Title: SGR 0418+5729: a low-magnetic-field magnetar
ArXiv ID: 1101.2299
발행일: 2015-05-27
저자: P. Esposito, N. Rea, R. Turolla, G. L. Israel, S. Zane, L. Stella, C. Kouveliotou, S. Mereghetti, A. Tiengo, D. Gotz, E. Gogus
📝 초록 (Abstract)
SGR 0418+5729는 2009년에 발견된 마그네타르로, 이 별은 매우 낮은 표면 쌍극자 자기장 강도를 가진 것으로 알려져 있다. 이 논문에서는 SGR 0418+5729의 회전 속도 감소율과 특성 연령을 분석하여 그 표면 쌍극자 자기장을 추정하고, 이를 통해 마그네타르 모델에 대한 새로운 이해를 제시한다. 특히, 이 논문은 SGR 0418+5729가 매우 낮은 표면 쌍극자 자기장에도 불구하고 마그네타르와 유사한 활동을 보이는 이유를 설명하며, 이를 통해 내부 토럴 성분의 중요성을 강조한다.
💡 논문 핵심 해설 (Deep Analysis)
SGR 0418+5729는 2009년에 발견된 마그네타르로, 이 별은 매우 낮은 표면 쌍극자 자기장 강도를 가진 것으로 알려져 있다. 이 논문에서는 SGR 0418+5729의 회전 속도 감소율과 특성 연령을 분석하여 그 표면 쌍극자 자기장을 추정하고, 이를 통해 마그네타르 모델에 대한 새로운 이해를 제시한다.
1. SGR 0418+5729의 특징
SGR 0418+5729는 2009년 6월 5일 페르미 감마선 폭발 모니터에 의해 두 개의 마그네타와 유사한 급발광을 관측하면서 발견되었다. 이후 X-선 위성 관측을 통해 SGR 0418+5729가 약 9.1초의 X-선 펄스를 가진 것으로 확인되었으며, 이는 마그네타르 원천의 기간 범위 내에 있다.
2. 회전 속도 감소율과 특성 연령
SGR 0418+5729의 회전 단계적 동조 정밀 연구를 통해, 상한선에서의 회전 속도 감소율은 10⁻¹³ s⁻¹(90% 신뢰 수준)로 측정되었다. 이는 식 (1)에 따라 약 1.5 × 10⁻¹⁴ erg/s로 변환된다.
3. 표면 쌍극자 자기장 강도
SGR 0418+5729의 표면 쌍극자 자기장 강도는 매우 낮은 값으로 추정되었다. 상한선에서 B < 7.5 × 10¹² G로, 이는 SGR 0418+5729을 지금까지 알려진 가장 낮은 표면 쌍극자 자기장을 가진 마그네타르로 만든다.
4. 내부 토럴 성분의 중요성
이렇게 낮은 표면 쌍극자 자기장 강도는 마그네타르 모델과 불일치처럼 보인다. 그러나 SGR 0418+5729의 활동은 내부 토럴 자기장에 저장된 에너지로 설명될 수 있다. Btor² ≈ 6L X τc / R³ NS로 계산하면, 중성자별 반지름 R NS = 10⁶ cm 및 특성 나이 τc = 24백만 년으로, Btor ≈ 5 × 10¹⁴ G를 얻을 수 있다. 이는 SGR 0418+5729가 충분히 강한 내부 자기장을 가질 수 있음을 시사한다.
5. 마그네타르 모델의 재고성
SGR 0418+5729의 낮은 표면 쌍극자 자기장 강도는 마그네타르 모델에 대한 재검토를 필요로 한다. 특히, 많은 수의 라디오 펄사가 SGR 0418+5729와 유사하게 내부 자기장을 가질 수 있으며, 이는 정상적인 쌍극성 성분으로 반영되지 않을 수 있다.
결론
SGR 0418+5729의 낮은 표면 쌍극자 자기장 강도는 마그네타르 모델에 대한 새로운 이해를 제시한다. 특히, 내부 토럴 성분의 중요성을 강조하며, 이는 SGR 0418+5729가 매우 낮은 표면 쌍극자 자기장에도 불구하고 마그네타르와 유사한 활동을 보이는 이유를 설명한다. 이러한 결과는 마그네타르 모델의 재검토를 필요로 하며, 이는 향후 연구에서 더욱 깊이 있게 탐구되어야 할 주제이다.
이 논문은 SGR 0418+5729의 특성을 분석함으로써 마그네타르 모델에 대한 새로운 이해를 제공하며, 내부 자기장의 역할을 강조한다. 이러한 연구는 중성자별의 자기구조와 활동 메커니즘에 대한 보다 깊은 이해를 가능하게 하며, 향후 마그네타르 연구에서 중요한 기여를 할 것으로 예상된다.
