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| 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] |
| 偏角 | −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 マス[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] メートル☉ |
| 半径 | 12 [6] R ☉ |
| 明るさ | 316,000 [1] L ☉ |
| 温度 | 39,000 [7] K |
| X線コンポーネント | |
| 質量 | 1.21 ± 0.21 [ 6] M☉ |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
ケンタウルス座X-3（4U 1118–60）は、周期が4.84秒のX線パルサーである。これは発見された最初のX線パルサーであり、ケンタウルス座で発見された3番目の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 /）と呼ばれる大質量のO型超巨星を周回する中性子星で構成される。星から中性子星に物質が降着し、その結果X線が放射される。
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。[8] 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[9]。周期の変動は0.02秒でした。後に、周期の変動は4.84秒周期の周りで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。 [10]
ウフル衛星から連星の公転周期、X線帯の脈動周期、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、光学成分は3年間発見されなかった。これはケンタウルス座X-3がカリーナ渦巻き腕の方向の銀河面にあるため、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。ケンタウルス座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。[11]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天文台の初画像」というタイトルの画像が公開され、ART-XCの個々の望遠鏡によって撮影された天体と、4.8秒のパルス周期で折り返されたケンタウルスX-3の光曲線が示された。[12]
システム
ケンタウルス座X-3は、銀河面から約5.7 キロパーセク離れた[6] 、カリーナ・いて座腕の方向に位置し、掩蔽分光連星系のメンバーです。目に見える部分は超巨星であるクシェミンスキーの星であり、X線部分は回転する磁化された中性子星です。
X線コンポーネント
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 を通って落下する物質の集積によって促進されます。あふれたガスはおそらく集積円盤を形成し、最終的には内側に螺旋を描いて中性子星に落下し、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に導き、そこで X 線放射が発生します。
中性子星は2.1日ごとに巨大な伴星によって定期的に食を受けます。[6]これらの定期的なX線食は、軌道周期の約4分の1の間続きます。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 の自転周期の履歴を見ると、そのパルス周期の長期的な減少に顕著なスピンアップの傾向が見られます。このスピンアップは、ケンタウルス X-3 とヘラクレス X-1で最初に観測され、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現実的な方法は、物質の集積によって中性子星に及ぼされるトルクによるというものです。
クジェミンスキーの星
クシェミンスキーの星は、太陽の20.5倍の質量（ M☉ ）を持ち、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大質量星です。
この光学候補の正確さにはほとんど疑いの余地はありません。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で見られる二重波と振幅の光曲線に同じ類似性を示しているからです。二重波の楕円形の光の変化は、ロッシュ ローブをほぼ満たす潮汐変形した巨星によって生成されます。可視成分は OB II クラスの星に対応し、X 線データから得られた質量に匹敵し、X 線食の持続時間によって決定された最小半径と一致します。
参照
参考文献
- ^ abc Tjemkes、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。
- ^ abcde Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). 「Gaia Data Release 3. コンテンツと調査プロパティの概要」.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 のこのソースの Gaia DR3 レコード。
- ^ 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
- ^ 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 .
- ^ 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。
- ^ abcde 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
- ^ Blondin, John M. (1994). 「高質量X線連星の影の風」.アストロフィジカルジャーナル. 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. (1967 年 9 月)、「ケンタウルス座の可変源を含むいくつかの宇宙 X 線源のスペクトルと位置の測定」、Physical Review Letters、19 (11): 681–683、Bibcode :1967PhRvL..19..681C、doi :10.1103/PhysRevLett.19.681
- ^ 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」、天体物理学ジャーナル、167 : L67、Bibcode :1971ApJ...167L..67G、doi :10.1086/180762
- ^ シュライヤー、E.他。 (1972 年 3 月 15 日)、「UHURU X 線観測からのケンタウルス X-3 の二成分性質の証拠」、天体物理学ジャーナル、172 : L79–L89、Bibcode :1972ApJ...172L..79S、doi : 10.1086/ 180896
- ^ Krzeminski, W. (1974 年 9 月)、「ケンタウルス座 X-3 連星系の可視成分の識別と UBV 測光」、天体物理学ジャーナル、192 : L135–L138、Bibcode :1974ApJ...192L.135K、doi :10.1086/181609
- ^ “Новости. Первый свет обсерватории "Спектр-РГ". www.roscosmos.ru 。2019年8月5日に取得。
外部リンク
- Cen X-3 のスピン周波数履歴
- セン+X-3