천문학자들은 육안으로 볼 수 있는 별의 극한 엑스레이에 대한 50년 미스터리를 풀었습니다.

감마 카시오페아과(Gamma Cassiopeiae)가 특이한 이유

γ 카시오페이아는 Be형 별로 분류된 최초의 별이며, 1866년 이탈리아 천문학자 안젤로 세키(Angelo Secchi)에 의해 확인되었습니다. 이 거대한 별은 빠르게 회전하며 규칙적으로 물질을 우주로 방출합니다. 그 물질은 별 주위에 원반을 형성하며, 이는 광학 스펙트럼의 특정 특징을 통해 감지될 수 있습니다.

1976년에 과학자들은 γ Cas가 유사한 별보다 약 40배 더 강한 X선을 방출한다는 것을 깨달았습니다. 책임이 있는 플라즈마는 1억도 이상의 온도에 도달하고 빠르게 변화합니다. 이후 20년 동안 우주 관측소에서는 현재 ‘γ Cas 유사체’로 알려진 비슷한 행동을 보이는 약 20개의 별을 발견했습니다. 리에주 대학교의 천문학자들은 이러한 물체의 절반 이상을 식별하는 데 중요한 역할을 했습니다.

X선 방출에 대한 경쟁 이론

ULiège의 천문학자인 Yaël Nazé는 “이 방출을 설명하기 위해 여러 가지 시나리오가 제안되었습니다.”라고 설명합니다. “그 중 하나는 Be 별 표면과 그 원반 사이의 국지적인 자기 재결합과 관련이 있습니다. 다른 사람들은 엑스선이 외부 층이 벗겨진 별, 중성자 별, 또는 응집하는 백색 왜성 등 동반자와 연결될 것을 제안했습니다.”

연구자들은 관측 결과가 이론적 예측과 일치하지 않았기 때문에 벗겨진 별과 중성자 별을 이미 배제했습니다. 이는 두 가지 가능성을 남겼습니다. 별 근처의 자기 활동 또는 근처의 백색 왜성이 물질을 끌어당기는 것입니다. 최근까지는 이들을 구별할 수 있는 명확한 방법이 없었습니다.

XRISM 데이터는 X선 소스를 추적합니다.

미스터리를 해결하기 위해 팀은 고에너지 천체 물리학을 변화시키고 있는 XRISM에 탑재된 고정밀 미세 열량계인 Resolve를 사용하여 일련의 관찰을 수행했습니다. 데이터는 2024년 12월, 2025년 2월, 2025년 6월에 수집되었으며, 이는 시스템의 전체 203일 궤도를 포괄합니다.

“스펙트럼은 Be 별의 궤도 운동이 아닌 백색 왜성의 궤도 운동을 따라 세 관측 사이의 고온 플라즈마 변화 속도를 보여주었습니다.”라고 연구원은 계속합니다. “이러한 변화는 높은 통계적 신뢰성으로 측정되었습니다. 사실 이는 X선을 발생시키는 초고온 플라즈마가 Be 별 자체가 아닌 소형 동반성과 연관되어 있다는 최초의 직접적인 증거입니다.”

자기 백색 왜성에 대한 증거

측정은 또한 백색 왜성의 본질에 대한 통찰력을 제공합니다. 스펙트럼 특징은 비자성 백색 왜성을 배제하는 적당한 폭(약 200km/s)을 가지고 있습니다. 이 시나리오에서는 재료가 디스크의 빠르게 회전하는 내부 영역을 통해 안쪽으로 떨어지면서 훨씬 더 넓은 신호를 생성합니다. 대신 결과는 디스크가 잘리고 자기장이 들어오는 물질을 극쪽으로 향하게 하는 자성 백색 왜성을 나타냅니다(그림 참조).

새로운 종류의 쌍성별 확인

이러한 발견은 γ Cas와 유사한 별들이 오랫동안 예측되었지만 명확하게 관찰된 적이 없는 Be + 백색 왜성 쌍성계 클래스에 속한다는 것을 보여줍니다. ULiège의 연구원들은 또한 이 그룹의 두 가지 주요 특성을 확인했습니다. 주로 거대한 Be 별을 포함하며 그 중 약 10%를 차지합니다. 그러나 이론적 모델은 더 많은 인구가 있을 것으로 예상했으며 질량이 낮은 Be 별과 더 강한 연관성을 제안했습니다.

“이러한 불일치는 특히 구성 요소 간의 질량 전달 효율성과 관련하여 이진 진화 모델의 수정을 시사합니다. 이는 최근 여러 독립적인 연구의 결론과 일치합니다. 따라서 이 미스터리를 해결하면 앞으로 수년 동안 새로운 연구의 길이 열릴 것입니다! 이진 시스템의 진화를 이해하는 것은 예를 들어 중력파를 이해하는 데 중요합니다. 실제로 수명이 다할 때 이를 방출하는 거대한 이진이기 때문입니다.”라고 Yaël Nazé는 결론지었습니다.