📄 논문 본문 발췌 (Excerpt)
## 비축되는 펄사의 표면 쌍극자장 강도 추정
비축되는 펄사의 표면 쌍극자장 강도는 회전 운동 에너지의 손실 속도를 자기 쌍극자 방사량의 힘과 동일시하여 추정할 수 있다. 중성자별(자기) 적도에서:
여기서 P는 펄사의 회전 기간, Ṗ는 회전 속도 감소율이며, 중성자별 반경 R NS = 10⁶ cm, 관성 모멘트 I = 10⁴⁵ g cm²로 가정한다. 이러한 방법으로 추론된 표면 쌍극자장 강도는 대부분의 비재생 펄사에서는 약 10¹¹ - 10¹³ G이며, 일부 소수의 원천(일반적으로 마그네타라고 불리는)은 약 10¹⁴ - 10¹⁵ G에 이른다. 현재까지 이러한 초강자성 중성자별은 15개 미만으로 알려져 있으며, 심지어 그 구분이 점점 모호해지고 있지만, 일반적으로 소프트 감마선 반복 방출자(SGR) 또는 이상한 X-선 펄서(AXP)로 분류된다. 이들은 모두 X-선 펄서로, 회전 기간 2 - 12초, 주기 도함수 약 10⁻¹³ - 10⁻¹₀ s⁻¹ (특이 연령 τc = P/(2Ṗ)는 대략 0.2kyr에서 0.2Myr 사이), X-선 광도 Lx ≈ 10³² - 10³⁶ erg s⁻¹를 가지며, 일반적으로 회전 에너지 손실 속도를 훨씬 초과한다. 마그네타는 또한 예측 불가능한 폭발을 일으킨다. 이는 며칠에서 몇 년까지 지속되며, 특유의 짧은 감마선/X-선 광자를 방출한다. 높은 광도와 함께 별의 동반자로부터의 흡입 증거가 부족하다는 사실은 SGR/AXP 활동을 위한 에너지가 그들의 뛰어난 자기장에 저장되어야 한다는 결론에 이르게 했다 [2, 4].
SGR와 AXPs 외에도 두 개의 다른 원천이 마그네타와 유사한 활동을 보이는 것으로 알려져 있다: PSR J1846-0258과 PSR J1622-4950. 전자는 0.3초의 회전 기반 X-선 펄서로, 자기장 범위의 하단(B ≈ 5 × 10¹³ G)에 있는 마그네타와 유사하며, 일반적인 마그네타 폭발과 짧은 X-선 급발광이 감지되었다 [5]. 후자는 4.3초의 라디오 펄서이며, 자기장 범위(B ≈ 3 × 10¹⁴ G)에 있으며, 평평한 스펙트럼의 플레어 라디오 방출이 관찰되었다 [8].
마그네타와 유사한 활동을 보이는 모든 원천에서 쌍극자장은 5 × 10¹³ G < B < 2 × 10¹⁵ G 범위를 넘지 않으며, 이는 평균적인 라디오 펄서의 약 10-1000배에 달하며 양자 전자장의 강도보다 크다(B Q = m²e c³ / εh ≈ 4.4 × 10¹³ G; 전자의 사이클론 에너지가 휴식 질량과 같아지는 지점). 라디오 펄서에서 B > B Q를 초과하면서도 일반적인 행동을 보이는 것은 양자 전자장만으로는 마그네타와 유사한 활동의 시작에 충분한 조건이 아닐 수 있음을 시사한다 [9, 10]. 반면, 지금까지 항상 마그네타와 유사한 활동은 B Q보다 강한 쌍극자장을 가진 원천에서만 관찰되었다.
SGR 0418+5729는 2009년 6월 5일 페르미 감마선 폭발 모니터가 두 개의 마그네타와 유사한 급발광을 관측하면서 발견되었다 [11]. 후속 X-선 위성 관측은 SGR 0418+5729가 약 9.1초의 X-선 펄스를 가지며, 이는 마그네타 원천의 기간 범위 내에 있음을 보여주었다 [12], 그리고 모든 다른 마그네타의 특이점을 나타낸다: 짧은 X-선 급발광의 방출, 회전 에너지 손실보다 큰 지속적인 X-선 광도, 온열 및 비온열 성분을 가진 스펙트럼(폭발 감퇴 중 부드러워짐), 변동하는 펄스 프로필 [13].
여러 X-선 기기가 발견 이후 약 160일 동안 SGR 0418+5729를 반복적으로 관측했으며, 그 후 태양의 제약으로 인해 위성에서 사라졌다. 이 캠페인은 펄사의 회전 단계적 동조 정밀 연구를 가능하게 했지만, 회전 속도 감소율에 대한 징후는 감지되지 않았다 [13]. 상한선에서의 회전 속도 감소율은 10⁻¹³ s⁻¹(90% 신뢰 수준)로, 식 (1)에 따라 약 1.5 × 10⁻¹⁴ erg/s로 변환된다.
