Центавр X-3

Центавр X-3
Дані спостереження
Епоха J2000
Сузір’я Центавр
Пряме піднесення 11г 21х 15.78с[1]
Схилення –60° 37′ 22.7″[1]
Видима зоряна величина (V) 13.25[2]
Характеристики
Спектральний клас O6-7 II-III[3]
Показник кольору (B−V)
Показник кольору (U−B)
Тип змінності Еліпсоїдальна[4] та затемнювана[5]
Астрометрія
Променева швидкість (Rv) км/c
Власний рух (μ) Пр.сх.: мас/р
Схил.: мас/р
Паралакс (π) ± мас
Відстань 18 600 ± 4 900[6] св. р.
Абсолютна зоряна
величина (MV)
Фізичні характеристики
Маса 20,5 ± 0,7[6] M☉
Радіус 12[6] R☉
Світність 316 000[4] L☉
Ефективна температура 39 000[7] K
Інші позначення
V779 Cen, 1RXS J112115.4-603725, 4U 1118-60, AAVSO 1116-60
Посилання
SIMBADдані для Cen+X-3

Центавр X-3 (4U 1118–60, Cen X-3) — рентгенівський пульсар із періодом 4,84 секунди. Він був третім рентгенівським джерелом у сузір'ї Центавра та першим відкритим рентгенівським пульсаром. Зоряна система складається з нейтронної зорі, що обертається навколо масивного надгіганта спектрального класу О, який назвали зорею Кржемінського на честь першовідкривача. Акреція речовини від надгіганта до нейтронної зорі спричиняє рентгенівське випромінювання.

Історія

Центавр Х-3 вперше спостерігався під час експериментів з пошуку космічних джерел рентгенівського випромінювання 18 травня 1967 року. Початкове визначення рентгенівського спектру й визначення місця походження проводилися за допомогою зондувальних ракет[8]. У 1971 році були проведені подальші спостереження за допомогою супутника UHURU, а саме було записано двадцять сім стосекундних спостережень. Ці спостереження виявили пульсацію із середнім періодом 4,84 секунди[9] та варіацією 0,02 секунди. Пізніше з'ясувалося, що на період коливань 4,84 секунди накладався довший період тривалістю 2,09 днів. Довший період пульсацій було пояснено ефектом Доплера, який зумовлено орбітальним рухом джерела, а тому вони стали доказом подвійної природи Центавра Х-3.[10]

Попри докладні дані супутника UHURU щодо орбітального періоду подвійної системи й періоду пульсації в рентгенівському діапазоні, а також мінімальної маси зорі, яка затемнює, оптичний компонент залишався невідомим протягом трьох років. Частково причиною було розташування Центавра Х-3: він лежить у площині Галактики в напрямку спірального рукава Кіля-Стрільця, а тому потрібно було зіставити з десятками тьмяних об'єктів. Cen X-3 був остаточно пов'язаний із тьмяною, сильно почервонілою внаслідок поглинання світла міжзоряним пилом змінною зорею, розташованою трохи за межею помилки спостережень UHURU[11]. Видиму зорю пізніше назвали на честь її першовідкривача, польського астронома Войцеха Кржемінського.

Система

Центавр Х-3 розташований у площині Галактики на відстані близько 5,7 ± 1,5 кпк[6] у напрямку рукава Кіля–Стрільця і є затемнюваною спектроскопічно подвійною зоряною системою. Видимий компонент — зоря Кржемінського, надгігант; а рентгенівська компонента — намагнічена нейтронна зоря, що швидко обертається.

Рентгенівська компонента

Маса нейтронної зорі оцінюється в 1,21 ± 0,21 мас Сонця[6]. Рентгенівське випромінювання спричинене акрецією речовини з розширеної атмосфери блакитного гіганта, яка перетікає через внутрішню точку Лагранжа L1. Газ, імовірно, утворює акреційний диск й рухається по спіралі та врешті-решт падає на нейтронну зорю, вивільняючи гравітаційну потенціальну енергію. Магнітне поле нейтронної зорі спрямовує газ на ділянки біля магнітних полюсів, де на поверхні утворюються гарячі плями та виникає рентгенівське випромінювання.

Нейтронна зоря регулярно (кожні 2,09 дні) затемнюється своїм гігантським супутником[6]; ці регулярні рентгенівські затемнення тривають приблизно чверть орбітального періоду. Трапляються також поодинокі нерегулярні зміни рентгенівського випромінювання.

Період обертання (англ. spin up) Центавра Х-3 показує прискорення, що є дуже помітним на тлі довгострокового скорочення його періоду пульсацій. Це прискорення обертання було вперше відзначено у пульсарів Центавр X-3 і Геркулес X-1, а зараз відзначається в інших рентгенівських пульсарів. Найбільш ймовірне пояснення походження цього ефекту — вплив обертального моменту речовини, яка акрецює на нейтронну зорю.

Зоря Кржемінського

Зоря Кржемінського є гарячою масивною зорею з масою 20,5 ± 0,7 М☉, радіусом бл. 12 Р☉ і спектральним класом О6-7 II—III на пізній стадії еволюції.

Щодо правильності визначення видимого компонента сумнівів практично не має, оскільки амплітуда її кривої блиску узгоджується з періодом і фазами рентгенівського пульсара Центавр Х-3, а також демонструє ту ж схожість у подвійній хвилі, що спостерігається і в інших відомих масивних подвійних системах. Еліпсоїдні світові варіації подвійної хвилі створюються припливно-деформованим гігантом, який майже заповнив свою порожнину Роша. Видимий компонент відповідає класу світності ОВ II, що схоже зі значенням маси, отриманим з рентгенівських даних, і узгоджується з мінімальним радіусом, який було обраховано через тривалість рентгенівського затемнення.

Див. також

Примітки

  1. ↑ а б 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
  2. ↑ Samus', N. N. та ін. (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
  3. ↑ 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.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  4. ↑ а б Tjemkes, S. A.; Van Paradijs, J.; Zuiderwijk, E. J. (1986). Optical light curves of massive X-ray binaries. Astronomy and Astrophysics. 154: 77. Bibcode:1986A&A...154...77T.
  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. ↑ а б в г д е 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
  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. та ін. (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. та ін. (15 березня 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

Посилання

Координати: Карта зоряного неба 11г 21м 15.78с, −60° 37′ 22.7″