1.4. ULX and IMBHs

ULX and IMBHs

• 대부분의 전형적인 ULX(Ultra Luminous X-ray Sources)들은 ($L_X \sim 10^{39}–10^{40} \ \mathrm{erg \ s^{-1}}$) IMBH일 가능성이 낮지만, 일부 희귀한 천체들은 $L_X \gtrsim 10^{41} \ \mathrm{erg \ s^{-1}}$의 밝기를 보여준다. 이는 중성자별이나 항성질량 블랙홀에 대한 초에딩턴(super-Eddington) 모델 안에서도 쉽게 설명되지 않는다.
  • 이러한 특성 때문에 IMBH의 기원이라고 주장하는 사람이 있는 반면, 항성질량 블랙홀에서 나온 에너지가 상대론적 효과에 의해 증폭된 결과라고 주장하는 사람도 있다.
• ULX의 광학 밝기는 r 밴드에서 23–26등급이다.
• ULX는 모은하보다 멀리 떨어진 AGN으로 관측된다. 따라서 이 천체가 모은하에 속하는지 여부를 알 수 있다면 기원 및 운동학적 질량 계산이 가능하다. 또한 분광 관측으로 방출선이 존재한다면 에너지의 근원과 가스의 특성도 알 수 있다.
  • 어두운 천체는 방출선을 통해 ULX의 거리 및 물리적 특성 연구가 가능하다. 이는 S/N 2–3에서도 가능하며, 방출선이 목적이므로 높은 분광 분해능이 필요하지 않다. 보편적으로 R ~ 500 정도면 된다.
• ULX는 젊은 별성단(young star clusters)과 연관성을 보이며, 이는 밀집 항성 성단(compact star clusters)에서 중력 붕괴(gravitational runaway)를 통해 IMBH가 형성될 수 있다는 지속적인 관심을 불러일으켰다(예: Ebisuzaki et al. 2001, Miller & Hamilton 2002, Portegies Zwart & McMillan 2002).
  • ULX는 별을 형성하는 은하에서 과잉 존재하며, 실제로 최근의 별형성 지역(star formation regions) 근처에서 주로 발견된다(Swartz et al. 2009). 이는 ULX가 오래된 구상성단이나 Pop III 별의 잔해보다는 젊고 질량이 큰 별들과 연관되어 있다는 해석과 일치한다.
• ULX는 중심핵이 아닌(non-nuclear) 천체, 금속이 부족한 항성 종족에서 훨씬 더 자주 나타난다(별 형성 단위당; Prestwich et al. 2013).
• ULX(극초고광도 X선원)의 해석에서 또 하나의 돌파구는 일부 ULX에서 X선 맥동이 관측된 것이었다(Bachetti et al. 2014, Furst et al. 2016, Israel et al. 2017). 이는 해당 계(system)에서의 부착원이 강한 자기장으로 인해 매우 이방적인 부착을 보이는 중성자별임을 증명해준다.