좌표:Sky map 11hm 21 15.78s, -60° 37° 22.7″

센타우루스 X-3

Centaurus X-3
센타우루스 X-3
V779CenLightCurve.png
센타우루스자리 V779의 시각적 밴드라이트 곡선으로, 젬케스 등(1986)[1]에서 수정되었다.
관찰 데이터
Epoch J2000 Equinox J2000
콘스텔레이션 켄타우루스
적경 11h 21m 15.78s[2]
적위 – 60° 37° 22.7°[2]
겉보기 등급(V) 13.25[3]
특성.
스펙트럼형 O6-7 II-III[4]
변수 유형 타원체[1] 및 일식[5]
아스트로메트리
거리18.6±4.9kly(5.7±1.5kpc)[6]ly
세부 사항
크르제민스키의 별
덩어리20.5 ± 0.7[6] M☉
반지름12개[6]
광도316,000[1] L☉
온도39,000K[7]
X선 성분
덩어리1.21 ± 0.21[6] M☉
기타 명칭
V779 Cen, 1RXS J112115.4-603725, 4U 1118-60, AAVSO 1116-60
데이터베이스 참조
심바디데이터.

센타우루스 X-3(4U 1118-60)는 4.84초의 주기를 가진 X선 펄서입니다.그것은 최초로 발견된 X선 펄서이자 센타우루스자리에서 발견된 세 번째 X선 소스였다.이 시스템은 크르제민스키의 별 /(k)ɛmnsnskiz/로 불리는 거대한 O형 초거성 주위를 도는 중성자 별로 구성되어 있다.물질이 별에서 중성자 별에 부착되어 X선 방출이 일어나고 있다.

역사

센타우루스 X-3는 1967년 5월 18일에 만들어진 우주 X선원 실험 중에 처음 관측되었다.이러한 초기 X선 스펙트럼과 위치 측정은 음향 [8]로켓을 사용하여 수행되었다.1971년에는 우후루 위성을 통해 100초 동안 27차례 목격하는 형태로 추가 관측을 실시했다.이러한 목격은 평균 4.[9]84초의 주기로 맥동하며 0.02초의 주기로 변동하는 것으로 밝혀졌다.나중에, 주기 변화가 4.84초 주기 전후로 2.09일의 사인파 곡선을 따른다는 것이 명백해졌다.펄스의 도착 시간에서의 이러한 변화는 선원의 궤도 운동으로 인한 도플러 효과에 기인하며, 따라서 센타우루스 X-3의 [10]쌍성 성질에 대한 증거가 되었다.

쌍성의 공전 주기, X선 대역의 맥동 주기 및 엄폐 별의 최소 질량에 대한 우후루 위성의 상세한 데이터에도 불구하고, 광학 부품은 3년 동안 발견되지 않았다.이것은 부분적으로 Cen X-3가 카리나 나선팔 방향으로 은하의 평면에 있기 때문에 관측은 수십 개의 희미한 물체들 사이에서 구별될 수 밖에 없었기 때문이다.센타우루스 X-3은 마침내 Uhuru [11]관측에 의해 예측된 오류 상자 바로 바깥에 있는 희미하고 심하게 붉은 변광성으로 확인되었다.이 눈에 보이는 별은 나중에 발견자인 폴란드 천문학자 보이텍 크르제미스키의 이름을 따서 명명되었다.

센타우루스 X-3는 러시아 X선 망원경 ART-XC에 의해 관측된 첫 번째 선원이었다."Spektr-RG 천문대의 첫 번째 빛 이미지"라는 제목과 함께 ART-XC의 개별 망원경으로 촬영된 선원과 4.[12]8초의 펄스 주기로 접힌 센타우루스 X-3의 광선 곡선을 보여주는 이미지가 공개되었다.

시스템.

센타우루스 X-3은 카리나-사기타리우스 팔 방향으로 약 5.7 킬로파섹 떨어진 [6]은하평면에 있으며, 엄폐 분광 쌍성계의 구성원이다.눈에 보이는 성분은 Krzeminski의 별, 초거성이다. X선 성분은 회전하는 자화 중성자별이다.

X선 성분

X선 방출은 청색 거성의 팽창된 대기가 내부 라그랑지안 지점 L1을 통해 낙하하는 물질의 강착에 의해 촉진됩니다.넘쳐나는 가스는 아마도 강착 원반을 형성하고 최종적으로 나선형으로 되어 중성자 별 위로 떨어지면서 중력 위치 에너지를 방출합니다.중성자별의 자기장은 팽창 가스를 X선 방출이 발생하는 중성자별 표면의 국부적 핫스팟으로 통하게 합니다.

중성자별은 2.1일에 [6]한 번씩 거성에 의해 주기적으로 가려지며, 이러한 X선 일식은 공전 주기의 약 1/4 동안 지속됩니다.또한 산발적인 X선 오프 기간도 있습니다.

