Это не официальный сайт wikipedia.org 01.01.2023

Центавр X-3 — Википедия
Википедия

Центавр X-3

Центавр X-3 (англ. Centaur X-3, 4U 1118-60) — рентгеновский пульсар с периодом 4,84 секунды. Является первым открытым рентгеновским пульсаром и третьим рентгеновским источником, обнаруженным в созвездии Центавра. Система состоит из нейтронной звезды, вращающейся вокруг массивного голубого сверхгиганта спектрального класса O, называемого звездой Кшеминьского по фамилии первооткрывателя, Войцеха Кшеминьского (польск. Wojciech Krzemiński). Со сверхгиганта на нейтронную звезду происходит аккреция вещества, что приводит к образованию рентгеновского излучения.

Centaur X-3
Звезда
История исследования
Открыватель Войцех Кшеминьский
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Пульсар
Прямое восхождение 11ч 21м 15,78с[1]
Склонение −60° 37′ 22,70″[1]
Расстояние 18 600 св. лет
Видимая звёздная величина (V) 13,25[2]
Созвездие Центавр
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 39 км/с[8]
Собственное движение
 • прямое восхождение −3,106 ± 0,049 mas/год[3]
 • склонение 2,146 ± 0,041 mas/год[3]
Параллакс (π) 0,1149 ± 0,03 mas[3]
Абсолютная звёздная величина (V) 13,3
Спектральные характеристики
Спектральный класс O6-7 II-III[4] + нейтронная звезда
Физические характеристики
Масса ~(20,5 ± 0,7)/(1,21 ± 0,21)[5] M⊙
Радиус 12[5]/? R⊙
Температура 39 000[6]/? K
Светимость 316 000[7]/? L⊙
Коды в каталогах
V779 Cen, 1RXS J112115.4-603725, 4U 1118-60, AAVSO 1116-60
Информация в базах данных
SIMBAD V* V779 Cen
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

ИсторияПравить

Центавр X-3 стал первым космическим рентгеновским источником, наблюдаемым в ходе экспериментов 18 мая 1967 года. Первый рентгеновский спектр и измерение местоположения были получены с помощью аппаратуры, установленной на метеорологической ракете[9]. В 1971 году на спутнике Uhuru проводились исследования в формате 27 наблюдений длительностью 100 секунд. Был обнаружен период пульсации 4,84 секунды[10] с вариацией около 0,02 секунды. Затем было обнаружено, что вариации периода можно описать синусоидальной кривой с периодом 2,09 суток. Изменения времени регистрации импульсов считают следствием эффекта Доплера, вызванного орбитальным движением источника, и, следовательно, свидетельствующего о двойной структуре Центавра X-3[11].

Несмотря на подробные данные, полученные на спутнике Uhuru, такие как орбитальный период системы, период пульсации в рентгеновском диапазоне и нижнюю оценку массы затмевающей звезды, оптический компонент в течение трех лет не удавалось обнаружить. Это происходило, в частности, потому, что Центавр X-3 находится в плоскости Галактики в направлении рукава Киля-Стрельца и наблюдать объект приходится среди множества других слабых объектов. Центавр X-3 в итоге был идентифицирован как слабая и испытывающая значительное покраснение переменная звезда, расположенная вне и неподалёку от области неопределённости наблюдений Uhuru[12].

Звёздная системаПравить

Центавр X-3 расположен в плоскости Галактики на расстоянии около 5,7 кпк от Солнца[5] в направлении спирального рукава Стрельца. Является частью спектрально-двойной звёздной системы. Переменный компонент называется звездой Кшеминьского и является сверхгигантом. Рентгеновский компонент представляет собой вращающуюся магнитную нейтронную звезду.

Рентгеновский компонентПравить

Рентгеновское излучение создаётся в результате аккреции вещества из протяжённой атмосферы голубого гиганта через внутреннюю точку Лагранжа L1. Перетекающий газ, по всей видимости, образует аккреционный диск и затем двигается по спирали и падает на нейтронную звезду, при этом выделяется гравитационная потенциальная энергия. Магнитное поле нейтронной звезды направляет падающий газ на компактные горячие точки на поверхности звезды, где и возникает рентгеновское излучение.

Нейтронная звезда регулярно затмевается гигантским вторым компонентом каждые 2,1 дня[5]; такие регулярные затмения длятся четверть орбитального периода. Также имеют место спорадические падения уровня рентгеновского излучения.

