특히 강한 자기장을 가진 중성자별. Magnetar - 잡지 "우주에 관한 모든 것". 두 가지 유형의 중성자별

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알아내다, 마그네타 란 무엇입니까: 강력한 자기장을 가진 중성자별에 대한 설명, 사진으로 연구한 역사, 우리은하의 이웃, 얼마나 많은 에너지를 방출하는지.

우주는 놀라운 물체에 매료되지만 이것은 가장 친근한 곳과는 거리가 멉니다. 지구에서 당신을 죽이는 데 약 80-100년이 걸립니다. 하지만 순식간에 죽는 곳이 있습니다. 그래서 알아 마그네타.

초질량 별이 폭발하면 그 자리에 중성자별이 형성될 수 있습니다. 죽어가는 천체는 더 이상 중력을 견디기에 충분한 가벼운 압력을 갖지 않습니다. 그 힘은 너무 강력해서 양성자와 전자가 우주로 밀려나 중성자를 형성합니다. 그리고 우리는 무엇을 가지고 있습니까? 중성자! 고체 중성자 덩어리.

중성자 별이 형성되면 . 이전에 축적된 질량은 초당 100번 회전하는 작은 "공"으로 압축됩니다. 그러나 그것이 가장 이상한 것은 아닙니다. 등장한 10개의 중성자별 중에서 항상 하나의 다소 이상한 별이 있을 것입니다. 마그네타. 이들은 초신성에서 나온 중성자별입니다. 그러나 형성 과정에서 특이한 일들이 발생합니다. 정확히 무엇? 자기장이 너무 강해져서 과학자들은 자기장이 어디에서 오는지 알아낼 수 없습니다.

어떤 사람들은 중성자별의 회전, 온도 및 자기장이 완벽한 지점으로 수렴할 때 자기장을 1,000배 증폭하는 발전기를 얻는다고 믿습니다.

그러나 최근 발견은 더 많은 단서를 제공했습니다. 과학자들은 마그네타가 멀어지는 것을 발견했습니다. 우리는 이미 시스템의 한 별이 초신성 형태로 폭발할 때 그러한 물체를 관찰할 수 있었습니다. 즉, 바이너리 시스템의 일부였습니다.

파트너십 동안 물체는 나란히 궤도를 돌았습니다(지구-태양 거리에 더 가까움). 이 거리는 재료를 교환하기에 충분했습니다. 큰 별이 먼저 죽기 시작하여 작은 별에 질량을 주었습니다. 이로 인해 그녀는 긴장을 풀고 미사를 되돌려 받았습니다. 결과적으로 더 작은 것은 초신성처럼 폭발하고 두 번째 것은 새로운 궤적에 던집니다. 중성자별을 형성하는 대신에 우리는 마그네타를 얻었습니다.

관찰된 자기장의 힘은 정말 놀랍습니다! 지구 근처에서는 25가우스가 필요하고 표면에서는 0.5가우스 미만만 감지합니다. 중성자별은 1조 가우스를 갖지만 마그네타는 이 표시를 1000배 초과합니다!

당신이 거기에 있었다면 어떻게 되었을까요? 1,000km 이내의 자기장은 원자 수준에서 당신을 찢을 정도로 강합니다. 사실은 원자 자체가 변형되어 더 이상 모양을 지탱할 수 없다는 것입니다.

그러나 강한 방사선과 자기장에서 물체의 치명적인 입자로 인해 사망했기 때문에 아무 것도 이해하지 못할 것입니다.

마그네타의 또 다른 고유성은 지진(흔들림)을 가질 수 있다는 것입니다. 그것은 지상과 비슷하지만 별에서 발생합니다. 중성자별은 갈라질 수 있는 외부 지각을 가지고 있으며, 이는 지구의 지각판의 움직임과 유사합니다. 이것은 마그네타가 폭발을 일으킬 때 일어나는 일입니다.

가장 강력한 사건은 50,000 광년 떨어진 SGR 1806-20 물체에서 발생했습니다. 1/10초에 지진 중 하나는 100,000년 동안 태양보다 더 많은 에너지를 생성했습니다. 그리고 이것은 초신성이 아니라 표면의 단 하나의 균열입니다!

운이 좋게도 이 정말 치명적인 물체는 멀리 떨어져 있고 가까이 갈 기회가 없습니다. 마그네타에 대해 자세히 알아보고 더 흥미로운 정보를 알아보려면 비디오를 시청하십시오.

마그네타

감마선 폭발, 강한 자기장 및 X선 펄서에 대한 천체 물리학자 Sergei Popov:

"숨겨진" 마그네타

천체 물리학자 Sergei Popov는 마그네타, 초신성 폭발 및 별의 자기장에 대해 다음과 같이 설명합니다.

일부 별은 너무 강하게 자화되어 자기장의 에너지로 인해 거대한 섬광을 방출하고 진공의 양자 특성을 크게 변경합니다. 마그네타의 "스타 퀘이크"는 엄청난 양의 전자기 에너지(진도 21포인트의 지진 에너지와 동일)를 방출하고 자기장에 의해 포착된 뜨거운 플라즈마 공을 던집니다.

1979년 3월 5일, 금성의 유독성 대기에 착륙선을 떨어뜨린 후, 소련의 우주 정거장 Venera 11과 Venera 12는 내부 태양계를 통해 타원형 궤도로 비행을 계속했습니다. 두 스테이션에 있는 방사선 카운터의 판독값은 초당 100개 판독값 내에서 변동했습니다. 그러나 중부 유럽 시간(EST) 10시 51분에 감마 방사선의 흐름이 장치를 강타했습니다. 1000분의 1초 만에 방사능 수치가 초당 200,000번을 넘었습니다. 11초 후 감마선 플럭스는 NASA의 Helios-2 우주 탐사선을 덮었고, 이 탐사선 역시 태양 주위를 도는 궤도를 돌고 있었습니다. 고에너지 복사의 평평한 전면이 태양계를 통과한다는 것이 분명해졌습니다. 곧 그는 금성에 도달했고, 금성을 도는 Pioneer VenusOrbiter 위성에서 탐지기가 규모를 벗어났습니다. 몇 초 후, 그 흐름은 지구에 도달했고 미 국방부의 Vela 위성 3개, 소련 Prognoz-7 위성 및 아인슈타인 우주 천문대에 의해 기록되었습니다. 마침내 태양계를 통과하는 도중에 파면이 국제 태양-지구 탐험가 우주 정거장에 충돌했습니다.

