Лебед X-3
| Податоци од набљудување Епоха J2000,0 (ICRS) Рамноденица J2000,0 (ICRS) | |
|---|---|
| Соѕвездие | Лебед |
| Ректасцензија | 20ч 32м 25,78с[1] |
| Деклинација | +40° 57′ 27,9″[1] |
| Особености | |
| Спектрален тип | WN 4–6[2] |
| Привидна ѕвездена величина (H) | 13,192[3] |
| Привидна величина (J) | 15,309[3] |
| Привидна величина (K) | 11,921[3] |
| Астрометрија | |
| Радијална брзина (Rv) | 208+113 127[2] км/с |
| Оддалеченост | 7,400 ± 1,100[4] пс |
| Апсолутна величина (MV) | −4,5[2] |
| Орбита[2] | |
| Период (P) | 4,8 hours |
| Полузамав (K1) (главна) | 379+124 149 км/с |
| Податоци | |
| WR | |
| Маса | 8–14[2] M☉ |
| Полупречник | <2[2] R☉ |
| Сјајност | 209,000+93,000 64,000[2] L☉ |
| Температура | 40.000–50.000[2] K |
| compact object | |
| Маса | 2,4+2,1 1,1[5] M☉ |
| Други ознаки | |
| Наводи во бази | |
| SIMBAD | — податоци |
Лебед X-3 — рендгенска двојна ѕвезда (HMXB) со голема маса, една од посилните рендгенски двојни ѕвезди на небото. Честопати се смета дека станува збор зав микроквазар, и се верува дека станува збор за компактно тело во двоен систем кој привлекува поток на гас од обичната ѕвезда придружничка. Ова е единствениот познат двоен систем кој содржи Волф-Рајеова ѕвезда. не може да се забележи со човеково око, но може да се забележи во радио, инфрацрвени, рендгенски, и гама бранови должини.
Набљудувања[уреди | уреди извор]
Лебед X-3 е изразит рендгенски извор, со тврди и меки рентгенски зраци кои се менуваат по јачина. Периодите во кои тврдите рендгенски зраци се во минимум се познати како меки состојби. По местоположба е на половина степен од гама-зрачен пулсар, но е слаб гама-зрачен извор. Исто така се присутни и периодични гама-зрачни блесоци, кои се присутни само во времетраењето на меките состојби.[6][7]
Не може да се забележи во видливиот дел на спектарот поради крајно високото згаснување во галактичката рамнина. Сепак, постои инфрацрвен точкест извор на овие координати.[2] Лебед X-3 е исто така забележлив како извор на ултрависокоенергетски космички зраци, со енергии во подрачја од 100 до 1000 TeV.[8]
Поради промените во зрачењето при различни бранови должини, на Лебед X-3 му е доделена ознаката за променлива ѕвезда V1521 Лебед.[9]
Блесоци[уреди | уреди извор]
Лебед X-3 е забележлив по своето интензивно рендгенско оддавање и ултрависокоенергетските космички зраци, но исто така се издвојува и по радио и гама-зрачните блесоци, и во тие моменти е најсјаниот радиоизвор во Млечниот Пат.[10] Гама-зрачните блесоци се случуваат во тивкиот радио период пред да се случи радио-блесок.[6][7]
За време на џиновските радио-блесоци, сезабележува релативистички млаз на околу 14 ° од линијата на гледање од Земјата.[10]
Двоен систем[уреди | уреди извор]
Лебед X-3 покажува постојани промени низ ситте бранови должини во период од 4,8 часови. Природата на инфрацрвениот спектар и оддавањето на рендгенски зрации се толкува како двоен сситем кој содржи Волф-Рајеова (WR) ѕвезда и компактна ѕвезда. промените на 4,8 часа се толкуваат како затемнувања,[6] но се мсили дека ова е неверојатно бидејќи нема доволно добро дефинирани падови во сјајноста.[2]
Орбитата на двојниот систем не е точно позната, се знае само периодот. Што пак значи дека и масите на составниците остануваат непознати.Анализите на орбитата укажуваат дека масата на компактната ѕвезда е помала од 5 M☉, најверојатно околу 2 M☉. Можно е да станува збор за неутронска ѕвезда но поверојатно е да станува збор за црна дупка.[2] Оваа комбинација на WR-ѕвезда и црна дупка е единствениот познат пример.[11]
