Centaurus X-3 (4U 1118-60) es un púlsar de rayos X con un período de 4,84 segundos. Fue el primer púlsar de rayos X que se descubrió y la tercera fuente de rayos X que se descubrió en la constelación de Centauro . El sistema consta de una estrella de neutrones orbitando una, O-tipo masivo supergigante estrella doblada de Krzeminski estrella / ( k ) ʃ ɛ m ɪ n s k i z / después de su descubridor, Wojciech Krzemiński . La materia está siendo acreción de la estrella en la estrella de neutrones, lo que resulta en la emisión de rayos X .
Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 | |
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Constelación | Centauro |
Ascensión recta | 11 h 21 m 15.78 s [1] |
Declinación | –60 ° 37 ′ 22,7 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 13.25 [2] |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | O6-7 II-III [3] |
Tipo variable | Elipsoidal [4] y eclipsante [5] |
Astrometria | |
Distancia | 18,6 ± 4,9 kly (5,7 ± 1,5 kpc ) [6] ly |
Detalles | |
Estrella de Krzeminski | |
Masa | 20,5 ± 0,7 [6] M ☉ |
Radio | 12 [6] R ☉ |
Luminosidad | 316 000 [4] L ☉ |
Temperatura | 39 000 [7] K |
Componente de rayos X | |
Masa | 1,21 ± 0,21 [6] M ☉ |
Otras designaciones | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Historia
Centaurus X-3 se observó por primera vez durante los experimentos de fuentes de rayos X cósmicos realizados el 18 de mayo de 1967. Estas mediciones iniciales del espectro de rayos X y la ubicación se realizaron utilizando un cohete sonda . [8] En 1971, se realizaron más observaciones con el satélite Uhuru , en forma de veintisiete avistamientos de 100 segundos de duración. Se encontró que estos avistamientos pulsaban con un período promedio de 4.84 segundos, [9] con una variación en el período de 0.02 segundos. Más tarde, quedó claro que las variaciones del período siguieron una curva sinusoidal de 2,09 días alrededor del período de 4,84 segundos. Estas variaciones en el tiempo de llegada de los pulsos se atribuyeron al efecto Doppler causado por el movimiento orbital de la fuente y, por lo tanto, fueron evidencia de la naturaleza binaria de Centaurus X-3. [10]
A pesar de los datos detallados del satélite Uhuru sobre el período orbital del binario y el período de pulsación en la banda de rayos X, así como la masa mínima de la estrella oculta, el componente óptico permaneció sin descubrir durante tres años. Esto se debió en parte a que Cen X-3 se encuentra en el plano de la Galaxia en la dirección del Brazo Espiral de Carina , por lo que las observaciones se vieron obligadas a diferenciar entre docenas de objetos débiles. Centaurus X-3 finalmente se identificó con una estrella variable tenue y muy enrojecida que se encuentra justo fuera del cuadro de error predicho por las observaciones de Uhuru. [11] La estrella visible recibió más tarde el nombre de su descubridor, el astrónomo polaco Wojtek Krzemiński .
Centaurus X-3 fue la primera fuente observada por el telescopio de rayos X ruso ART-XC . Se publicó una imagen con el título "Primera imagen de luz del Observatorio Spektr-RG ", que muestra la fuente obtenida por los telescopios individuales de ART-XC, así como la curva de luz de Centaurus X-3 plegada en su período de pulso de 4.8 s. [12]
Sistema
Centaurus X-3 está ubicado en el plano galáctico a unos 5.7 kiloparsecs de distancia, [6] hacia la dirección del Brazo Carina-Sagitario , y es miembro de un sistema binario espectroscópico oculto . El componente visible es la estrella de Krzeminski, una supergigante ; el componente de rayos X es una estrella de neutrones magnetizada y giratoria .
Componente de rayos X
La emisión de rayos X es impulsada por la acumulación de materia de la atmósfera distendida del gigante azul que cae a través del punto interior de Lagrange , L1. El gas desbordado probablemente forma un disco de acreción y finalmente gira en espiral hacia adentro y cae sobre la estrella de neutrones, liberando energía potencial gravitacional . El campo magnético de la estrella de neutrones canaliza el gas entrante hacia puntos calientes localizados en la superficie de la estrella de neutrones donde se produce la emisión de rayos X.
La estrella de neutrones es eclipsada regularmente por su compañera gigante cada 2,1 días; [6] Estos eclipses regulares de rayos X duran aproximadamente 1/4 del período orbital. También hay duraciones de rayos X esporádicos.
La historia del período de giro de Centaurus X-3 muestra una tendencia de giro que es muy prominente en la disminución a largo plazo de su período de pulso. Este giro se observó por primera vez en Centaurus X-3 y Hercules X-1 y ahora se observa en otros púlsares de rayos X. La forma más factible de explicar el origen de este efecto es mediante un par ejercido sobre la estrella de neutrones por la acumulación de material.