고에너지 경질 감마선의 폭발은 이전에 태양계 외부에서 발생한 모든 것보다 100배 더 강렬했으며 0.2초 동안만 지속되었습니다. 그 뒤를 8초의 주기로 펄스하는 연 X선과 감마선의 흐름이 뒤따랐습니다. 그리고 3분 만에 숨졌다. 14.5시간 후인 3월 6일 01시 17분에 천구의 같은 지점에서 더 약한 감마선 폭발이 관측됐다. 향후 4년 동안 Leningrad Institute of Physics and Technology의 과학자 그룹. Evgeny Mazets가 이끄는 A.F. Ioffe는 16건의 추가 발병을 등록했습니다. 강도는 다르지만 1979년 3월 5일 폭발보다 약하고 짧았습니다.

천문학자들은 그런 것을 본 적이 없습니다. 첫째, 새로운 버스트는 이미 잘 알려지고 연구된 감마선 버스트(Gamma-Ray Bursts, GRB)의 카탈로그에 포함되었지만 여러 면에서 다릅니다. 80년대. 버클리 캘리포니아 대학의 Kevin C. Hurley는 비슷한 폭발이 하늘의 두 지역에서 더 발생했음을 발견했습니다. 한 번만 번쩍이는 GRB와 달리 이러한 모든 소스의 번쩍임은 반복되었습니다(#4 "과학의 세계" 참조. Neil Gerels, Luigi Piroi 및 Peter Leonard "우주에서 가장 밝은 폭발" 참조). 1986년 7월 툴루즈에서 열린 회의에서 천문학자들은 하늘에서 이러한 소스의 위치에 동의하고 "Soft Gamma Repeaters"(SGR)라는 이름을 붙였습니다.

검토: 초자성 중성자 별

• 천문학자들은 알려진 다른 어떤 반복적인 폭발보다 수백만 배 더 밝을 수 있는 강력한 감마선과 X선 섬광을 방출하는 여러 별을 발견했습니다. 이러한 에너지의 엄청난 크기와 복사의 맥동은 중성자 별을 나타냅니다. 이는 우주에서 블랙홀 다음으로 가장 극단적인 유형의 물체입니다.
• 이 중성자별은 지금까지 측정된 자기장 중 가장 강한 자기장을 가지고 있어 마그네타라고 불립니다. 관찰된 섬광은 지진과 유사한 자기 불안정성으로 설명할 수 있습니다.
• 수백만 개의 마그네타가 감지되지 않은 채 우리 은하를 떠돌고 있습니다. 10,000년 동안만 활성 상태를 유지합니다.

이 논문의 두 저자인 Duncan과 Thompson이 이 이상한 물체에 대한 설명을 제시하는 데 7년이 더 걸렸고 Cuveliotou와 그녀의 그룹이 제안된 모델을 뒷받침하는 강력한 증거를 발견한 것은 1988년이 되어서였습니다. 최근 관찰에 따르면 이 모든 것이 변칙 X선 펄서(변칙 X선 펄서, AXP)로 알려진 또 다른 유형의 신비한 천체와 관련이 있습니다.

중성자 별은 알려진 천체 중 가장 밀도가 높은 것으로 태양의 질량을 약간 초과하는 질량이 직경이 20km에 불과한 공에 집중되어 있습니다. SGR 연구에 따르면 일부 중성자 별은 강한 자기장을 가지고 있어 별 내부의 물질 특성과 주변 진공의 양자 상태를 크게 변화시켜 우주의 다른 곳에서는 관찰되지 않는 물리적 효과를 초래한다는 사실이 밝혀졌습니다.

아무도 예상하지 못했다

1979년 3월의 폭발적인 방사선 폭발은 매우 강력했기 때문에 이론가들은 그 근원이 지구에서 수백 광년 이내의 거리에 있는 우리 은하 어딘가에 있다고 제안했습니다. 이 경우 물체의 X선 및 감마선 강도는 1926년 영국 천체 물리학자 Arthur Eddington(Arthur Eddington)이 계산한 항성의 최대 고정 광도 아래에 있을 수 있습니다. 그것은 별의 뜨거운 외층을 통과하는 복사의 압력에 의해 결정됩니다. 복사 강도가 이 최대값을 초과하면 그 압력이 중력을 압도하여 별의 물질이 방출되고 정지 상태를 위반하게 됩니다. 그리고 에딩턴 한계보다 작은 복사 플럭스는 설명하기 어렵지 않습니다. 예를 들어, 일부 이론가들은 소행성이나 혜성과 같은 물질 묶음이 근처에 있는 중성자별에 충돌하여 방사선 폭발이 발생할 수 있다고 제안했습니다.

마그넷 후보

우리 은하와 그 주변에서 마그네타일 수 있는 12개의 물체가 발견되었습니다.

관측 데이터는 과학자들로 하여금 이 가설을 포기하도록 만들었습니다. 각 우주 정거장은 첫 번째 하드 방사선 폭발의 도착 시간을 기록했으며, 이를 통해 NASA 고다드 우주 비행 센터의 Thomas Kline(Thomas Litton Cline)이 이끄는 천문학자 팀이 근원의 위치를 ​​삼각 측량할 수 있었습니다. 그것은 우리로부터 약 170,000 광년 떨어진 작은 은하 인 대마젤란 성운과 일치하는 것으로 나타났습니다. 보다 정확하게는, 소스의 위치는 5천 년 전에 대마젤란 구름에서 폭발한 별의 빛나는 잔해인 초신성의 젊은 잔해와 일치합니다. 이것이 우연이 아니라면 근원은 원래 생각했던 것보다 지구에서 천 배 더 멀리 떨어져 있어야 하므로 그 강도는 에딩턴 한계의 백만 배여야 합니다. 1979년 3월 이 출처는 0.2초 만에 밝혀졌습니다. 태양이 약 10,000년 동안 방출하는 에너지만큼의 에너지이며, 이 에너지는 감마 범위에 집중되었으며 전자기 복사의 전체 스펙트럼에 분산되지 않았습니다.

