ケンタウルスX-3
ケンタウルスX-3
V779ケンタウリの可視光帯域曲線（Tjemkes et al . ( 1986) [ 1 ]より改変）
観測データエポックJ2000      エキノックスJ2000
星座ケンタウルス
赤経11時間21分15.09秒[ 2 ]
赤緯−60° 37′ 22.6″ [ 2 ]
見かけの等級 （V）13.25 (- 13.39) - 13.46 [ 3 ]
特徴
スペクトル型O6-7 II-III [ 4 ]
変数型楕円体[ 1 ]と食[ 5 ]
天体測量
固有運動（μ）RA:  -3.121 [ 2 ]マス/年12 月:  +2.331 [ 2 ]マス/年
視差（π）0.1387 ± 0.0112  mas [ 2 ]
距離24,000 ± 2,000 光年 (7,200 ± 600  pc )
詳細
クジェミンスキーの星
質量20.5 ± 0.7 [ 6 ]  M ☉
半径12 [ 6 ]  R ☉
明るさ316,000 [ 1 ]  L ☉
温度39,000 [ 7 ]  K
X線成分
質量1.21 ± 0.21 [ 6 ]  M ☉
半径9.178 ± 0.130 [ 8 ]  km
その他の指定
V779 セン、1RXS  J112115.4-603725、4U 1118–60  、AAVSO  1116-60
データベース参照
シンバッドデータ

ケンタウルス座X-3（4U 1118–60）は、周期4.84秒のX線パルサーである。ケンタウルス座で初めて発見されたX線パルサーであり、3番目に発見されたX線源である。この系は、発見者のヴォイチェフ・クシェミンスキーにちなんでクシェミンスキー星（/( k ) ʃ ɛ ˈ m ɪ n s k i z /）と名付けられた大質量O型超巨星を周回する中性子星から構成されている。この星から中性子星に物質が降着し、X線が放射されている。

歴史

ケンタウルスX-3は、1967年5月18日に行われた宇宙X線源の実験中に初めて観測されました。これらの最初のX線スペクトルと位置の測定は、観測ロケットを使用して行われました。[ 9 ] 1971年には、ウフル衛星によるさらなる観測が行われ、100秒間の観測が27回行われました。これらの観測は、平均周期4.84秒で脈動していることがわかりました[ 10 ]。周期の変動は0.02秒でした。後に、周期変動は4.84秒周期を中心に2.09日の正弦曲線を描いていることが明らかになりました。パルスの到着時間のこれらの変動は、源の軌道運動によって引き起こされるドップラー効果によるものであり、したがってケンタウルスX-3が連星系である証拠でした。 [ 11 ]

ウフル衛星から連星の公転周期、X線帯域の脈動周期、掩蔽星の最小質量に関する詳細なデータが得られていたにもかかわらず、光学的な構成要素は3年間発見されなかった。これはケンタウルスX-3がカリーナ渦巻腕の方向の銀河面に位置していたため、観測では数十の暗い天体を区別せざるを得なかったことが一因である。ケンタウルスX-3は最終的に、ウフル観測で予測された誤差範囲のすぐ外側にある、暗く赤みがかった変光星と特定された。[ 12 ]この目に見える星は後に発見者であるポーランドの天文学者ヴォイテク・クシェミンスキにちなんで命名された。

ケンタウルスX-3は、ロシアのX線望遠鏡ART-XCによって観測された最初の天体である。「スペクトルRG観測所の初観測画像」と題された画像が公開され、ART-XCの各望遠鏡によって撮影された天体と、ケンタウルスX-3のパルス周期4.8秒における光度曲線が示されている。[ 13 ]

システム

ケンタウルス座X-3は、銀河面から約5.7 キロパーセク[ 6 ]離れた、カリーナ・いて座腕の方向に位置し、掩蔽分光連星系を構成している。可視光で見える部分は超巨星であるクシェミンスキー星であり、X線で見える部分は回転する磁化された中性子星である。

X線成分

X線放射は、青色巨星の膨張した大気から内部ラグランジュ点L1を通過する物質の降着によって促進されます。溢れ出たガスは降着円盤を形成し、最終的には内側に螺旋状に流れ込み、中性子星に落下することで、重力による位置エネルギーを放出します。中性子星の磁場は、流入するガスを中性子星表面の局所的なホットスポットへと導き、そこでX線放射が発生します。

中性子星は、巨大な伴星によって2.1日ごとに定期的に食を受けます。[ 6 ]これらの定期的なX線食は、公転周期の約4分の1の間続きます。また、散発的にX線が消える期間もあります。