Estrella de Krzeminski
La estrella de Krzeminski es una estrella masiva caliente de 20,5 masas solares ( M ☉ ), ligeramente evolucionada con un radio de 12 R ☉ y tipo espectral O6-7 II-III.
Hay pocas dudas en cuanto a la exactitud del candidato óptico, ya que está en aparente concordancia con el período y la fase de Cen X-3, y exhibe la misma similitud en su curva de luz de doble onda y amplitud que se ve en otros sistemas binarios masivos conocidos. . Las variaciones de luz elipsoidal de onda doble son producidas por un gigante deformado por las mareas que casi llena su lóbulo de Roche . El componente visible corresponde a una estrella de clase OB II, comparable con la masa derivada de los datos de rayos X, consistente con el radio mínimo que ha sido fijado por la duración del eclipse de rayos X.
Ver también
- Púlsar de rayos x
- Lista de púlsares de rayos X
Referencias
- ^ a b Fuhrmeister, B .; Schmitt, JHMM (2003), "Un estudio sistemático de la variabilidad de los rayos X en la encuesta ROSAT all-sky", Astronomy and Astrophysics , 403 : 247-260, arXiv : astro-ph / 0303106 , Bibcode : 2003A & A ... 403 ..247F , doi : 10.1051 / 0004-6361: 20030303 , S2CID 55595585
- ^ Samus ', NN; et al. (Julio de 2003), "Una versión electrónica del segundo volumen del Catálogo general de estrellas variables con coordenadas mejoradas", Astronomy Letters , 29 (7): 468–479, Bibcode : 2003AstL ... 29..468S , doi : 10.1134 / 1.1589864 , S2CID 16299532
- ^ Ceniza, TDC; Reynolds, AP; Roche, P .; Norton, AJ; Aún así, MD; Morales Rueda, L. (1999). "La masa de la estrella de neutrones en Centaurus X-3" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 307 (2): 357. Código Bibliográfico : 1999MNRAS.307..357A . doi : 10.1046 / j.1365-8711.1999.02605.x .
- ^ a b Tjemkes, SA; Van Paradijs, J .; Zuiderwijk, EJ (1986). "Curvas de luz óptica de binarios masivos de rayos X". Astronomía y Astrofísica . 154 : 77. Bibcode : 1986A & A ... 154 ... 77T .
- ^ Falanga, M .; Bozzo, E .; Lutovinov, A .; Bonnet-Bidaud, JM; Fetisova, Y .; Puls, J. (2015). "Efemérides, desintegración orbital y masas de diez binarios de rayos X de gran masa eclipsante". Astronomía y Astrofísica . 577 : A130. arXiv : 1502.07126 . Bibcode : 2015A y A ... 577A.130F . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201425191 .
- ^ a b c d e f Naik, Sachindra; Paul, Biswajit; Ali, Zulfikar (agosto de 2011), "Espectroscopía de rayos X del pulsar binario de rayos X de gran masa Centaurus X-3 sobre su órbita binaria", The Astrophysical Journal , 737 (2): 79, arXiv : 1106.0370 , Bibcode : 2011ApJ ... 737 ... 79N , doi : 10.1088 / 0004-637X / 737/2/79 , S2CID 118435704
- ^ Blondin, John M. (1994). "El viento de sombra en binarios de rayos X de gran masa". Revista astrofísica . 435 : 756. Bibcode : 1994ApJ ... 435..756B . doi : 10.1086 / 174853 .
- ^ Chodil, G .; Mark, Hans; Rodrigues, R .; Seward, F .; Swift, CD; Hiltner, WA; Wallerstein, George; Mannery, Edward J. (septiembre de 1967), "Mediciones espectrales y de ubicación de varias fuentes de rayos X cósmicos, incluida una fuente variable en Centaurus", Physical Review Letters , 19 (11): 681–683, Bibcode : 1967PhRvL..19. .681C , doi : 10.1103 / PhysRevLett.19.681
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- ^ Krzeminski, W. (septiembre de 1974), "La identificación y fotometría UBV del componente visible del sistema binario Centaurus X-3", Astrophysical Journal , 192 : L135-L138, Bibcode : 1974ApJ ... 192L.135K , doi : 10.1086 / 181609
- ^ "Новости. Первый свет обсерватории" Спектр-РГ " " . www.roscosmos.ru . Consultado el 5 de agosto de 2019 .
enlaces externos
- Historial de frecuencia de giro de Cen X-3
- Cen + X-3
Coordenadas : 11 h 21 m 15,78 s , −60 ° 37 ′ 22,7 ″