평범한 별은 그렇게 많은 에너지를 방출할 수 없으므로 그 근원은 블랙홀이나 중성자별과 같은 특이한 것이어야 합니다. 블랙홀 옵션은 다음과 같은 이유로 거부되었습니다. 약 8초의 주기로 복사 강도가 변하며, 블랙홀은 엄밀하게 주기적인 펄스를 방출할 수 없는 구조가 없는 물체입니다. 초신성 잔해와의 연관성은 중성자별 가설을 더욱 뒷받침합니다. 중성자별 가설은 현재 질량이 큰 보통 별의 중심핵에 있는 핵연료가 고갈되고 중력의 영향으로 붕괴되어 초신성 폭발을 일으킬 때 형성되는 것으로 생각됩니다.

그럼에도 불구하고 중성자별을 이용한 폭발원의 식별은 문제를 해결하지 못했습니다. 천문학자들은 초신성 잔해에서 발견되는 여러 중성자별을 알고 있으며, 이들은 전파 펄스를 주기적으로 방출하는 물체인 전파 펄서입니다. 그러나 1979년 3월 폭발의 근원지는 약 8초 주기로 회전했는데, 이는 당시 알려진 모든 전파 펄서의 회전보다 훨씬 느린 속도입니다. 그리고 "고요한" 시간에도 중성자별의 회전 속도가 느려지는 것은 설명할 수 없을 정도로 높은 강도의 정지된 X선 플럭스를 방출했습니다. 소스가 초신성 잔해의 중심에서 눈에 띄게 옮겨져 있는 것도 이상하다. 그것이 잔해의 중심에 형성되었다면 그러한 변위를 위해 폭발 중에 1,000km / s의 속도를 얻었어야했는데 이는 중성자 별에서 일반적이지 않습니다.

마지막으로, 발병 자체가 설명할 수 없는 것처럼 보입니다. 이전에 일부 중성자별에서 X선 ​​폭발이 관찰되었지만 에딩턴 한계를 초과한 적은 없습니다. 천문학자들은 그것들을 수소나 헬륨의 열핵 연소 과정이나 별에 갑자기 부착하는 과정에 기인한다고 생각합니다. 그러나 SGR 플레어의 강도는 전례가 없었고 이를 설명하기 위해서는 다른 메커니즘이 필요했습니다.

항상 속도를 늦추고

1979년 3월 5일 소스에서 마지막으로 폭발한 감마선은 1983년 5월에 기록되었습니다. 우리 은하에 있는 두 개의 다른 SGR이 1979년에 발견되었으며 현재까지 활성 상태로 유지되어 연간 수백 개의 플레어를 생성합니다. 1998년에 네 번째 SGR이 발견되었습니다. 이 4개의 물체 중 3개는 초신성 잔해와 관련이 있을 가능성이 있습니다. 그들 중 2개는 매우 조밀한 거대한 젊은 별 무리 근처에 위치해 있는데, 이는 그러한 별에서 기원했음을 암시합니다. 다섯 번째 SGR 후보는 단 두 번만 불타올랐고, 아직 정확한 하늘에서의 위치는 정해지지 않았다.

두 가지 유형의 중성자별

핵물질 이론에 기초한 중성자별의 구조. 원자핵과 전자의 구조인 중성자별의 지각에서는 지진이 일어날 수 있다. 핵은 주로 중성자와 쿼크로 구성되어 있습니다. 뜨거운 플라즈마의 대기는 몇 센티미터만 확장할 수 있습니다.

1996년 Los Alamos 국립 연구소의 연구원 Baolian L. Chang, Richard I. Epstein, Robert A. Guyer 및 C. AlexY oung은 SGR의 발생이 지진과 유사하다고 언급했습니다. 즉, 저에너지 플레어가 더 자주 발생합니다. Huntsville에 있는 University of Alabama를 졸업한 Ersin Gegus는 다양한 출처에서 나온 대규모 플레어 샘플에 대해 이 동작을 확인했습니다. 이러한 통계적 특성은 작은 섭동이 연쇄 반응을 일으킬 수 있는 임계 상태에 도달하는 자가 조직화 시스템의 특징입니다. 이 동작은 모래 경사면의 붕괴에서 태양의 자기 플레어에 이르기까지 다양한 시스템에 내재되어 있습니다.

그러나 중성자 별은 왜 이런 식으로 행동합니까? 강한 자기장으로 빠르게 회전하는 중성자별인 전파 펄서에 대한 연구는 이 질문에 답하는 데 도움이 되었습니다. 별 내부 깊숙이 흐르는 전류에 의해 유지되는 자기장은 별과 함께 회전합니다. 전파 빔은 별의 자극에서 방출되고 신호등과 같이 회전으로 인해 공간을 이동하여 맥동이 관찰됩니다. 펄서는 또한 하전 입자의 흐름과 저주파 전자기파를 방출하여 각 중성자별에서 에너지를 빼앗아 회전을 점차적으로 느려지게 합니다.

아마도 가장 유명한 펄서는 1054년에 폭발한 초신성의 잔해인 게 성운에 있을 것입니다. 이 펄서의 자전 주기는 오늘날 33ms이며 100년마다 1.3ms씩 증가합니다. 역방향 외삽법은 펄서의 초기 주기에 대해 약 20ms의 값을 제공합니다. 과학자들은 펄서의 회전이 계속 느려지고 결국 주파수가 너무 작아져서 전파 펄스를 방출할 수 없을 것이라고 믿습니다. 회전 감속 속도는 거의 모든 전파 펄서에 대해 측정되었으며 이론에 따르면 별의 자기장 강도에 따라 다릅니다. 이러한 관찰로부터 대부분의 젊은 전파 펄서는 $10^(12)$와 $10^(13)$G 사이의 자기장을 가져야 한다고 결론지었습니다. (비교를 위해 확성기 스피커의 자석은 약 100가우스의 자기장을 가집니다.)

태초에 컨벡션 오븐이 있었다

여전히 질문은 열려 있습니다. 자기장은 어디에서 오는가? 대부분의 천문학자들은 별이 아직 초신성이 되지 않은 시기에 발생했다고 가정합니다. 모든 별은 약한 자기장을 가지고 있으며 압축의 결과로 간단히 강화될 수 있습니다. Maxwell의 전기 역학 방정식에 따르면 자화된 물체의 크기를 절반으로 줄이면 자기장의 세기가 4배 증가합니다. 중성자별의 탄생으로 끝나는 무거운 별의 핵이 붕괴되는 동안 크기는 $10^5$배 감소하므로 자기장은 $10^(10)$배 증가해야 합니다.