Иако комбинацијата на WR-ѕвезда и компактна ѕвезда е единствен, WR-составницата најверојатно брзо в астрономи период ќе стани црна дупка. Се очекува во следните милион години да се случи супернова или пак директно да стане црна дупка. Сепак, моделирањето на системот Лебед X-3 постои голема веројатност при експлозија на супернова да се наруши двојниот систем.[12]
Настаните проследени со космичко зрачење од Лебед X-3 претходно довело до некои егзотични предлози како на пример ѕвезда составена од кваркови,[13] но денес се знае дека се создадени во релативистичките млазови. Објаснувањето за невообичаената поврзаност меѓу рендгенските зраци и радио и гама-зрачните блесоци е во создавањето на релативистички млазови од страна на компактната ѕвезда по должината на оската на вртење, во густиот ѕвезден ветер на WR-ѕвездат. Овие млазови отстрануваат дел од ѕвездениот ветер кога минуваат во тврдата состојба, а подоцна се потиснати од стрна на ветрот кога се во меката состојба. Блесоците се добиваат кога е случува премиот во тврдата состојба и млазовите заемнодејствуваат со ѕвездениот ветер.[10]
Растојание[уреди | уреди извор]
Лебед X-3 се наоѓа во насока на здружението Лебед OB2 во областа Лебед X, иако е многу подалеку[4] неговото растојание се пресметува релативно во однос на Лебед OB2 преку изучувањето на рендгенскиот ореол создаден од прашината меѓу нас и Лебед X-3. Растојанието до Лебед OB2 не епрецизно определено, но овој меотд дава можно растојание за Лебед X-3 од 3,4 kpc или 9,3 kpc.[14]
Постои мал рендгенски извор на 16 " од Лебед X-3 кој се менува со текот на времето со фазно доцнење од околу 2,7 ч. Се мисли дека станува збор за глобула на исто растојание како и Лебед X-2. Користејќи молекуларно линиско оддавање за ова тело, се добиваат две можни растојанија 6,1 ± 0,6 kpc и 7,8 ± 0,6 kpc. Статистичката средина изнесува 7,4 ± 1,1 kpc.[4]
Поврзано[уреди | уреди извор]
Наводи[уреди | уреди извор]
- ↑ 1,0 1,1 Cutri, R. M.; Skrutskie, M. F.; Van Dyk, S.; Beichman, C. A.; Carpenter, J. M.; Chester, T.; Cambresy, L.; Evans, T.; Fowler, J.; Gizis, J.; Howard, E.; Huchra, J.; Jarrett, T.; Kopan, E. L.; Kirkpatrick, J. D.; Light, R. M.; Marsh, K. A.; McCallon, H.; Schneider, S.; Stiening, R.; Sykes, M.; Weinberg, M.; Wheaton, W. A.; Wheelock, S.; Zacarias, N. (2003). „VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)“. VizieR On-line Data Catalog. Bibcode:2003yCat.2246....0C.
- ↑ 2,00 2,01 2,02 2,03 2,04 2,05 2,06 2,07 2,08 2,09 2,10 Koljonen, K. I. I.; MacCarone, T. J. (2017). „Gemini/GNIRS infrared spectroscopy of the Wolf-Rayet stellar wind in Cygnus X-3“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 472 (2): 2181. Bibcode:2017MNRAS.472.2181K. doi:10.1093/mnras/stx2106.
- ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 „V* V1521 Cyg“. SIMBAD. Центар за астрономски податоци во Стразбур. (англиски)
- ↑ 4,0 4,1 4,2 McCollough, M. L.; Corrales, L.; Dunham, M. M. (2016). „Cygnus X-3: Its Little Friend's Counterpart, the Distance to Cygnus X-3, and Outflows/Jets“. The Astrophysical Journal. 830 (2): L36. arXiv:1610.01923. Bibcode:2016ApJ...830L..36M. doi:10.3847/2041-8205/830/2/L36.
