Перегляд вихідного коду сторінки Центавр X-3

{{Зірка begin
| name=Центавр X-3 }}
{{Зірка observe
| epoch=J2000
| ra={{RA|11|21|15.78}}<ref name=aaa403_247 />
| dec={{DEC|–60|37|22.7}}<ref name=aaa403_247 />
| appmag_v=13.25<ref name=al29_468 />
| constell= [[Центавр (сузір'я)|Центавр]] }}
{{Зірка character
| class=O6-7 II-III<ref name=ash>{{cite journal|bibcode=1999MNRAS.307..357A|title=The mass of the neutron star in Centaurus X-3|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=307|issue=2|pages=357|author1=Ash|first1=T. D. C.|last2=Reynolds|first2=A. P.|last3=Roche|first3=P.|last4=Norton|first4=A. J.|last5=Still|first5=M. D.|last6=Morales-Rueda|first6=L.|year=1999|doi=10.1046/j.1365-8711.1999.02605.x}}</ref>
| b-v=
| u-b=
| variable=Еліпсоїдальна<ref name=tjemkes>{{cite journal|bibcode=1986A&A...154...77T|title=Optical light curves of massive X-ray binaries|url=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1986-01_154_1-2/page/77|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=154|pages=77|author1=Tjemkes|first1=S. A.|last2=Van Paradijs|first2=J.|last3=Zuiderwijk|first3=E. J.|year=1986}}</ref> та затемнювана<ref>{{cite journal|bibcode=2015A&A...577A.130F|title=Ephemeris, orbital decay, and masses of ten eclipsing high-mass X-ray binaries|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=577|pages=A130|author1=Falanga|first1=M.|last2=Bozzo|first2=E.|last3=Lutovinov|first3=A.|last4=Bonnet-Bidaud|first4=J. M.|last5=Fetisova|first5=Y.|last6=Puls|first6=J.|year=2015|doi=10.1051/0004-6361/201425191|arxiv = 1502.07126 }}</ref>
}}
{{Зірка astrometry
| radial_v =
| prop_mo_ra =
| prop_mo_dec =
| parallax =
| p_error =
| dist_ly = 18 600 ± 4 900<ref name=apj737_2 />
| absmag_v=
}}
{{Зірка detail
| component1 = Зоря Кржемінського
| age =
| metal =
| mass = {{nowrap|20,5 ± 0,7}}<ref name=apj737_2 />
| radius = 12<ref name=apj737_2 />
| rotation =
| luminosity = 316 000<ref name=tjemkes />
| temperature = 39 000<ref name=blondin>{{cite journal|bibcode=1994ApJ...435..756B|title=The shadow wind in high-mass X-ray binaries|journal=Astrophysical Journal|volume=435|pages=756|author1=Blondin|first1=John M.|year=1994|doi=10.1086/174853}}</ref>
| component2 = рентгенівський компонент
| mass2 = {{nowrap|1,21 ± 0,21}}<ref name=apj737_2 />
}}
{{Зірка catalog
| names= [[Variable star designation|V779]]&nbsp;Cen, [[1RXS]]&nbsp;J112115.4-603725, [[UHURU|4U]]&nbsp;1118-60, [[Американська асоціація спостерігачів змінних зір|AAVSO]]&nbsp;1116-60
}}
{{Зірка reference
|Simbad=Cen+X-3
}}
{{Зірка end}}

'''Центавр X-3''' (4U 1118–60, Cen X-3)&nbsp;— [[рентгенівський пульсар]] із періодом 4,84 секунди. Він був третім [[Рентгенівські джерела|рентгенівським джерелом]] у сузір'ї [[Центавр (сузір'я)|Центавра]] та першим відкритим рентгенівським пульсаром. Зоряна система складається з [[Нейтронна зоря|нейтронної зорі]], що обертається навколо масивного [[Надгігант|надгіганта]] спектрального класу [[Зорі спектрального класу O|О]], який назвали '''зорею Кржемінського''' на честь першовідкривача. [[Акреція (космос)|Акреція]] речовини від надгіганта до нейтронної зорі спричиняє [[рентгенівське випромінювання]].

== Історія ==
Центавр Х-3 вперше спостерігався під час експериментів з пошуку космічних джерел рентгенівського випромінювання 18 травня 1967 року. Початкове визначення рентгенівського спектру й визначення місця походження проводилися за допомогою [[Метеорологічна ракета|зондувальних ракет]]<ref name="prl19_11_681" />. У 1971 році були проведені подальші спостереження за допомогою супутника [[UHURU]], а саме було записано двадцять сім стосекундних спостережень. Ці спостереження виявили пульсацію із середнім періодом 4,84 секунди<ref name="Giacconi71" /> та варіацією 0,02 секунди. Пізніше з'ясувалося, що на період коливань 4,84 секунди накладався довший період тривалістю 2,09 днів. Довший період пульсацій було пояснено [[Ефект Доплера|ефектом Доплера]], який зумовлено орбітальним рухом джерела, а тому вони стали доказом [[Подвійна зоря|подвійної природи]] Центавра Х-3.<ref name="apj172_L79" />

Попри докладні дані супутника UHURU щодо орбітального періоду подвійної системи й періоду пульсації в рентгенівському діапазоні, а також мінімальної маси зорі, яка затемнює, оптичний компонент залишався невідомим протягом трьох років. Частково причиною було розташування Центавра Х-3: він лежить у площині [[Чумацький Шлях|Галактики]] в напрямку спірального рукава Кіля-Стрільця, а тому потрібно було зіставити з десятками тьмяних об'єктів. Cen X-3 був остаточно пов'язаний із тьмяною, сильно почервонілою внаслідок поглинання світла міжзоряним пилом змінною зорею, розташованою трохи за межею помилки спостережень UHURU<ref name="apj192_L135" />. Видиму зорю пізніше назвали на честь її першовідкривача, польського астронома Войцеха Кржемінського.