별 핵의 자기장이 처음부터 충분히 강했다면 핵의 붕괴가 펄서의 자화를 설명할 수 있다. 불행히도 별 내부의 자기장을 측정하는 것은 불가능하기 때문에 가설을 검증하는 것은 불가능합니다. 또한 별의 압축이 필드 향상의 유일한 이유가 아니라고 믿을 만한 상당한 이유가 있습니다.

자기장이 진화함에 따라 자기장은 모양이 바뀌면서 별 외부의 자기장 라인을 따라 흐르는 전류를 생성합니다.

별에서 가스는 대류의 결과로 순환할 수 있습니다. 이온화된 가스의 뜨거운 영역은 상승하고 차가운 영역은 가라앉습니다. 이온화된 가스는 전류의 좋은 전도체이기 때문에 이를 관통하는 자기력선은 물질의 흐름에 의해 제거됩니다. 따라서 필드가 변경되고 때로는 강화될 수 있습니다. 별과 행성에서 자기장이 발생하는 원인이 될 수 있는 것은 다이나모 메커니즘으로 알려진 이 현상이라고 가정합니다. 다이너모 메커니즘은 난류 코어가 충분히 빠르게 회전하는 경우 무거운 별의 일생의 모든 단계에서 작동할 수 있습니다. 더욱이 대류가 특히 강한 것은 핵이 중성자별으로 변한 후 짧은 기간 동안이다.

1986년, 애리조나 대학의 아담 버로우스와 뉴욕 주립 대학의 제임스 M. 래티머는 컴퓨터 시뮬레이션을 사용하여 새로 형성된 중성자별의 온도가 300억도를 초과했음을 보여주었습니다. 뜨거운 핵액체는 10ms 주기로 순환하며 거대한 운동에너지를 가지고 있다. 약 10초 대류가 사라집니다.

Burroughs와 Lattimer 시뮬레이션 직후, 당시 Princeton 대학의 Duncan과 Thompson은 중성자별 자기장 형성에 대한 강력한 대류의 중요성을 평가했습니다. 태양은 출발점으로 사용될 수 있습니다. 물질이 그 내부를 순환할 때 자기장에 대한 운동 에너지의 약 10%를 포기하면서 자기력선을 끌어당깁니다. 중성자별 내부의 움직이는 매체가 운동 에너지의 10분의 1을 자기장으로 변환하는 경우 자기장 강도는 $10^(15)$ G를 초과해야 합니다.

발전기가 별의 전체 부피에서 작동할지 아니면 개별 영역에서만 작동할지 여부는 별의 회전 속도가 대류 속도와 비슷한지 여부에 달려 있습니다. 태양 내부의 깊은 층에서 이러한 속도는 가깝고 자기장은 대규모로 "자체 조직화"될 수 있습니다. 유사하게, 새로 태어난 중성자별은 10ms 이하의 회전 주기를 가지므로 초강력 자기장이 널리 퍼질 수 있습니다. 1992년에 우리는 그러한 가상의 중성자별에 이름을 붙였습니다. 마그네타 .

중성자별 자기장 세기의 상한선은 약 $10^(17)$G이다. 더 강한 자기장에서는 별 내부의 물질이 섞이기 시작하고 자기장이 소멸됩니다. 우주에서 우리는 명명된 한계를 초과하는 자기장을 생성하고 유지할 수 있는 물체를 알지 못합니다. 우리 계산의 부작용 중 하나는 전파 펄서는 대규모 발전기 메커니즘이 작동하지 않는 중성자 별이라는 결론입니다. 따라서 게 펄서의 경우 젊은 중성자별이 대류 주기보다 훨씬 느린 약 20ms의 주기로 회전합니다.

깜박이는 작은 마그네타

마그네타의 개념은 아직 SGR의 특성을 설명할 만큼 충분히 개발되지 않았지만 이제 그 의미가 명확해질 것입니다. 자기장은 강력한 브레이크로서 마그네타의 회전에 작용해야 합니다. 5,000년 동안 $10^(15)$Gs의 자기장은 물체의 회전을 너무 느리게 하여 주기가 8초에 도달하게 되는데, 이는 1979년 3월 폭발 동안 관찰된 복사 맥동을 설명합니다.

자기장이 진화함에 따라 자기장은 모양이 바뀌면서 별 외부의 자기장 라인을 따라 흐르는 전류를 생성하고, 이는 차례로 X선을 생성합니다. 동시에 자기장은 마그네타의 단단한 껍질을 통해 이동하여 굽힘 및 인장 응력을 생성합니다. 이것은 별의 내부 층을 가열하고 때로는 강력한 "스타 퀘이크"와 함께 지각에 균열을 일으 킵니다. 이 과정에서 방출된 전자기 에너지는 전자와 양전자의 빽빽한 구름을 생성할 뿐만 아니라 중간 강도의 부드러운 감마 방사선의 갑작스러운 폭발을 일으켜 주기적인 SGR 소스에 이름을 붙였습니다.

드물게 자기장이 불안정해지고 대규모 재배열이 일어납니다. 비슷한(그러나 더 작은) 방출이 때때로 태양에서 발생하여 태양 플레어를 생성합니다. 마그네타는 1979년 3월에 관찰된 것과 같은 초강력 플레어를 위한 충분한 에너지를 가지고 있을 수 있습니다. 이론에 따르면 거대 폭발의 전반부 1/2초 동안 팽창하는 플라즈마 볼이 방사선의 근원이었습니다. 1995년에 우리는 그 물질의 일부가 자기장에 의해 포착되어 별 가까이에 있다고 가정했습니다. 이 갇힌 부분은 점차 수축하고 증발하여 지속적으로 X선을 방출합니다. 방출된 에너지의 양을 기반으로 우리는 이 거대한 플라즈마 볼을 유지하는 데 최소 $10^(14)$Gs의 자기장이 필요하다고 계산했으며, 이는 별의 자전 감속률을 기반으로 한 추정치에 해당합니다. .

1992년 Princeton 대학의 Bohdan Paczinski는 자기장에 대한 독립적인 평가를 했으며, 하전된 입자가 강한 자기장에 있는 경우 X선이 전자 구름을 더 쉽게 통과할 수 있다는 점에 주목했습니다. 플레어에서 X선 ​​플럭스의 강도가 그렇게 높기 위해서는 자기장 유도가 $10^(14)$G를 초과해야 합니다.

극한의 자기장

진공의 복굴절
편광된 광파(주황색 선)가 매우 강한 자기장에 들어가면 속도와 파장(검은색 선)이 바뀝니다.