센타우루스 X-3의 스핀 주기 역사는 펄스 주기의 장기적인 감소에서 매우 두드러진 스핀업 추세를 보여준다.이 스핀업은 센타우루스 X-3과 헤라클레스 X-1에서 처음 발견되었으며, 현재 다른 X선 펄서에서도 발견되고 있습니다.이 효과의 기원을 설명하는 가장 실현 가능한 방법은 물질이 축적됨으로써 중성자별에 가해지는 토크로 설명할 수 있다.

크르제민스키의 별

크르제민스키의 별은 20.5 태양질량()M☉으로 반지름이 12이고 분광형은 O6-7 II-III이다.

광학적 후보가 Cen X-3의 주기 및 위상과 명백하게 일치하고 다른 알려진 거대 쌍성계에서 볼 수 있는 이중파 및 진폭 광 곡선에서 동일한 유사성을 보이기 때문에 정확성에 대해서는 의심의 여지가 거의 없다.이중파 타원체 빛의 변화는 로체엽을 거의 채우는 조직적으로 변형된 거인에 의해 발생한다.가시적인 성분은 OB II 등급 별에 해당하며, X선 데이터에서 도출된 질량과 비슷하며 X선 일식 지속 시간에 의해 고정된 최소 반지름과 일치한다.

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레퍼런스

  1. ^ a b c Tjemkes, S. A.; Zuiderwijk, E. J.; Van Paradijs, J. (1986). "Optical light curves of massive X-ray binaries". Astronomy and Astrophysics. 154: 77. Bibcode:1986A&A...154...77T.
  2. ^ a b Fuhrmeister, B.; Schmitt, J. H. M. M. (2003), "A systematic study of X-ray variability in the ROSAT all-sky survey", Astronomy and Astrophysics, 403: 247–260, arXiv:astro-ph/0303106, Bibcode:2003A&A...403..247F, doi:10.1051/0004-6361:20030303, S2CID 55595585
  3. ^ Samus', N. N.; et al. (July 2003), "An Electronic Version of the Second Volume of the General Catalogue of Variable Stars with Improved Coordinates", Astronomy Letters, 29 (7): 468–479, Bibcode:2003AstL...29..468S, doi:10.1134/1.1589864, S2CID 16299532
  4. ^ Ash, T. D. C.; Reynolds, A. P.; Roche, P.; Norton, A. J.; Still, M. D.; Morales-Rueda, L. (1999). "The mass of the neutron star in Centaurus X-3". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 307 (2): 357. Bibcode:1999MNRAS.307..357A. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02605.x.
  5. ^ Falanga, M.; Bozzo, E.; Lutovinov, A.; Bonnet-Bidaud, J. M.; Fetisova, Y.; Puls, J. (2015). "Ephemeris, orbital decay, and masses of ten eclipsing high-mass X-ray binaries". Astronomy & Astrophysics. 577: A130. arXiv:1502.07126. Bibcode:2015A&A...577A.130F. doi:10.1051/0004-6361/201425191.
  6. ^ a b c d e f Naik, Sachindra; Paul, Biswajit; Ali, Zulfikar (August 2011), "X-Ray Spectroscopy of the High-mass X-Ray Binary Pulsar Centaurus X-3 over Its Binary Orbit", The Astrophysical Journal, 737 (2): 79, arXiv:1106.0370, Bibcode:2011ApJ...737...79N, doi:10.1088/0004-637X/737/2/79, S2CID 118435704
  7. ^ Blondin, John M. (1994). "The shadow wind in high-mass X-ray binaries". Astrophysical Journal. 435: 756. Bibcode:1994ApJ...435..756B. doi:10.1086/174853.
  8. ^ Chodil, G.; Mark, Hans; Rodrigues, R.; Seward, F.; Swift, C. D.; Hiltner, W. A.; Wallerstein, George; Mannery, Edward J. (September 1967), "Spectral and Location Measurements of Several Cosmic X-Ray Sources Including a Variable Source in Centaurus", Physical Review Letters, 19 (11): 681–683, Bibcode:1967PhRvL..19..681C, doi:10.1103/PhysRevLett.19.681
  9. ^ Giacconi, R.; et al. (1971), "Discovery of Periodic X-Ray Pulsations in Centaurus X-3 from UHURU", Astrophysical Journal, 167: L67, Bibcode:1971ApJ...167L..67G, doi:10.1086/180762
  10. ^ Schreier, E.; et al. (March 15, 1972), "Evidence for the Binary Nature of Centaurus X-3 from UHURU X-Ray Observations", Astrophysical Journal, 172: L79–L89, Bibcode:1972ApJ...172L..79S, doi:10.1086/180896
  11. ^ Krzeminski, W. (September 1974), "The identification and UBV photometry of the visible component of the Centaurus X-3 binary system", Astrophysical Journal, 192: L135–L138, Bibcode:1974ApJ...192L.135K, doi:10.1086/181609
  12. ^ "Новости. Первый свет обсерватории "Спектр-РГ"". www.roscosmos.ru. Retrieved 2019-08-05.

외부 링크