Центавр Х-3 (4U 1118–60) — рентгеновский пульсар с периодом 4,84 секунды. Это был первый обнаруженный рентгеновский пульсар и третий источник рентгеновского излучения, обнаруженный в созвездии Центавра . Система состоит из нейтронной звезды , вращающейся вокруг массивной звезды -сверхгиганта О-типа , названной звездой Кржеминского /( k ) ʃ ɛ ˈ m ɪ n s k i z / в честь ее первооткрывателя Войцеха Кжеминьского . Вещество аккрецируется из звезды на нейтронную звезду, что приводит к рентгеновскому излучению .
Центавр X-3 впервые наблюдался во время экспериментов с космическими источниками рентгеновского излучения, проведенных 18 мая 1967 года. Эти первоначальные измерения рентгеновского спектра и местоположения были выполнены с помощью зондирующей ракеты . [8] В 1971 году со спутника Ухуру были проведены дальнейшие наблюдения в виде двадцати семи наблюдений продолжительностью 100 секунд. Было обнаружено, что эти наблюдения пульсируют со средним периодом 4,84 секунды [9] с вариацией периода 0,02 секунды. Позже стало ясно, что изменения периода следовали синусоидальной кривой продолжительностью 2,09 дня вокруг периода 4,84 секунды. Эти изменения во времени прихода импульсов были объяснены эффектом Доплера, вызванным орбитальным движением источника, и, следовательно, свидетельствовали о двойной природе Центавра X-3. [10]
Несмотря на подробные данные со спутника Ухуру о периоде обращения двойной системы, периоде пульсаций в рентгеновском диапазоне, а также минимальной массе затмевающей звезды, оптическая составляющая оставалась неоткрытой в течение трех лет. Частично это произошло потому, что Cen X-3 находится в плоскости Галактики в направлении Спирального рукава Киля , и поэтому наблюдения были вынуждены различать десятки слабых объектов. Центавр X-3 наконец был отождествлен со слабой, сильно покрасневшей переменной звездой, лежащей сразу за пределами поля ошибки, предсказанного наблюдениями Ухуру. [11] Видимая звезда позже была названа в честь ее первооткрывателя, польского астронома Войтека Кжеминьского .
Центавр Х-3 был первым источником, наблюдаемым российским рентгеновским телескопом АРТ-ХС . Было опубликовано изображение под названием «Первое световое изображение обсерватории « Спектр-РГ », на котором показан источник, полученный отдельными телескопами АРТ-ХС, а также кривая блеска Центавра Х-3, сложенная при периоде его импульса 4,8. с. [12]
Центавр X-3 расположен в галактической плоскости на расстоянии около 5,7 килопарсека [6] в направлении рукава Киля-Стрельца и является членом затмевающей спектроскопической двойной системы. Видимый компонент — Звезда Кжеминского, сверхгигант ; рентгеновский компонент представляет собой вращающуюся намагниченную нейтронную звезду .
Рентгеновское излучение подпитывается аккрецией вещества из расширенной атмосферы голубого гиганта, проходящего через внутреннюю точку Лагранжа L1. Переполняющий газ, вероятно, образует аккреционный диск и в конечном итоге закручивается по спирали внутрь и падает на нейтронную звезду, высвобождая потенциальную гравитационную энергию . Магнитное поле нейтронной звезды направляет входящий газ в локализованные горячие точки на поверхности нейтронной звезды, где происходит рентгеновское излучение.
Нейтронная звезда регулярно затмевается своим гигантским спутником каждые 2,1 дня; [6] эти регулярные рентгеновские затмения длятся примерно 1/4 орбитального периода. Также наблюдаются спорадические перерывы в рентгенологическом исследовании.
История периода вращения Центавра X-3 показывает тенденцию к увеличению вращения , которая очень заметна в долгосрочном уменьшении периода его импульса. Это вращение было впервые отмечено у Центавра X-3 и Геркулеса X-1 , а теперь отмечено и у других рентгеновских пульсаров. Наиболее вероятный способ объяснить происхождение этого эффекта - это крутящий момент, действующий на нейтронную звезду за счет аккрецирующего материала.
Звезда Кржеминского — это слегка развитая горячая массивная звезда массой 20,5 солнечных ( M ☉ ) с радиусом 12 R ☉ и спектральным классом O6-7 II-III.
Нет никаких сомнений в правильности оптического кандидата, поскольку он явно согласуется с периодом и фазой Cen X-3 и демонстрирует такое же сходство двойной волны и амплитудной кривой блеска, что и в других известных массивных двойных системах. . Двойные волновые эллипсоидальные изменения света производятся приливно-деформированным гигантом, который почти заполняет полость Роша . Видимый компонент соответствует звезде класса OB II, сравнимой с массой, полученной по рентгеновским данным, и соответствует минимальному радиусу, зафиксированному по продолжительности рентгеновского затмения.