펄서

몇몇 펄서는 가시광선·X선·감마선 영역에서 짧은 주기의 폭발을 보여주는 것으로 알려지고 있다.

게성운

펄서는 빠르게 자전하는 중성자별로 생각된다. 중성자별은 대부분이 중성자로 구성된 밀도가 아주 높은 별로서 지름은 20㎞ 이하이다. 중성자별은 초신성이라고 하는 격렬하게 폭발하는 별의 중심핵이 안쪽으로 붕괴하여 압축될 때 만들어진다. 이때 별 표면에 있는 전자는 양성자와 중성자로 붕괴된다. 이런 하전 입자들은 표면으로부터 방출되면서 별을 감싸고 있는 강한 자기장으로 들어가 자기장을 따라 회전한다.

이 입자들이 빛에 가까운 속도로 가속되면 싱크로트론 복사에 의해 전자기파가 방출된다. 이 복사는 펄서의 자극으로부터 강한 빔의 형태로 방출된다. 한편 이 자극은 자전축과 일치하지 않기 때문에 펄서가 자전하면 복사된 광선은 자전축 주위를 흔들거리며 회전한다. 이 광선이 1번 회전할 때마다 규칙적으로 지구를 휩쓸고 지나가면 고른 분포의 맥동이 지상의 망원경에 의해 검출된다.

케임브리지대학교에서 연구하고 있던 천문학자 조설린 벨과 앤소니 휴이시는 전파원의 빠른 변화를 기록하기 위해 특별히 고안된 전파망원경을 이용하여 1967년에 처음으로 펄서를 발견했다.

그후 300개 이상의 펄서가 관측되었다. 이중 많은 수가 지구가 속해 있는 거대한 은하계인 우리은하의 평면에 집중되어 있다. 비록 알려진 모든 펄서가 비슷한 양상을 보이고 있지만 각각의 맥동주기(맥동과 맥동 사이의 간격)에는 상당한 차이가 있다. 현재까지 관측된 것 중 가장 느린 펄서의 주기는 약 4초이다. 가장 빠른 밀리세컨드 펄서(1982 발견)는 주기가 0.00155s, 즉 1.55 msec(밀리세컨드)인데, 이것은 알려진 그 어느 펄서의 주기보다도 짧다. 밀리세컨드 펄서는 1초에 642회 자전한다.

이 값은 펄서의 자전주기의 이론적인 한계값에 가까운데 이보다 4배만 빨라도 중성자별의 강한 중력 때문에 탈출속도가 빛의 속도에 1/2에 달하지만 적도에서의 원심력 때문에 중성자별은 파괴된다.

전파 펄서의 주기를 주의 깊게 측정해보면 펄서의 주기가 아주 점차적으로 1년에 1/1,000,000초 정도 느려지는 것을 알 수 있다. 펄서의 현재 주기와 느려지는 비율의 평균값과의 비는 펄서의 나이를 나타낸다. 이른바 이 계시(計時)나이는 다른 방법에 의해 탄생시기가 알려진 펄서의 실제 나이와 거의 일치한다.

이런 펄서 중의 하나인 게 펄서는 1054년에 관측된 초신성의 폭발로 만들어진 것이다. 게 펄서는 가장 젊은 펄서로 알려져 있고, 그 다음으로는 돛자리 펄서로서 계시나이가 1만 1,000년이다.

게 펄서와 돛자리 펄서는 자전 에너지를 너무 빨리 잃어가기 때문에 시간이 지날수록 더 짧은 파장의 복사선을 방출한다.

광학사진에서 게 펄서는 게성운의 중심에 보통 밝기(16등급)를 가진 별로 나타난다. 1968년 게펄서의 전파맥동이 관측된 이후, 곧 애리조나의 스튜어드 천문대에 있는 천문학자들은 게 펄서 가시영역(可視領域)의 빛이 같은 비율로 섬광을 일으키는 것을 발견했다. 또한 게 펄서는 X선과 감마선의 규칙적인 맥동도 발생시킨다. 돛자리 펄서는 광학적 파장에서 훨씬 어두우며(평균 24등급), 1977년 오스트레일리아의 파크스에 있는 거대한 앵글로오스트레일리아 망원경을 이용한 탐색 결과 관측되었다.

돛자리 펄서는 비록 맥동은 하지 않는 것으로 보이지만 X선을 방출한다. 또한 돛자리 펄서는 규칙적으로 감마선을 복사하며 감마선을 내는 천체 중 가장 강한 복사원이다.

나이가 많은 전파방출 펄서는 젊은 펄서보다 자전이 느려지는 비율은 작지만 자전주기는 길다. 1,000만 년이 지난 후 자기장이 아주 약해지면 펄서는 더이상 복사하지 않는다는 사실이 계시나이에 기초해 알려졌다. 비교적 태양 근처에서 관측된 많은 수의 펄서들을 살펴보면 우리은하에는 약 100만 개의 활동적인 펄서가 있다는 것을 알 수 있다.

위에서 언급한 2가지 계산결과를 종합해보면, 이런 종류의 천체는 10년에 1개씩 생성되는 것으로 생각되는데, 이러한 탄생률은 일반적으로 중성자별을 만드는 것으로 여겨지는 초신성의 출현율보다 5배나 크기 때문에 두 비율의 차이를 설명하기가 어렵다.