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Centauro X-3

Coordenadas : 11 h 21 m 15,78 s , −60° 37′ 22,7″ 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 descubierto ...

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Coordenadas : 11 h 21 m 15,78 s , −60° 37′ 22,7″Mapa del cielo

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 descubierto y la tercera fuente de rayos X descubierta en la constelación de Centauro . El sistema consiste en una estrella de neutrones que orbita una supergigante masiva de tipo O llamada estrella de Krzemiński /( k ) ʃ ɛ ˈ m ɪ n s k i z / en honor a su descubridor, Wojciech Krzemiński . La materia se está acumulando desde la estrella hacia la estrella de neutrones, lo que produce emisión de rayos X.

Historia

Centaurus X-3 fue observado por primera vez durante 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 . [ 9 ] En 1971, se realizaron observaciones adicionales 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, [ 10 ] con una variación en el período de 0,02 segundos. Posteriormente, quedó claro que las variaciones del período seguían 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. [ 11 ]

A pesar de los datos detallados del satélite Uhuru sobre el período orbital del sistema binario, el período de pulsación en la banda de rayos X y la masa mínima de la estrella ocultante, 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 dirección al Brazo Espiral de Carina , por lo que las observaciones se vieron obligadas a diferenciar entre docenas de objetos débiles. Centaurus X-3 fue finalmente identificado con una estrella variable débil y muy enrojecida que se encuentra justo fuera del margen de error predicho por las observaciones de Uhuru. [ 12 ] La estrella visible fue nombrada posteriormente en honor a 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 captada por los telescopios individuales de ART-XC, así como la curva de luz de Centaurus X-3 plegada a su período de pulso de 4,8 s. [ 13 ]

Sistema

Centaurus X-3 se encuentra en el plano galáctico a unos 5,7 kiloparsecs de distancia, [ 6 ] hacia la dirección del Brazo de Carina-Sagitario , y es miembro de un sistema binario espectroscópico de ocultación . El componente visible es la Estrella de Krzemiński, una supergigante ; el componente de rayos X es una estrella de neutrones magnetizada y en rotación . 

componente de rayos X

La emisión de rayos X se alimenta de la acreción de materia proveniente de la atmósfera expandida de la gigante azul que cae a través del punto lagrangiano interno , L1. El gas desbordante probablemente forma un disco de acreción y, finalmente, gira en espiral hacia adentro y cae sobre la estrella de neutrones, liberando energía potencial gravitatoria . 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 períodos esporádicos sin emisión de rayos X.

El historial del período de rotación de Centaurus X-3 muestra una tendencia de aceleración muy marcada en la disminución a largo plazo de su período de pulso. Esta aceleración se observó por primera vez en Centaurus X-3 y Hercules X-1 , y ahora se ha detectado en otros púlsares de rayos X. La explicación más plausible para el origen de este efecto es el torque que ejerce el material en acreción sobre la estrella de neutrones.

La estrella de Krzemiński

La estrella de Krzemiński 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 sobre la validez del candidato óptico, ya que concuerda aparentemente con el período y la fase de Cen X-3, y presenta la misma similitud en su curva de luz de doble onda y amplitud observada en otros sistemas binarios masivos conocidos. Las variaciones elipsoidales de luz de doble onda son producidas por una gigante deformada por las fuerzas de marea 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 determinado por la duración del eclipse de rayos X.

Véase también

Referencias

  1. 1 2 3 Tjemkes, SA; Zuiderwijk, EJ; Van Paradijs, J. (1986). "Curvas de luz óptica de binarios masivos de rayos X". Astronomía y Astrofísica . 154 : 77. Código Bib : 1986A y A...154...77T .
  2. 1 2 3 4 5 Vallenari, A.; et al. (Colaboración Gaia) (2023). " Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties" . Astronomy and Astrophysics . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode : 2023A & A...674A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875 .  Registro Gaia DR3 para esta fuente en VizieR .
  3. ↑ 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  
  4. ↑ Ash, TDC; Reynolds, AP; Roche, P.; Norton, AJ; Still, MD; Morales-Rueda, L. (1999). "La masa de la estrella de neutrones en 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 .
  5. ^ Falanga, M.; Bozzo, E.; Lutovinov, A.; Bonnet-Bidaud, JM; Fetisova, Y.; Puls, J. (2015). "Efemérides, desintegración orbital y masas de diez binarias eclipsantes de rayos X de alta masa". Astronomía y Astrofísica . 577 : A130. arXiv : 1502.07126 . Código Bib : 2015A y A...577A.130F . doi : 10.1051/0004-6361/201425191 . S2CID 119212238 . 
  6. 1 2 3 4 5 Naik, Sachindra; Paul, Biswajit; Ali, Zulfikar (agosto de 2011), "Espectroscopia de rayos X del púlsar binario de rayos X de alta 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 
  7. ↑ Blondin, John M. (1994). "El viento de sombra en binarias de rayos X de alta masa". Astrophysical Journal . 435 : 756. Bibcode : 1994ApJ...435..756B . doi : 10.1086/174853 .
  8. ↑ Nashed, GGL (junio de 2023), "El efecto de la gravedad modificada f(R, T) en la masa y el radio del púlsar HerX1", 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. (septiembre de 1967), "Mediciones espectrales y de localización de varias fuentes cósmicas de rayos X, incluida una fuente variable en Centauro", Physical Review Letters , 19 (11): 681–683 , Bibcode : 1967PhRvL..19..681C , doi : 10.1103/PhysRevLett.19.681
  10. ^ Giacconi, R.; et al. (1971), "Descubrimiento de pulsaciones periódicas de rayos X en Centaurus X-3 de UHURU", Astrophysical Journal , 167 : L67, Bibcode : 1971ApJ...167L..67G , doi : 10.1086/180762 
  11. ^ Schreier, E.; et al. (15 de marzo de 1972), "Evidencia de la naturaleza binaria de Centaurus X-3 a partir de observaciones de rayos X de UHURU", Astrophysical Journal , 172 : L79– L89, Bibcode : 1972ApJ...172L..79S , doi : 10.1086/180896 
  12. ↑ Krzeminski, W. (septiembre de 1974), "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
  13. ↑ "Новости. Первый свет обсерватории "Спектр-РГ"" . www.roscosmos.ru . Consultado el 5 de agosto de 2019 .
  • Historial de frecuencia de giro de Cen X-3
  • Cen+X-3
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