NGC6397의 백색왜성

사진 설명 >

이 이미지는 구상성단 NGC6397의 여러 백색왜성을 보여주고 있다.

 

왼쪽의 이미지는 지상의 천문대에서 촬영된 것으로 구상성단을 구성하고 있는 수백수천의 빽빽하게 들어찬 별들을 보여주고 있다.

하얀색의 네모 박스는 이번에 탐사된 지역을 나타낸다.

 

오른쪽 상단의 이미지는 허블의 ACS에 의해 촬영된 것으로서 8억살 미만의 젊은 백색왜성과 14억에서 35억살 사이의

백색왜성의 이미지를 보여주고 있다.

사진에서는 이번 연구의 대상이 된 84개 백색 왜성 중 12개를 보여주고 있다.

 

파란색 네모 상자는 어린 백색 왜성을, 붉은색 원형 상자는 좀더 나이가 든 백색 왜성을 보여준다.

연구원들은 이들 백색왜성들을 색깔과 밝기를 근거로 어린 왜성으로부터 늙은 왜성까지로 분류하였다.

 

어린 백색왜성일수록 뜨거운 별이고 결과적으로 늙은 백색왜성보다는 푸른빛을 띄고 밝기도 더 밝다.

 

이번 연구에서 천문학자들은 어린 백색왜성들이 성단의 중심으로부터 멀리떨어져서 존재한다는 점 때문에 놀라게 되었다.

천문학자들은 원래 어린 백색왜성들은 성단의 중앙에 존재하고 있다가 수많은 시간에 걸쳐 성단의 외곽으로 이동하는 것으로

가정하였었기 때문이었다.

이에 따라 천문학자들은 성단의 별들이 연료를 모두 소진하여 백색왜성으로 변할 때, 모종의 추진력에 의해 성단의 외곽으로

밀려나가는 것이라고 가정하였다.

 

오른쪽 하단의 확대 이미지는 각각의 백색왜성에 대한 이미지이다.

파란색 외곽선의 백색왜성들은 젊은 백색왜성들이고, 붉은색 선은 나이가 든 백색왜성이다.

지상관측소에서 얻어진 이미지는 2005년 5월에 촬영된 것이며, 허블의 이미지는 2005년 3월과 4월에 촬영된 것이다.
 

 

 

 

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허블 우주망원경이, 별들이 모든 에너지를 태워버린 후 남은 잔재인 백색왜성이 생성될 때, 성단의 주변으로 튕겨나갔다는

강력한 증거를 제공해 주었다.

허블 ACS(Advanced Camera for Surveys)의 고분해능을 통해,  수천수만이 별들이 빽빽하게 몰려있는 고대의 구상성단인

NGC6397에서 빠르게 움직이는 백색왜성을 발견할 수 있었다.

 

백색왜성으로서 모든 연료를 다 소진해버리기 전에, 별들은 NGC6397에서 가장 질량이 무거운 별들 중 하나로서 존재하고 있었다.

거대한 질량의 별들이 구상성단의 중심부에 모여있는 것으로 생각됐기 때문에, 천문학자들은 대부분의 백색왜성들이

중심부근에 존재할 것으로 가정했었다.

그러나 허블을 통해 어린 백색 왜성이 NGC6397의 가장자리에 존재하는 것을 발견했는데, 이 왜성의 나이는 대략 115억년이다.

 

밴쿠버의 브리티시 컬럼비아 대학의 천문학자 하비 리처(Harvey Richer)는
"백색 왜성의 분포는 우리가 예상했는 곳의 정확히 반대위치에 있었습니다.
별들이 나이를 먹어 백색왜성으로 진화해 갈 때, 이들은 시속 11,200 킬로미터에서 17,600킬로미터의 속도( 초속 3~5킬로미터의 속도)로

이들이 성단의 외곽으로 이동해간 것으로 판단됩니다."라고 말했다.

 

리처는 백색왜성이 마치 로케트처럼 자신의 몸체를 구성했던 물체를 분출함으로써 추진력을 얻는 것이라는 모델을 제안했다.

 

백색 왜성으로 진화하기 전 단계에 일반적으로 별들은 크게 부풀어 올라 적색 거성이 되는데, 적색 거성들은 자체 질량의 반 정도를

우주 공간으로 분출한다.

리처가 제안한 모델에 의하면, 만약 이러한 질량 분출이 단일 방향으로 발생한다면 마치 로켓이 발사대에서 발사되는 것과 유사하게

우주공간을 가로질러 긴급출동하는 백색왜성의 추진력으로 작용할 수 있다.

그간의 행성상 성운들의 관측결과들도 이러한 분출에 있어서는 유사한 양상을 보여준다.
(행성상 성운들은 적색 거성으로부터 분출된 빛나는 물질들로 구성된 천체이다.)

 

행성상 성운에서 분출기류는 양방향(서로 반대방향)으로 분출되는 모습을 보여준다.

만약 이러한 분출이 완벽한 균형을 이루지 못한다면, 이 강력한 분출력이 백색왜성을 분출의 반대방향으로 가속시킬 것이라고

리처는 말했다.

