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| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | さそり座 |
| 赤経 | 16時間19分55.07秒[1] |
| 偏角 | −15° 38' 24.8" [1] |
| 見かけの等級 （V） | 12.2 [1] |
| 距離 | 9,000 光年 （2,800 [2] pc） |
| その他の指定 | |
V818 Sco、H 1620-15、2RE J161955-153824、1XRS 16170-155、2A 1616-155、INTEGRAL1 21、RE J1619-153、XSS J16204-1536、3A 1617-155、INTREF 685、RE J161956-153814、X Sco X-1、2EUVE J1619-15.6、KOHX 20、SBC7 569、EUVE J1619-15.6、1M 1617-155、2U 1617-15、AAVSO 1614-15、1H 1617-155、2MASS J16195506-1538250、3U 1617-15、H 1617-155、2RE J1619-153、4U 1617-15 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
さそり座X-1は、さそり座のおよそ9000光年離れたところにあるX線源です。さそり座X-1は、最初に発見された太陽系外X線源であり、太陽を除けば、空で最も強力な非一時的なX線源です。[3] X線フラックスは日々変化し、光学的に見える星であるさそり座V818と関連しており、その見かけの等級は12〜13の間で変動します。[4]
発見と初期の研究
宇宙の軟X線が存在する可能性は、マサチューセッツ州ケンブリッジにあるMIT教授でアメリカ科学工学協会の理事長であるブルーノ・ロッシ氏によって、AS&Eの社長マーティン・アニス氏に初めて提案された。彼の勧めにより、同社は宇宙飛行士を月に打ち上げる前に月面を探索し、ついでに銀河のX線源を観察する契約を米国空軍から獲得した。
その後、1962年にリカルド・ジャコーニ率いるチームによってさそり座X-1が発見されました。ジャコーニは、フランク・パオリーニ設計の高感度軟X線検出器を搭載したエアロビー150探査ロケットを打ち上げました。ロケットの軌道はわずかにコースを外れましたが、それでも月から来ていない軟X線のかなりの放射を検出しました。こうして幸運にも、そしてフランク・パオリーニが最初に指摘したように、さそり座X-1は太陽系外で発見された最初のX線源となりました。検出器の角度分解能では、当初さそり座X-1の位置を正確に特定できませんでした。このため、この源は銀河中心付近にあるのではないかとの推測が生まれましたが、最終的にはさそり座にあることが判明しました。[4]さそり座で最初に発見されたX線源として、この源はさそり座X-1と命名されました。
1962年6月12日に打ち上げられたエアロビー150ロケットは、J1950 RA 16 h 15 m Dec −15.2°で別の天体源（さそり座X-1）からの最初のX線を検出しました。 [5] Sco X-1はLMXBであり、視覚的に一致するものはV818 Scorpiiです。
上記の参考文献ではロケットの打ち上げは1962年6月12日とされているが、他の資料では実際の打ち上げは1962年6月19日06:59:00 UTCであったとされている。[6] [7]
歴史的脚注: 「この装置は月からのX線を観測する目的で設計されたもので、視野を狭く制限するコリメーション機能は備えていませんでした。そのため、信号が非常に広く、源の大きさと位置を正確に特定することはできませんでした。1962年10月、銀河中心が地平線の下にあり、強い源が存在しなかったときに、同様の実験が繰り返されました。1963年6月の3回目の試みでは、1962年6月の飛行の結果が検証されました。」[8]銀河中心はSco X-1から赤経20度未満、赤緯20度未満にあり、2つのX線源は約20度の弧で離れているため、1962年6月の飛行では分離できなかった可能性があります。[8]
さそり座XR-1はJ1950 RA 16時15分 Dec −15.2°で観測されています。[8]
1967年（パルサーの発見前）、ヨシフ・シュクロフスキーはさそり座X-1のX線と光学観測を調べ、その放射線は伴星から物質を降着する中性子星から来ていると正しく結論付けました。 [9]
特徴
そのX線出力は2.3×10 31 Wで、太陽の全光度の約60,000倍である。 [2]さそり座X-1は、約18.9時間周期で、最大1等級の強度の規則的な変動を示している。この源は光学波長も不規則に変化するが、これらの変化はX線の変動とは相関していない。[4]さそり座X-1自体は中性子星であり、その強力な重力によって伴星から物質が降着円盤に引き寄せられ、最終的に表面に落下して膨大な量のエネルギーを放出する。この恒星物質がさそり座X-1の重力場で加速すると、X線が放射される。さそり座X-1の測定された光度は、エディントン限界で物質を降着している中性子星と一致している。[2]