광자 분할
X선 광자는 쉽게 둘로 나뉘거나 서로 병합됩니다. 이 프로세스는 $10^(14)$G보다 강한 필드에서 중요합니다.

산란 억제
자기장이 파동의 주파수에서 진동 및 진동을 허용하지 않는 경우 광파는 거의 방해 없이 전자(검은 점)를 통과할 수 있습니다.

원자의 변형
$10^9$G보다 강한 필드는 전자 궤도에 시가 모양을 제공합니다. 강도가 $10^(14)$G인 장에서 수소 원자는 200배 수축합니다.

이론은 마그네타의 전계 강도가 양자 전기역학적 임계값인 $4\cdot 10^(13)$G를 초과한다는 사실로 인해 복잡합니다. 그런 강한 장에서 이상한 일이 일어나기 시작합니다. X선 광자는 쉽게 둘로 쪼개지거나 서로 합쳐집니다. 진공 자체는 편광되어 방해석 결정과 같이 강한 복굴절이 나타납니다. 원자는 변형되어 전자의 Compton 파장보다 작은 지름을 가진 긴 실린더로 변합니다(표 참조). 이러한 모든 이상한 효과는 마그네타의 관찰 현상에 영향을 미칩니다. 이러한 현상의 물리학은 매우 이례적이어서 소수의 연구자만 끌어들입니다.

새로운 발병

연구원들은 방사선 폭발의 원인을 계속 모니터링했습니다. 1993년 10월 NASA의 Compton Space Gamma Observatory가 감마선 폭발을 감지했을 때 첫 번째 기회가 왔습니다. 이것은 Huntsville 천문대에 합류한 Cuveliota가 오랫동안 기다려온 일이었습니다. 이벤트를 등록한 장치는 비교적 넓은 하늘 띠의 정확도로만 소스의 위치를 ​​결정할 수 있게 했습니다. Kuveliotu는 일본 위성 팀 ASCA에 도움을 요청했습니다. 곧 Toshio Murakami와 일본 우주 과학 우주 연구소의 그의 동료들은 하늘의 같은 지역에서 균일하게 방출되는 X선 소스를 발견했습니다. 그런 다음 이 물체가 SGR이라는 모든 의심을 제거하는 또 다른 급증이 있었습니다. 이 물체는 1979년에 처음 발견되었으며 SGR 1806-20이라는 이름이 주어졌습니다.

1995년, NASA는 X선 강도의 변화를 고정밀도로 포착하도록 설계된 Rossi X-Ray Timing Explorer(RXTE) 위성을 발사했습니다. Kuveliotou는 그의 도움으로 SGR 1806-20의 방사선이 7.47초의 주기로 펄스를 일으키며, 이는 1979년 3월(소스 SGR 0526-66에서) 방사선 폭발에서 관찰된 8초 주기에 가깝다는 것을 발견했습니다. 향후 5년 동안 SGR의 회전 기간은 약 0.2% 증가했습니다. 감속률은 낮은 것처럼 보이지만 알려진 전파 펄서보다 높기 때문에 소스의 자기장을 $10^(15)$G로 추정할 수 있습니다.

마그네타 모델에 대한 보다 엄격한 검증을 위해서는 거대한 플래시가 하나 더 필요했습니다. SGR 천문학의 시작을 알리는 발발 19년 후인 1998년 8월 27일 이른 아침, 세계 우주 깊숙한 곳에서 훨씬 더 강력한 감마선 파동이 지구로 들어왔습니다. 그 결과, 7개의 과학 우주 정거장의 탐지기가 규모를 벗어났고, NASA 혜성 소행성 랑데뷰 플라이바이 행성간 정거장은 비상 정지 모드에 들어가게 되었습니다. 감마선은 태평양 한가운데의 천정에 위치한 근원에서 지구의 밤 쪽을 강타합니다.

오늘 이른 아침, 스탠포드 대학의 전기 엔지니어 Umran S. Inan과 그의 동료들은 지구 주변의 초저주파 전파 전파에 대한 데이터를 수집하고 있었습니다. CET 03:22에 그들은 이온화된 상부 대기의 급격한 변화를 감지했습니다. 전리층의 하부 경계는 5분 만에 85km에서 60km로 떨어졌습니다. 이 놀라운 현상은 지구에서 2만 광년 떨어져 있는 우리 은하의 한 부분에 있는 중성자별에 의해 발생했습니다.

또 다른 발전기

1998년 8월 27일의 폭발은 1979년 3월의 폭발과 거의 흡사했는데, 사실 그 에너지는 10배나 적었지만 근원이 지구에 더 가까웠기 때문에 감마선 폭발의 강도는 그 어떤 폭발보다 훨씬 컸다. 지금까지 기록된 폭발은 태양계 외부에서 발생했습니다. 플래시의 마지막 몇 백 초 동안 5.16초의 주기로 뚜렷한 맥동이 관찰되었습니다. Kuveliotu의 팀은 RXTE 위성을 사용하여 별의 감속 속도를 측정했습니다. SGR 1806-20의 감속 속도와 각각 비슷한 것으로 판명되었으며 자기장이 가깝습니다. 따라서 다른 SGR이 마그네타 목록에 추가되었습니다. X선 소스의 정확한 위치 파악으로 인해 전파 및 적외선 망원경으로 이를 연구할 수 있었습니다(그러나 성간 먼지에 강하게 흡수되는 가시광선에서는 그렇지 않음). 미국 국립 전파천문연구소의 데일 프레일과 캘리포니아 공과대학의 슈리 쿨카르니를 비롯한 여러 천문학자들이 이 문제를 해결했습니다. 다른 관찰에 따르면 확인된 4개의 SGR은 모두 폭발 사이에 속도는 더 낮지만 에너지를 계속 방출하고 있습니다.

마그네타 플래시가 발생하는 방법

1 대부분의 경우 마그네타는 잔잔하지만 단단한 지각의 자기장으로 인한 응력은 점차 증가합니다.

2 어떤 순간에 지각의 응력은 인장 강도를 초과하고 부서지며 아마도 많은 작은 조각으로 부서집니다.

3 이 "스타 퀘이크"는 뜨거운 플라즈마 볼을 남기고 빠르게 붕괴하는 맥동 전류를 생성합니다.