- ↑ Zdziarski, A. A.; Mikolajewska, J.; Belczynski, K. (2013). „Cyg X-3: A low-mass black hole or a neutron star“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 429: L104–L108. Bibcode:2013MNRAS.429L.104Z. doi:10.1093/mnrasl/sls035.
- ↑ 6,0 6,1 6,2 Becklin, E. E.; Neugebauer, G.; Hawkins, F. J.; Mason, K. O.; Sanford, P. W.; Matthews, K.; Wynn-Williams, C. G. (1973). „Infrared and X-ray Variability of Cyg X-3“. Nature. 245 (5424): 302–304. Bibcode:1973Natur.245..302B. doi:10.1038/245302a0.
- ↑ 7,0 7,1 Tavani, M.; и др. (2009-12-03). „Extreme particle acceleration in the microquasar Cygnus X-3“. Nature. 462 (7273): 620–623. arXiv:0910.5344. Bibcode:2009Natur.462..620T. doi:10.1038/nature08578. PMID 19935645.
- ↑ Zanin, R.; Fernández-Barral, A.; De Oña Wilhelmi, E.; Aharonian, F.; Blanch, O.; Bosch-Ramon, V.; Galindo, D. (2016). „Gamma rays detected from Cygnus X-1 with likely jet origin“. Astronomy and Astrophysics. 596: A55. arXiv:1605.05914. Bibcode:2016A&A...596A..55Z. doi:10.1051/0004-6361/201628917.
- ↑ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; и др. (2009). „VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)“. VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally Published In: 2009yCat....102025S. 1: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S.
- ↑ 10,0 10,1 10,2 Koljonen, K. I. I.; MacCarone, T.; McCollough, M. L.; Gurwell, M.; Trushkin, S. A.; Pooley, G. G.; Piano, G.; Tavani, M. (2018). „The hypersoft state of Cygnus X-3. A key to jet quenching in X-ray binaries?“. Astronomy and Astrophysics. 612: A27. arXiv:1712.07933. Bibcode:2018A&A...612A..27K. doi:10.1051/0004-6361/201732284.
- ↑ Lutovinov, A. A.; Revnivtsev, M. G.; Tsygankov, S. S.; Krivonos, R. A. (2013). „Population of persistent high-mass X-ray binaries in the Milky Way“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 431 (1): 327. arXiv:1302.0728. Bibcode:2013MNRAS.431..327L. doi:10.1093/mnras/stt168.
- ↑ Belczynski, Krzysztof; Bulik, Tomasz; Mandel, Ilya; Sathyaprakash, B. S.; Zdziarski, Andrzej A.; Mikołajewska, Joanna (2013). „Cyg X-3: A Galactic Double Black Hole or Black-hole-Neutron-star Progenitor“. The Astrophysical Journal. 764 (1): 96. arXiv:1209.2658. Bibcode:2013ApJ...764...96B. doi:10.1088/0004-637X/764/1/96.
- ↑ „Astronomers look to quark stars for a fifth dimension—fundamentals“. New Scientist. Посетено на 2018-11-11.
- ↑ Ling, Z.; и др. (2009-04-20). „Determining the Distance of Cyg X-3 with its X-Ray Dust Scattering Halo“. Astrophys. J. 695 (2): 1111–1120. arXiv:0901.2990. Bibcode:2009ApJ...695.1111L. doi:10.1088/0004-637X/695/2/1111.
Надворешни врски[уреди | уреди извор]
- Cygnus X-3 and its Little Friend Chandra X-Ray Observatory
- A stellar circle of life near Cygnus X-3 Astronomy Now
- Waiting for Cygnus X-3 Архивирано на 4 април 2019 г. NASA
Координати: 
20ч 32м 25,78с, +40° 57′ 27,9″
|