Лебед X-3

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
Лебед X-3
Податоци од набљудување
Епоха J2000.0 (ICRS)      Рамноденица J2000.0 (ICRS)
Соѕвездие Лебед
Ректасцензија 20ч 32м &1000000000000257800000025,78с[1]
Деклинација +40° 57′ &1000000000000027900000027,9″[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
Оддалеченост7,400±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
Маса8–14[2] M
Полупречник<2[2] R
Сјајност209,000+93,000
−64,000
[2] L
Температура40.000–50.000[2] K
compact object
Маса2.4+2.1
−1.1
[5] M
Други ознаки
V1521 Cyg, 18P 57, WR 145a, X Cyg X-3, RX J2032.3+4057, INTEGRAL1 118, 2U 2030+40, 3U 2030+40, 4U 2030+40.[3]
Наводи во бази
SIMBAD— податоци

Лебед X-3X-зрачна двојна ѕвезда (HMXB) со голема маса, една од посилните X-зрачни 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 и неговиот X-зрачен ореол

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 X-зрачно 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 компонентите 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-компонентата 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 млазеви. Објаснувањето за невообичаената поврзаност меѓу рендгенските зраци и радио и гама-зрачните блесоци е во создавањето на релативистички млазеви од страна на компактната ѕвезда по должината на оската на вртење, во густиот ѕвезден ветер на WR-ѕвездат. Овие млазеви 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 млазевите заемнодејствуваат со ѕвездениот ветер.[10]

Растојание[уреди | уреди извор]

Лебед X-3 се наоша 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 X-зрачниот 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 X-зрачен извор на 16 од Лебед X-3 кој се менува со текот на времето со фазно доцнење од околу 2.7 h. 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. 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. 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. 3,0 3,1 3,2 3,3 „V* V1521 Cyg“. SIMBAD. Центар за астрономски податоци во Стразбур. (англиски)
  4. 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.
  5. 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. 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. 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.
  8. 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.
  9. 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. 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.
  11. 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.
  12. 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.
  13. „Astronomers look to quark stars for a fifth dimension—fundamentals“. New Scientist. Посетено на 2018-11-11.
  14. 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]

Координати: Ѕвездена карта &1000000000000002000000020ч &1000000000000003200000032м &1000000000000257800000025,78с, +&1000000000000004000000040° &1000000000000005700000057′ &1000000000000027900000027,9″