4 플라즈마 볼은 표면에서 X선을 방출하여 냉각됩니다. 몇 분 안에 증발합니다.

오늘날 우리는 마그네타의 자기장이 펄서의 자기장보다 더 정확하게 측정된다고 말할 수 있습니다. 단일 펄서의 경우 자기장이 $10^(12)$ G에 도달했다는 유일한 증거는 측정된 회전 감속률입니다. 빠른 감속과 밝은 X선 플레어의 조합은 마그네타의 자기장 범위가 $10^(14)$에서 $10^(15)$G라는 사실을 지지하는 몇 가지 독립적인 주장을 제공합니다. NASA 고다드 우주 비행 센터(Goddard Space Flight Center)의 알라 이브라힘(Alaa Ibrahim)과 그의 동료들은 약 $$의 자기장에서 순환하는 양성자에 의해 생성된 마그네타의 강한 자기장, 즉 X선 사이클로트론 스펙트럼 필드를 나타내는 또 다른 증거를 제시했습니다. 10 ^ (15) $Gs.

마그네타가 SGR 외에 다른 우주 현상과 관련이 있는지 궁금합니다. 짧은 감마선 폭발의 특성은 아직 설득력 있게 설명되지 않았지만, 그 중 일부는 다른 은하의 마그네타 섬광 때문일 수 있습니다. 아주 먼 거리에서 관찰하면 거대한 플레어조차도 망원경의 감도 한계에 가까울 수 있습니다. 이 경우 하드 감마 방사선의 짧은 강렬한 폭발만 수정할 수 있으므로 망원경은 이를 SGR이 아닌 GRB로 등록합니다.

90년대 중반. Thompson과 Duncan은 SGR과 여러 면에서 유사한 물체인 변칙적인 X선 펄서(AXP)도 마그네타가 될 수 있다고 제안했습니다. 그러나 그러한 펄서에서는 플레어가 관찰되지 않았습니다. 그러나 McGill 대학의 Victoria M. Kaspi와 Fotis P. Gavriil과 Huntsville에 있는 국립 우주 연구 및 기술 센터의 Peter M. Woods는 알려진 AXP 7개 중 2개에서 발병을 기록했습니다. 이 물체 중 하나는 카시오페이아자리에 있는 젊은 초신성의 잔해와 연관되어 있고, 다른 AXP는 가시광선에서 기록된 최초의 마그네타 후보입니다. 3년 전 Kulkarni와 함께 일하고 있던 Utrecht 대학(네덜란드)의 Ferdi Hulleman과 Martin van Kerkwijk에 의해 발견되었습니다. 그 이후로 California Institute of Technology의 Brian Kern과 Christopher Martin은 가시광선에서 그 밝기를 관찰했습니다. 그것의 복사는 중성자별의 X선 방출의 맥동 주기와 같은 주기로 약화되고 강화됩니다. 이러한 관찰은 이 AXP가 마그네타라는 아이디어를 뒷받침합니다. 그것이 물질 원반으로 둘러싸인 보통의 중성자별이라면 가시광선과 적외선 복사선은 훨씬 더 강하고 맥동은 훨씬 약할 것입니다.

짧은 감마선 폭발의 특성은 아직 설득력 있게 설명되지 않았지만, 그 중 일부는 다른 은하의 마그네타 섬광 때문일 수 있습니다.

최근 발견과 20년 동안 대마젤란 성운의 폭발 원인에 대한 완전한 침묵은 마그네타가 몇 년 또는 수십 년 동안 휴면 상태를 유지하다가 갑자기 고도로 활성화될 수 있음을 시사합니다. 일부 천문학자들은 AXP가 평균적으로 SGR보다 어리다고 생각하지만, 그 질문은 여전히 ​​열려 있습니다. SGR과 AXP가 모두 마그네타라면, 그들은 아마도 중성자별 전체 수의 상당한 부분을 차지할 것입니다.

마그네타의 역사는 우리가 우주에 대해 아직 배워야 할 것이 얼마나 많은지를 상기시켜줍니다. 오늘날 우리는 무수한 별들 중에서 12개의 마그네타를 간신히 구분할 수 있습니다. 그것들은 가장 정교한 현대 망원경으로 기록되는 광선에서 아주 잠깐 동안만 나타납니다. 10,000년 동안 자기장이 붕괴되고 강렬한 X선 방출이 중단됩니다. 따라서 발견된 12개의 마그네타는 백만 개 이상, 아마도 수억 개의 마그네타가 존재함을 나타냅니다. 늙고 어둡고 오래 소멸된 마그네타는 놀라운 세계처럼 성간 공간을 떠돌아다니고 있습니다. 우리가 아직 발견하지 못한 비밀은 무엇입니까?

추가의문학:
플래시! 우주에서 가장 큰 폭발을 위한 사냥. 고버트 실링. 캠브리지 대학 출판부, 2002.

저자 소개:
Chryssa Kouveliotou, Robert C. Duncan, Christopher Thompson은 총 40년 동안 마그네타를 연구해 왔습니다. Kuveliotu는 앨라배마주 헌츠빌에 있는 국립 우주 과학 기술 센터의 관찰자입니다. 반복되는 연성 감마선 폭발(SGR) 외에도 관측 대상에는 "일반" 감마선 폭발과 이진 X선 시스템이 포함됩니다. Duncan과 Thompson은 이론가입니다. 전자는 오스틴에 있는 텍사스 대학에서, 후자는 토론토에 있는 캐나다 이론 천체 물리학 연구소에서 일합니다. Duncan은 초신성, 쿼크 물질 및 은하계 가스 구름을 연구합니다. Thompson은 우주의 끈에서부터 태양계 초기 단계의 거대한 운석의 낙하에 이르기까지 다양한 주제를 연구했습니다.

세계 최초로 천문학자 팀이 마그네타 표면의 특정 지점에서 자기장을 측정하는 데 성공했습니다. 마그네타는 중성자별의 일종으로, 초신성 폭발로 외부 층이 폭파된 거성의 조밀하고 조밀한 핵입니다.

자기는 우주에서 가장 강한 자기장을 가지고 있습니다. 지금까지는 가장 큰 규모의 자기장만 측정되었지만 새로운 기술과 마그네타의 X선 관찰을 통해 천문학자들은 표면 내에서 강력하고 국부적인 자기장을 확인했습니다.

마그네타의 자기장은 복잡한 구조를 가지고 있습니다. 기존 바이폴라 자석과 유사한 모양과 동작을 갖는 외부 부품을 감지하고 측정하는 가장 쉬운 방법입니다.