Изучение периода вращения Центавра X-3' на длительном промежутке времени показало, что скорость вращения нейтронной звезды возрастает, поскольку период пульсации уменьшается. Впервые подобный эффект наблюдался у данной звезды и у объекта Геркулес X-1, затем был обнаружен и у других рентгеновских пульсаров. Наиболее простое объяснение данного эффекта учитывает влияние углового момента, передаваемого нейтронной звезде аккрецирующим веществом.

Звезда КшеминьскогоПравить

Звезда Кшеминьского имеет массу, в 20,5 раз превышающую солнечную, и является слабо проэволюционировавшей горячей массивной звездой радиусом 12 радиусов Солнца. Звезда принадлежит спектральному классу O6-7 II—III.

Почти не существует сомнений в правильности идентификации оптического компонента, поскольку свойства объекта согласуются с периодом и фазой Центавра X-3, показывают подобную двойную кривую блеска, как и в других массивных двойных системах. Эллипсоидальные свойства, наблюдаемые в кривой блеска, свидетельствуют о сильной приливной деформации звезды-сверхгиганта, почти заполняющей свою полость Роша. Видимый компонент согласуется с оценками массы, полученными из рентгеновских данных; минимальный радиус получен из продолжительности затмения в рентгеновском диапазоне.

ПримечанияПравить

  1. ↑ 1 2 Fuhrmeister, B. & Schmitt, J. H. M. M. (2003), A systematic study of X-ray variability in the ROSAT all-sky survey, Astronomy and Astrophysics Т. 403: 247–260, DOI 10.1051/0004-6361:20030303 
  2. ↑ Samus', N. N.; Goranskii, V. P.; Durlevich, O. V. & Zharova, A. V. (July 2003), An Electronic Version of the Second Volume of the General Catalogue of Variable Stars with Improved Coordinates, Astronomy Letters Т. 29 (7): 468–479, DOI 10.1134/1.1589864 
  3. ↑ 1 2 3 Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
  4. ↑ T. D. C.; Ash; Reynolds, A. P.; Roche, P.; Norton, A. J.; Still, M. D.; Morales-Rueda, L. The mass of the neutron star in Centaurus X-3 (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 1999. — Vol. 307, no. 2. — P. 357. — doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02605.x. — Bibcode: 1999MNRAS.307..357A.
  5. ↑ 1 2 3 4 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 Т. 737 (2): 79, DOI 10.1088/0004-637X/737/2/79 
  6. ↑ John M.; Blondin. The shadow wind in high-mass X-ray binaries (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1994. — Vol. 435. — P. 756. — doi:10.1086/174853. — Bibcode: 1994ApJ...435..756B.
  7. ↑ S. A.; Tjemkes; Van Paradijs, J.; Zuiderwijk, E. J. Optical light curves of massive X-ray binaries (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 1986. — Vol. 154. — P. 77. — Bibcode: 1986A&A...154...77T.
  8. ↑ Duflot M., Figon P., Meyssonnier N. Vitesses radiales. Catalogue WEB: Wilson Evans Batten. Radial velocities: The Wilson-Evans-Batten catalogue — 1995. — Т. 114. — С. 269–280.
  9. ↑ Chodil, G.; Mark, Hans; Rodrigues, R. & Seward, F. (September 1967), Spectral and Location Measurements of Several Cosmic X-Ray Sources Including a Variable Source in Centaurus, Physical Review Letters Т. 19 (11): 681–683, DOI 10.1103/PhysRevLett.19.681 
  10. ↑ Giacconi, R.; Gursky, H.; Kellogg, E. & Schreier, E. (1971), Discovery of Periodic X-Ray Pulsations in Centaurus X-3 from UHURU, Astrophysical Journal Т. 167: L67, DOI 10.1086/180762 
  11. ↑ Schreier, E.; Levinson, R.; Gursky, H. & Kellogg, E. (March 15, 1972), Evidence for the Binary Nature of Centaurus X-3 from UHURU X-Ray Observations, Astrophysical Journal Т. 172: L79–L89, DOI 10.1086/180896 
  12. ↑ Krzeminski, W. (September 1974), The identification and UBV photometry of the visible component of the Centaurus X-3 binary system, Astrophysical Journal Т. 192: L135–L138, DOI 10.1086/181609 

СсылкиПравить

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Центавр_X-3&oldid=118524973