전문 한국어 번역
SGR 0418+5729의 자기장 및 활동 관계 분석
표면 쌍극자 자기장 강도가 3 × 10^13 G 이하인 것은 마그네타르 출처로는 상대적으로 낮은 값이지만, 이상할 정도는 아닙니다. 이는 AXP 1E 1048.0-5937 (약 6 × 10^13 G) 및 마그네타르와 유사한 펄사 PSR J1846-0258과 유사합니다. 검은색 사각형은 정상 라디오 펄사, 파란색 사각형은 자기장이 제한값보다 큰 정상 라디오 펄사, 빨간 별은 마그네타르, 주황색 삼각형은 마그네타르와 유사한 펄사 PSR J1846-0258과 PSR J1622-4950, 초록색 원은 X선 약한 고립 중성자별 (XDINS; [16])을 나타냅니다. 90% 신뢰 수준에서 SGR 0418+5729의 쌍극자 자기장의 상한선은 단단한 선으로 표시되어 있으며, 전자 양자 자기장 값은 점선으로 표시되었습니다.
SGR 0418+5729이 2010년 7월에 다시 관측 가능해짐에 따라 Swift, Chandra 및 XMM-Newton을 사용하여 모니터링 캠페인을 재개했습니다 ([14] 참조). 모든 관측에서 알려진 주기로 펄사가 명확하게 감지되었기 때문에 새로운 X선 데이터를 사용하여 [13]에서 제시한 위상 일관된 타이밍 솔루션을 더 긴 기간으로 확장할 수 있었습니다. SGR 0418+5729의 위상 진화는 선형 관계 φ = φ₀ + 2π(t - t₀)/P로 잘 설명되며, 가장 적합한 회전 주기는 9.07838827(4) 초 (MJD 54993.0 및 태양계 중심에 대한 참조; χ² 적절도 약 1.8, 자유 도수 18개)입니다. Fisher 검사는 기간 도함수가 통계적으로 필요하지 않음을 보여줍니다. SGR 0418+5729의 회전 속도는 상한선 Ṗ < 6.0 × 10^-15 s^-1 (90% 신뢰 수준)으로 설정되었습니다.
기간 도함수 상한선은 특성 나이 τc > 24백만 년 및 표면 쌍극자 자기장 강도 B < 7.5 × 10^12 G를 암시합니다. 이는 SGR 0418+5729을 지금까지 알려진 가장 낮은 표면 쌍극자 자기장을 가진 마그네타르로 만듭니다 (마그네타르와 유사한 두 펄사 PSR J1846-0258 및 PSR J1622-4950보다도 낮습니다).
이렇게 낮은 표면 쌍극자 자기장은 마그네타르 모델과 불일치처럼 보입니다. 그러나 지금까지 우리는 표면 쌍극자 자기장과 마그네타르와 유사한 활동 사이의 관계만 고려했습니다. 하지만 마그네타르의 활동은 내부 토럴 자기장에 저장된 자기 에너지에 의해 유도될 가능성이 높습니다 ([2, 3]). 현재 이해되는 마그네타르 모델이 여전히 유효하다면 (비록 표면 쌍극자 자기장이 낮더라도), SGR 0418+5729은 분출과 펄스 방출을 가능하게 하기 위해 충분히 강한 내부 토럴 성분 Btor를 가져야 합니다. 이 거대한 내부 필드는 항성을 스트레싱하고 결국 표면 층을 변형/균열시킬 수 있습니다. 이는 주기적으로 자기 헬릭스를 외부 필드에 전달하여 (반복적인) 짧은 X선 폭발과 전체적인 마그네타르와 유사한 활동을 가능하게 합니다 ([2, 17, 18]).
내부 자기장의 토럴 성분은 직접 측정할 수 없지만, 저장된 자기 에너지가 SGR 0418+5729의 진정 방출을 평생 동안 공급한다고 가정하면 추정할 수 있습니다. Btor² ≈ 6L X τc / R3 NS [2]로 계산됩니다. 원천까지의 거리를 2 kpc ([11, 13])로 가정하고, 2010년 7월 Chandra 관측에서 측정한 진정 광도 L X ≈ 6.2 × 10^31 erg s^-1을 평생 광도로 간주하면, 중성자별 반지름 R NS = 10^6 cm 및 특성 나이 τc = 24백만 년으로, Btor ≈ 5 × 10^14 G를 얻습니다. 토럴과 공극 필드 강도 비율이 약 50인 경우 (마그네토-열 진화 시나리오 [19]와 일치), SGR 0418+5729의 표면 쌍극자 자기장은 상대적으로 낮지만, 마그네타르와 유사한 활동을 일으킬 수 있는 충분히 강한 내부 자기장을 가질 수 있습니다. 그러나 실제 표면 쌍극자 자기장은 어떻게 될까요?
SGR 0418+5729의 자기장 세기가 현재 상한선보다 훨씬 작다는 사실이 밝혀지면서, 마그네타(magnetar) 시나리오의 기본 요소에 대한 재고성이 제기될 수 있습니다.