새로운 연구는 SGR 0418+5729 마그네타에서 수행되었습니다. XMM-뉴턴 우주 X선 망원경의 도움으로 그것을 관찰한 결과 두 번째 것이 그 안에 숨겨져 있음을 보여주었습니다. 즉, 극도로 강한 자기장입니다.

“이 마그네타는 표면 아래에 강한 자기장을 가지고 있습니다. 그러나 그것을 감지하는 유일한 방법은 숨겨진 필드가 빠져나갈 수 있는 표면의 간격을 찾는 것입니다.

이러한 자기 누출은 또한 마그네타의 방사 특성의 자발적인 폭발을 설명하는 것을 가능하게 합니다. 별 내부에 갇힌 뒤틀린 자기장은 표면 아래에 장력을 형성하고 어느 시점에서 "껍질"을 뚫고 예상치 못한 X선 폭발을 방출합니다.

마그네타는 직경이 약 20km에 불과한 너무 작아 최고의 망원경으로도 볼 수 없을 정도로 멀리 떨어져 있습니다. 천문학자들은 별이 회전할 때 X선 방출의 변화를 측정하는 간접적인 표시로만 그것들을 알아차립니다.

"SGR 0418+5729는 9초에 한 번씩 회전합니다. 우리는 이 회전의 특정 지점에서 X선 ​​광선의 밝기가 급격히 떨어지는 것을 발견했습니다. 이것은 표면의 특정 지점에서 무언가가 방사선을 흡수한다는 것을 의미합니다.”라고 연구 공동 저자인 Roberto Turrolla가 덧붙입니다.

팀은 마그네타 표면의 작은 영역(아마도 수백 미터 정도)에 있는 양성자의 농도가 이 방사선을 흡수한다고 믿습니다. 양성자는 별의 내부 층에서 분출하는 강한 국부 자기장에 의해 작은 부피로 집중되어 두 번째 꼬인 자기장이 그 안에 숨어 있다는 강력한 증거를 제공합니다.

“이 놀라운 발견은 또한 원칙적으로 다른 펄서가 표면 아래에 유사하게 강력한 자기장을 숨길 수 있음을 확인시켜줍니다. 결과적으로 많은 펄서는 전환되어 일시적으로 활성 마그네타가 될 수 있으며, 이로 인해 미래에는 이전에 생각했던 것보다 더 많은 마그네타를 발견할 수 있습니다. 이것은 중성자별에 대한 우리의 이해를 크게 재고하게 할 것입니다.”라고 Zane은 말합니다.

이 유형의 별은 자연에서 매우 드뭅니다. 얼마 전까지만 해도 그들의 위치와 즉각적으로 발생하는 문제로 인해 학식 있는 점성가들은 혼란에 빠졌습니다. 그러나 유럽 남부 천문대에 속한 칠레의 파나마 천문대에 위치한 VLT(Very Large Telescope)와 이를 통해 수집된 데이터 덕분에 천문학자들은 이제 많은 미스터리 중 하나를 마침내 풀 수 있었다고 안전하게 믿을 수 있습니다. 우리가 이해할 수 없는 그런 공간.

이 기사의 위에서 이미 언급했듯이 마그네타는 자기장의 엄청난 강도(전체 우주에서 가장 강한 것으로 알려진 물체)가 특징인 매우 드문 유형의 중성자 별입니다. 이 별들의 특징 중 하나는 상대적으로 크기가 작고 밀도가 매우 높다는 것입니다. 과학자들은 이 물질의 한 조각, 즉 작은 유리 공 크기의 질량이 10억 톤 이상에 이를 수 있다고 제안합니다.

이러한 유형의 별은 무거운 별이 자체 중력에 의해 붕괴되기 시작할 때 형성될 수 있습니다.

우리 은하의 자기

은하수에는 약 34개의 마그네타가 있습니다. 초대형 망원경으로 연구한 물체는 Westerlund-1이라는 별 무리, 즉 우리에게서 불과 16,000광년 떨어진 제단 별자리의 남쪽 부분에 있습니다. 이제 마그네타가 된 별은 우리 태양보다 약 40-45배 더 큽니다. 이 관찰은 과학자들을 당황하게 만들었습니다. 결국, 그렇게 큰 크기의 별은 붕괴될 때 블랙홀로 변해야 한다고 생각합니다.

그러나 이전에 CXOU J1664710.2-455216이라고 불렸던 이 별이 자체 붕괴의 결과로 마그네타로 변했다는 사실은 천문학자들을 몇 년 동안 괴롭혔다. 그러나 여전히 과학자들은 그러한 매우 비정형적이고 특이한 현상이 선행되었다고 가정했습니다.

열린 성단 Westerlund 1. 사진은 마그네타와 그 동반성이 폭발로 인해 찢어진 모습을 보여줍니다. 출처: ESO

그러나 최근까지 이 문제를 다루는 과학자들은 제안된 쌍성계 모델에서 두 별이 매우 밀접하게 공존한다는 증거를 찾을 수 없었습니다. 그러나 초대형 망원경의 도움으로 천문학자들은 관심 있는 하늘에서 성단이 위치한 부분을 더 자세히 연구하고 속도가 상당히 빠른 적절한 천체("폭주" 또는 "폭주")를 찾을 수 있었습니다. 별). 한 이론에 따르면, 그러한 물체는 마그네타를 형성하는 초신성 폭발의 결과로 원래의 궤도에서 던져졌다고 믿어집니다. 그리고 사실, 과학자들은 나중에 이것을 Westerlund 1x5라고 불렀던 이 별이 발견되었습니다.

연구 데이터를 발표한 저자인 Ben Ritchie는 발견된 "달리는" 별의 역할을 다음과 같이 설명합니다.
“우리가 발견한 별은 엄청나게 빠른 속도로 움직이고 있는데, 이는 초신성 폭발로 인한 것일 가능성이 높지만 여기에서는 놀라울 정도로 작은 질량, 높은 광도 및 탄소가 풍부한 구성 요소가 함께 있는 것으로 보입니다. 이러한 특성이 하나의 개체에 거의 결합되지 않기 때문에 이것은 놀라운 일입니다. 이 모든 것은 Westerlund 1x5가 실제로 바이너리 시스템에서 형성되었을 수 있음을 나타냅니다.”