ケンタウルスX-3の自転周期の履歴は、パルス周期の長期的な減少において非常に顕著なスピンアップ傾向を示しています。このスピンアップはケンタウルスX-3とヘルクレスX-1で初めて観測され、現在では他のX線パルサーでも観測されています。この効果の起源を説明する最も妥当な方法は、降着物質によって中性子星に生じるトルクによるものです。

クシェミンスキーの星

クシェミンスキーの星は、太陽の20.5倍の質量（M ☉）で、半径12  R ☉、スペクトル型O6-7 II-III の、わずかに進化した高温の大質量星です。

この光学候補の正しさにはほとんど疑いの余地がありません。なぜなら、この候補はCen X-3の周期と位相と明らかに一致しており、他の既知の大質量連星系に見られる二重波と振幅の光度曲線と同様の類似性を示しているからです。この二重波の楕円形の光度変化は、ロッシュ・ローブをほぼ満たすほどの潮汐変形した巨星によって生じています。可視光成分はOB II型の恒星に相当し、X線データから得られた質量とほぼ同程度であり、X線食持続時間から推定される最小半径と一致しています。

参照

参考文献

  1. ^ a b cチェムケス、SA;ザイデルウェイク、EJ;ヴァン・パラディス、J. (1986)。 「巨大な X 線連星の光学的光曲線」。天文学と天体物理学。154 :77。ビブコード: 1986A&A...154...77T。
  2. ^ a b c d e Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). 「Gaiaデータリリース3. コンテンツとサーベイプロパティの概要」 .天文学と天体物理学. 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode : 2023A&A...674A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875 . VizieRにおけるこのソースの Gaia DR3 レコード。
  3. ^ Samus, NN; et al. (2003年7月)、「変光星総合カタログ第2巻の電子版（座標の改良版）」、Astronomy Letters、29 (7): 468– 479、Bibcode : 2003AstL...29..468S、doi : 10.1134/1.1589864、S2CID 16299532 
  4. ^ Ash, TDC; Reynolds, AP; Roche, P.; Norton, AJ; Still, MD; Morales-Rueda, L. (1999). 「ケンタウルス座X-3の中性子星の質量」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 307 (2): 357. Bibcode : 1999MNRAS.307..357A . doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02605.x .
  5. ^ファランガ、M.ボッツォ、E.ルトヴィノフ、A.ボネット・ビドー、JM。フェティソワ、Y.パルス、J. (2015)。 「天体暦、軌道崩壊、および食する高質量 X 線連星 10 個の質量」。天文学と天体物理学。577 : A130. arXiv : 1502.07126。ビブコード: 2015A&A...577A.130F。土井：10.1051/0004-6361/201425191。S2CID 119212238。 
  6. ^ a b c d e Naik, Sachindra; Paul, Biswajit; Ali, Zulfikar (2011年8月)「高質量X線連星パルサーCentaurus X-3の連星軌道上でのX線分光法」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). 「高質量X線連星のシャドウウィンド」.アストロフィジカルジャーナル. 435 : 756. Bibcode : 1994ApJ...435..756B . doi : 10.1086/174853 .
  8. ^ Nashed, GGL (2023年6月)、「f(R, T)修正重力がパルサーHerX1の質量と半径に及ぼす影響」、The Astrophysical Journal、950 (2): 129、arXiv : 2306.10273、Bibcode : 2023ApJ...950..129N、doi : 10.3847/1538-4357/acd182、ISSN 0004-637X 
  9. ^ Chodil, G.; Mark, Hans; Rodrigues, R.; Seward, F.; Swift, CD; Hiltner, WA; Wallerstein, George; Mannery, Edward J. (1967年9月)「ケンタウルスの変動源を含むいくつかの宇宙X線源のスペクトルと位置測定」、Physical Review Letters、19 (11): 681– 683、Bibcode : 1967PhRvL..19..681C、doi : 10.1103/PhysRevLett.19.681
  10. ^ジャッコーニ、R.;他。 (1971)、「UHURU からのケンタウルス X-3 における周期的 X 線パルスの発見」、Astrophysical Journal、167 : L67、Bibcode : 1971ApJ...167L..67G、doi : 10.1086/180762
  11. ^シュライヤー、E.他。 (1972 年 3 月 15 日)、「UHURU X-Ray Observations からのケンタウルス X-3 のバイナリ性質の証拠」、Astrophysical Journal、172 : L79– L89、Bibcode : 1972ApJ...172L..79S、doi : 10.1086/180896
  12. ^ Krzeminski, W. (1974年9月)、「ケンタウルスX-3連星系の可視成分の同定とUBV測光」、Astrophysical Journal、192 : L135– L138、Bibcode : 1974ApJ...192L.135K、doi : 10.1086/181609
  13. ^ "Новости. Первый свет обсерватории "Спектр-РГ"「 . www.roscosmos.ru . 2019年8月5日閲覧。

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