어린 백색 왜성이 탄생과 함께 우주공간에 팽개쳐진다는 아이디어는 산개성단에서 백색왜성이 거의 발견되지 않는 이유를 설명하기 위해

약 30년 전 제안된 모델이다.,
 

2003년 산타크루즈 캘리포니아 대학의 마이클 필하우어(Michael Fellhauer)와 그의 동료들은 백색 왜성이 소규모의 추진력을

가지기만 해도, 충분히 산개성단을 벗어날 수 있다는 사실을 계산해냈다.

그러나 산개 성단의 중력장이 매우 약해서 백색 왜성이 산개 성단을 벗어나는 것은 쉬운 일이긴 하지만, 구상성단의 경우는

그 중력장이 산개성단의 100배 이상 강하기 때문에 구상성단을 벗어나기 위해서는 훨씬 큰 추진력이 필요하다.

 

그래서 리처와 그의 동료들은 구상성단에서의 가속모델을 테스트하기로 결정했다.

천문학자들은 이를 위해서 지구에서 가장 거리에 위치하는 구상성단인 8500광년 떨어진 NGC6397을 선택했다.

우리 은하에는 약 150개의 구상성단이 있으며 각각의 구상 성단은 백만개 이상의 별들을 가지고 있다.

 

연구팀은 8억년보다 적은 나이의 백색왜성 22개와 14억년에서 35억년 사이의 나이를 가진 백색왜성 62개를 연구하였다.

이러한 백색왜성의 연령은 각 백색왜성의 색채와 밝기를 기준으로 하여 분류된 것이다.

젊은 백색왜성일수록 그 온도가 높고 결과적으로 푸른색채와 더 밝은 빛을 뿜어내고 있다.

 

구상성단의 별들은 그들의 질량과 별들 사이에 작용하는 중력장을 기존으로 선별되었다.

가벼운 별일수록 성단의 외곽으로 쉽게 이동할 수 있었음에 반해 무거운 별들은, 성단의 중심으로 천천히 빨려들어갔다.

 

리처의 연구팀은 늙은 백색왜성들이 예상대로 각자의 질량에 따라 성단의 전역에 걸쳐서 흩어져 존재하고 있음을 발견했다.

그러나 어린 백색왜성들은 예상과 달리 성단의 가장자리에서만 발견되어 리처와 연구팀들을 곤혹스럽게 만들었다.

 

연구팀이 기대한 젊은 백생왜성들의 위치는 중심 부근이었다. 왜냐하면 백생왜성의 전단계인 별들은 성단에서 보이는 별들 중

가장 무거운 축에 드는 별들이었기 때문이다.

이들 어린 백색왜성은 성단의 전체에 골고루 분포할만큼 나이가 충분하지 않은데도 이러한 현상 - 외곽에만 존재하는 현상 - 이
나타난다는 사실은 뭔가 다른 메커니즘이 존재한다는 점을 시사한다.

 

밴쿠버의 브리티시 컬럼비아 대학의 졸업생인 연구원 솔 데이비스(Saul Davis)는
"우리 연구팀이 맨처음 별의 분포를 조사하고 그 차이를 발견했을 때, 우리는 '이런, 도대체 무슨 일이 일어난거지?' 라고

생각했었습니다. 오랫동안 우리는 우리가 뭔가 실수를 저질렀을 거라고 생각했지만, 사실 아무런 문제도 발견할 수 없었고,

그래서 한 발짝도 더 앞으로 나갈 수 없었습니다."라고 말했다.

 

그래서 연구팀은 젊은 백색왜성의 분포양상에 대해 다른 설명을 고려하기 시작했다.

이들은 연성(連星)계의 일부로서 각자의 파트너에 의해 밀려났을지도 모르고 또는 아마도 거대질량의 별에 의해 밀려났을지도 모른다.

그러나 이들은 이러한 모든 가정들을 컴퓨터 시뮬레이션에 의해 하나하나 제외시켜나갔다.

 

리처는 백색왜성이 밀려나있는 다른 구상성단을 연구하길 희망하고 있다.

연구 결과는 2008년 1월에 월간 왕립천문학회지에 발표될 예정이다.

 

 

 

* '허블사이트'의 게시물들은  허블사이트 http://hubblesite.org 의 뉴스센터 자료들을 번역한 자료들입니다.

   본 내용은 12월 4일 발표된 뉴스입니다.

 

원문>

사진설명>

These images show young and old white dwarf stars — the burned-out relics of normal stars — in the ancient globular star cluster NGC 6397.

The image at left, taken by a ground-based telescope, shows the dense swarm of hundreds of thousands of stars that make up the globular cluster. The white box outlines the location of the observations made by NASA's Hubble Space Telescope.

The image at top, right, taken by Hubble's Advanced Camera for Surveys, reveals young white dwarfs less than 800 million years old and older white dwarfs between 1.4 and 3.5 billion years old. The photo shows 12 of the 84 white dwarfs in the Hubble study. The blue squares pinpoint the young white dwarfs; the red circles outline the older white dwarfs. The Hubble researchers distinguished the younger from the older white dwarfs based on their color and brightness. The younger white dwarfs are hotter and therefore bluer and brighter than the older ones.