이 별에 대해 수집된 데이터를 사용하여 천문학자 팀은 주장하는 자기력 모델을 재구성했습니다. 제안된 계획에 따르면 더 작은 별의 연료 공급은 "동반자"의 연료 공급보다 많았습니다. 따라서 작은 별은 큰 별의 위쪽 공을 끌어 당기기 시작하여 강력한 자기장이 통합되었습니다.

이론상으로 두 번째 별이 빠르게 축을 중심으로 회전하여 초신성이 되는 순간에 두 개의 별 중 큰 별이 더 작은 별이 되어 쌍성계 밖으로 튕겨져 나옵니다. 이 상황에서 "실행 중인" 별인 Westerlund 1x5는 쌍성 쌍에서 두 번째 별입니다(설명된 프로세스의 알려진 모든 기능을 포함합니다).
이 매혹적인 과정을 연구한 과학자들은 실험 중에 수집한 데이터를 기반으로 쌍성 간의 매우 빠른 회전과 질량 이동이 마그네타라고도 알려진 희귀 중성자별 형성의 핵심이라는 결론에 도달했습니다.

마그네타에 대한 비디오:

매우 풍부하고 젊은 성단에 있는 마그네타를 보여주는 예술가의 삽화. 이미지 제공 및 저작권: ESO / L. Calçada.

아마도 당신은 우주가 삶에 완벽하다고 생각할 것입니다. 그러나 그렇지 않습니다. 거의 모든 우주는 끔찍하고 적대적인 곳이며 우리는 은하수의 외딴 지역에 있는 거의 무해한 행성에서 태어난 것이 운이 좋았습니다.

여기 지구에서는 길고 행복한 삶을 살 수 있지만 우주에는 몇 초도 버티지 못할 곳이 있습니다. 초신성이 남긴 물체인 중성자별보다 더 치명적인 것은 없습니다.

아시다시피 중성자별은 우리 태양보다 무거운 별이 초신성으로 폭발할 때 형성됩니다. 이 별들은 죽으면 강력한 중력에 저항하지 못하고 지름 수십 킬로미터의 물체로 축소됩니다. 이러한 엄청난 압력의 결과로 물체 내부에 중성자가 형성됩니다.

대부분의 경우 첫 번째 유형인 펄서의 중성자 별을 얻습니다. 펄서는 엄청난 속도로 회전하는 작은 중성자 별이며 때로는 초당 수백 회전에 이릅니다.

그러나 약 10개의 중성자별 중 하나는 실제로 매우 이상한 것이 됩니다. 그것은 우주에서 가장 신비하고 끔찍한 물체인 마그네타가 됩니다. 아마 이 단어를 들어본 적이 있을 것입니다. 하지만 그것은 무엇입니까?

내가 말했듯이, 마그네타는 초신성 폭발의 결과로 형성된 중성자 별입니다. 그러나 자기장이 다른 물체의 자기장을 수백, 수천, 심지어 수백만 배 초과할 정도로 이례적으로 형성되는 동안 어떤 일이 발생합니까? 사실, 천문학자들은 무엇이 마그네타의 자기장을 그렇게 강력하게 만드는지 정확히 알지 못합니다.

두 중성자별의 합일에 대한 예술가의 인상. 신용 및 저작권: University of Warwick/Mark Garlick.

첫 번째 이론에 따르면 중성자별이 빠르게 회전하여 형성되면 중성자별이 존재하고 처음 몇 초 동안 지배적인 영향을 미치는 대류와 회전의 결합 작용으로 인해 중성자별이 형성될 수 있습니다. 강력한 자기장. 이 과정은 과학자들에게 "능동 발전기"로 알려져 있습니다.

그러나 최근 연구의 결과로 천문학자들은 마그네타 형성에 대한 두 번째 이론을 제안했습니다. 연구원들은 미래에 우리 은하를 떠날 마그네타를 발견했습니다. 우리는 이미 폭주하는 별의 예를 보았고, 모두 쌍성계에서 초신성 폭발의 결과로 궤적을 얻었습니다. 즉, 이 마그네타도 쌍성계의 일부였습니다.

그러한 시스템에서 두 별은 지구가 태양을 도는 것보다 더 가깝게 서로를 공전합니다. 별에 있는 물질이 앞뒤로 흐를 수 있을 정도로 매우 가깝습니다. 첫째, 큰 별이 부풀어 오르기 시작하고 물질을 작은 별으로 옮기기 시작합니다. 이러한 질량의 증가는 더 작은 별의 크기를 증가시키고 물질은 첫 번째 별으로 다시 흐르기 시작합니다.

결국 별 중 하나가 폭발하여 다른 별을 은하수에서 멀리 던지고 특이한 중성자 별이 폭발 현장에 남아 있습니다. 즉, 이러한 모든 쌍성 상호 작용이 중성자 별을 자석으로 바꾸었습니다. 아마도 이것이 마그네타 수수께끼의 해결책일 것입니다.

마그네타의 자기장은 정말 당신을 두렵게 만들 것입니다. 지구 중심의 자기 유도는 약 25가우스이지만 행성 표면에서는 0.5가우스를 초과하지 않습니다. 일반 중성자별에는 수조 가우스의 자기 유도 자기장이 있습니다. 자기는 중성자별보다 1000배 더 강력합니다.

마그네타의 가장 흥미로운 특징 중 하나는 지진을 경험할 수 있다는 것입니다. 지진이 있는 것을 알지만 별에는 지진이 있을 것입니다. 마그네타가 형성되면 외부 껍질이 더 조밀해집니다. 이 "중성자 껍질"은 지구의 지각판처럼 갈라질 수 있습니다. 이런 일이 발생하면 마그네타는 우리가 먼 거리에서 볼 수 있는 방사선 빔을 방출합니다.

사실, 지금까지 기록된 것 중 가장 강력한 지진이 지구에서 약 50,000광년 떨어진 SGR 1806-20이라는 마그네타에서 발생했습니다. 10분의 1초 만에 이 마그네타는 태양이 100,000년 동안 생산하는 것보다 더 많은 에너지를 방출합니다. 그리고 그것은 물체 전체가 폭발한 것이 아니라 마그네타 표면의 작은 균열이었습니다.

자석은 놀랍고 위험한 물체입니다. 다행스럽게도 그것들은 아주 멀리 떨어져 있고 그것들이 삶에 미치는 영향에 대해 걱정할 필요가 없습니다.