天文学者のグループは、銀河の巨大な連星が散在する星団の端または渦巻腕の前縁で形成されることを発見しました。 この作品は、銀河の近隣が過去にどのように見えたかについての考えと、そのような星の分布の説明を与えます.
パリ シテ大学のフランシス フォーティンとシルヴァン シャティは、アルゼンチン電波天文学研究所のフレデリコ ガルシアとともに、欧州宇宙機関 (ESA) のガイア宇宙望遠鏡からのデータを使用して、26 の大質量 X 線連星の動きを追跡しました。またはHMXB。 HMXB は、 つの星が超新星として爆発し、ブラック ホールまたは中性子星になった連星系の残骸です。 彼らは、時間をさかのぼって外挿されたこれらの動きが、渦巻腕の端または拡散星団の近くで発生する傾向があることを発見しました。
連星をその誕生場所まで追跡することで、天文学者はペアの星の つがいつ超新星になったのかを判断する機会を得ることができます。
多くの星は連星系で生まれ、時にはこれらの星のそれぞれが太陽の数倍の質量を持っています。 星の質量が大きいほど寿命が短くなるため、これらのシステムでは、 つの星のうちの つが数千万年後に燃料を使い果たし、超新星として爆発します。 爆発後、中性子星やブラックホールに似たコンパクトな物体が残ります。 次に、伴星は質量を失い始め、現在は非常に密度の高いパートナーになり、X 線を生成します。このため、「連星 X 線システム」という名前が付けられました。
これらの超新星爆発は乱雑なロケット エンジンのように機能するため、HMXB は前駆体クラスターや渦巻腕に留まることはありません。 しかし、彼らの寿命は非常に短いため、銀河の基準からすれば、それほど遠くには見えません。
星の寿命が短いということは、星が特定の領域に集中することも意味します。分布はランダムではありません。 「大質量星からなる大質量X線連星は、銀河面のみにあり、渦巻腕に集中していることがわかりました」とShati氏は述べています。 これは、ハローと呼ばれる領域に広がる傾向がある古い星や球状星団とは異なります。
この研究にはいくつかの注意点があります: サンプルサイズはまだ比較的小さいため、すべての HMXB について決定的な声明を出すことはできません。 HMXB が単独で形成されたように見える場合、同じ信頼度で年齢を推定することはできません。
また、HMXB が遠ざかるにつれて、それらを小さなクラスターに一致させることがますます難しくなるため、らせん状の腕の中で形成されたように見えるそれらのいくつかは、実際にはクラスターで生まれた可能性があります。しかし、彼らが調べたバイナリのいくつかは決定的ではなく、ほとんどの HMXB はクラスターで生まれていることが判明するかもしれません。
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