The astronomers were surprised to find young white dwarfs far away from the cluster's core. They had assumed that the youngsters would reside at the center and migrate over time to the cluster's outskirts. The astronomers proposed that the cluster stars that burn out as white dwarfs are given a boost that propels them to the edge of the cluster.

Close-up images of the white dwarfs are shown at bottom, right. The blue boxes represent the young white dwarfs; the red boxes indicate the older white dwarfs.

The ground-based image was taken June 5, 2005. The Hubble images were taken in March and April 2005.

 

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NASA's Hubble Space Telescope is providing strong evidence that white dwarfs, the burned-out relics of stars, are given a "kick" when they form.

The sharp vision of Hubble's Advanced Camera for Surveys uncovered the speedy white dwarfs in the ancient globular star cluster NGC 6397, a dense swarm of hundreds of thousands of stars.

Before the stars burned out as white dwarfs, they were among the most massive stars in NGC 6397. Because massive stars are thought to gather at a globular cluster's core, astronomers assumed that most newly minted white dwarfs dwelled near the center.

Hubble, however, discovered young white dwarfs residing at the edge of NGC 6397, which is about 11.5 billion years old.

"The distribution of young white dwarfs is the exact opposite of what we expected," said astronomer Harvey Richer of the University of British Columbia in Vancouver. "Our idea is that as aging stars evolve into white dwarfs, they are given a kick of 7,000 to 11,000 miles an hour (3 to 5 kilometers a second), which rockets them to the outer reaches of the cluster."

Richer suggested that white dwarfs propel themselves by ejecting mass, like rockets do. Before stars evolve into white dwarfs, they swell up and become red giants. Red giant stars lose about half their mass by shedding it into space. If more of this mass is ejected in one direction, it could propel the emerging white dwarf through space, just as exhaust from a rocket engine thrusts the rocket from the launch pad, Richer proposed.

Observations of some planetary nebulae display similarly directed outflows. (Planetary nebulae are the glowing material ejected by red giant stars.) The jets in those planetary nebulae are shown to flow in opposite directions. If they are not perfectly balanced, Richer reasoned, the stronger jet could accelerate the white dwarf in the opposite direction.

The idea that young white dwarfs are born with a kick was suggested 30 years ago to explain why there were so few of them in open star clusters. In 2003 Michael Fellhauer of the University of California at Santa Cruz and colleagues calculated that if white dwarfs were given a small boost, they could be expelled from open clusters. It is easier, however, for white dwarfs to escape the weak gravitational clutches of open clusters than to rocket out of globular clusters, which are as much as 100 times more massive than open clusters.

Richer and his team, therefore, decided to test the acceleration theory in a globular cluster. The astronomers chose NGC 6397 because, at 8,500 light-years away, it is one of the closest globular star clusters to Earth. About 150 globular clusters exist in the Milky Way, each containing up to a million stars.

The team studied 22 young white dwarfs less than 800 million years old and 62 older white dwarfs between 1.4 and 3.5 billion years old. The astronomers distinguished the younger from the older white dwarfs based on their color and brightness. The younger white dwarfs are hotter and therefore bluer and brighter than the older ones.

Globular clusters sort out stars according to their mass, governed by a gravitational pinball game between stars. Heavier stars slow down and sink to the cluster's core, while lighter stars pick up speed and move across the cluster to its outskirts. Richer's team found that the older white dwarfs were behaving as expected: They were scattered throughout the cluster according to weight.

The young white dwarfs, however, were found unexpectedly at the edge of the cluster, puzzling Richer and his team.

Their expected neighborhood is near the center because their progenitor stars were the heaviest stars present in the cluster. These fledgling white dwarfs are so young that they have not had enough encounters with other stars to spread them across the cluster, suggesting that some other mechanism (a kick) is at work.

"The first time we plotted up the distribution and found a difference, we thought, 'My goodness, what is happening?'" said team member Saul Davis, a graduate student at the University of British Columbia in Vancouver. "For a long time, we thought we had made a mistake. But no matter what we did, it didn't go away."

The team considered other explanations for the young white dwarfs' location. They could have been part of binary systems and gotten kicked out by their partners. Or perhaps they were given a boost after encountering heavier stars. The team, however, ruled out those explanations through computer simulations.

Richer hopes to study other globular clusters for runaway white dwarfs. The results will appear in the January 2008 issue of the Monthly Notices of Royal Astronomical Society Letters.

Other members of the team are I.R. King (University of Washington, Seattle); J. Anderson (Space Telescope Science Institute, Baltimore, Md.); J. Coffey (University of British Columbia, Vancouver); G.G. Fahlman (NRC Herzberg Institute of Astrophysics, National Research Council Canada, Saanich, British Columbia); J. Hurley (Swinburne University of Technology, Hawthorn, Australia); and J.S. Kalirai (University of California at Santa Cruz).

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