この系は低質量X線連星に分類されており、中性子星の質量はおよそ太陽の1.4倍であるのに対し、供給星の質量はわずか0.42倍である。[11] 2つの星はおそらく同時に誕生したのではなく、最近の研究では、この連星は球状星団内での接近遭遇によって形成された可能性があることが示唆されている。[12]
参照
参考文献
- ^ abc スタッフ（2003年3月3日）。 「V* V1357 Cyg - 高質量 X 線バイナリ」。ストラスブール天文学センター。2009 年 12 月 21 日に取得。
- ^ abc Bradshaw, CF; Fomalont, EB; Geldzahler, BJ (1999). 「Scorpius X-1の高解像度視差測定」. The Astrophysical Journal . 512 (2): L121–L124. Bibcode :1999ApJ...512L.121B. doi : 10.1086/311889 .
- ^ Giacconi, R.; Gursky, H.; Paolini, FR; Rossi, BB (1962). 「太陽系外の源からのX線の証拠」. Phys. Rev. Lett . 9 (11): 439–443. Bibcode :1962PhRvL...9..439G. doi : 10.1103/PhysRevLett.9.439 .
- ^ abc シュクロフスキー、イオシフ・S. (1978)。『スター：その誕生、生涯、そして死』WHフリーマン。ISBN 978-0-7167-0024-1。
- ^ Giacconi R (2003年8月). 「ノーベル賞講演: X線天文学の夜明け」Rev. Mod. Phys . 75 (3): 995–1010. Bibcode :2003RvMP...75..995G. doi : 10.1103/RevModPhys.75.995 .
- ^ Drake SA (2006年9月). 「高エネルギー天文学の簡潔な歴史: 1960-1964」.
- ^ 「年表—1962年第2四半期」。2010年1月18日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ abc Bowyer S; Byram ET; Chubb TA; Friedman H (1965). Steinberg JL (編). 「X線天文学の観測結果」.宇宙船からの天文観測、1964年8月17日から20日にベルギーのリエージュで開催されたシンポジウム第23号の議事録。23 .国際天文学連合: 227–39. Bibcode :1965IAUS...23..227B.
- ^ Shklovsky, IS (1967年4月). 「SCO XR-1のX線放射源の性質について」. Astrophys. J. 148 ( 1): L1–L4. Bibcode :1967ApJ...148L...1S. doi :10.1086/180001.
- ^ Hynes, Robert I.; Schaefer, Bradley E.; Baum, Zachary A.; Hsu, Ching-Cheng; Cherry, Michael L.; Scaringi, Simone (2016年7月). 「Kepler K2によるSco X-1の観測：軌道変調とFermi GBMおよびMAXIとの相関」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 459 (4): 3596–3613. arXiv : 1605.00546 . Bibcode :2016MNRAS.459.3596H. doi : 10.1093/mnras/stw854 .
- ^ Steeghs, D.; Casares, J. (2002). 「さそり座X-1の質量提供者が明らかに」.アストロフィジカルジャーナル. 568 (1): 273–278. arXiv : astro-ph/0107343 . Bibcode :2002ApJ...568..273S. doi :10.1086/339224. S2CID 14136652.
- ^ Mirabel, IF; Rodrogues, I. (2003). 「Scorpius X-1 の起源」.天文学と天体物理学. 398 (3): L25–L28. arXiv : astro-ph/0301580 . Bibcode :2003A&A...398L..25M. doi :10.1051/0004-6361:20021767. S2CID 2585509.