== Система ==
Центавр Х-3 розташований у [[галактична площина|площині Галактики]] на відстані близько {{nowrap|5,7 ± 1,5}} [[парсек|кпк]]<ref name="apj737_2" /> у напрямку рукава Кіля–Стрільця і є затемнюваною [[Подвійна зоря|спектроскопічно подвійною]] зоряною системою. Видимий компонент&nbsp;— зоря Кржемінського, [[надгігант]]; а рентгенівська компонента&nbsp;— намагнічена [[нейтронна зоря]], що швидко обертається.

=== Рентгенівська компонента ===
Маса нейтронної зорі оцінюється в {{nowrap|1,21 ± 0,21}} [[маса Сонця|мас Сонця]]<ref name=apj737_2 />. Рентгенівське випромінювання спричинене акрецією речовини з розширеної атмосфери блакитного гіганта, яка перетікає через внутрішню [[Точки Лагранжа|точку Лагранжа]] L1. Газ, імовірно, утворює [[акреційний диск]] й рухається по спіралі та врешті-решт падає на нейтронну зорю, вивільняючи гравітаційну [[Потенціальна енергія|потенціальну енергію]]. [[Магнітне поле]] нейтронної зорі спрямовує газ на ділянки біля магнітних полюсів, де на поверхні утворюються гарячі плями та виникає рентгенівське випромінювання.

Нейтронна зоря регулярно (кожні 2,09 дні) затемнюється своїм гігантським супутником<ref name="apj737_2" />; ці регулярні рентгенівські затемнення тривають приблизно чверть орбітального періоду. Трапляються також поодинокі нерегулярні зміни рентгенівського випромінювання.

Період обертання ({{lang-en|spin up}}) Центавра Х-3 показує прискорення, що є дуже помітним на тлі довгострокового скорочення його періоду пульсацій. Це прискорення обертання було вперше відзначено у пульсарів Центавр X-3 і [[Геркулес X-1]], а зараз відзначається в інших рентгенівських пульсарів. Найбільш ймовірне пояснення походження цього ефекту&nbsp;— вплив обертального моменту речовини, яка акрецює на нейтронну зорю.

=== Зоря Кржемінського ===
Зоря Кржемінського є гарячою масивною зорею з масою {{nowrap|20,5 ± 0,7}} [[Маса Сонця|''М''<sub>☉</sub>]], радіусом бл. 12 [[Сонячний радіус|''Р''<sub>☉</sub>]] і спектральним класом [[Спектральна класифікація зір|О6-7]] II—III на [[Еволюція зір|пізній стадії еволюції]].

Щодо правильності визначення видимого компонента сумнівів практично не має, оскільки амплітуда її кривої блиску узгоджується з періодом і фазами рентгенівського пульсара Центавр Х-3, а також демонструє ту ж схожість у подвійній хвилі, що спостерігається і в інших відомих масивних подвійних системах. Еліпсоїдні світові варіації подвійної хвилі створюються припливно-деформованим гігантом, який майже заповнив свою [[Порожнина Роша|порожнину Роша]]. Видимий компонент відповідає класу світності ОВ II, що схоже зі значенням маси, отриманим з рентгенівських даних, і узгоджується з мінімальним радіусом, який було обраховано через тривалість рентгенівського затемнення.

== Див. також ==
* [[Рентгенівський пульсар]]
* [[Список рентгенівських пульсарів]]

== Примітки ==
{{Reflist|30em|refs=

<ref name=aaa403_247>{{citation | last1=Fuhrmeister | first1=B. | last2=Schmitt | first2=J. H. M. M. | title=A systematic study of X-ray variability in the ROSAT all-sky survey | journal=Astronomy and Astrophysics | volume=403 | pages=247–260 | doi=10.1051/0004-6361:20030303 | bibcode=2003A&A...403..247F |arxiv = astro-ph/0303106 | year=2003 }}</ref>

<ref name=al29_468>{{citation | display-authors=1 | last1=Samus' | first1=N. N. | last2=Goranskii | first2=V. P. | last3=Durlevich | first3=O. V. | last4=Zharova | first4=A. V. | last5=Kazarovets | first5=E. V. | last6=Kireeva | first6=N. N. | last7=Pastukhova | first7=E. N. | last8=Williams | first8=D. B. | last9=Hazen | first9=M. L. | title=An Electronic Version of the Second Volume of the General Catalogue of Variable Stars with Improved Coordinates | journal=Astronomy Letters | volume=29 | issue=7 | pages=468–479 |date=July 2003 | doi=10.1134/1.1589864 | bibcode=2003AstL...29..468S }}</ref>

<ref name=apj192_L135>{{citation | last1=Krzeminski | first1=W. | title=The identification and UBV photometry of the visible component of the Centaurus X-3 binary system | journal=Astrophysical Journal | volume=192 | pages=L135–L138 |date=September 1974 | doi=10.1086/181609 | bibcode=1974ApJ...192L.135K }}</ref>

<ref name=apj737_2>{{citation | last1=Naik | first1=Sachindra | last2=Paul | first2=Biswajit | last3=Ali | first3=Zulfikar | title=X-Ray Spectroscopy of the High-mass X-Ray Binary Pulsar Centaurus X-3 over Its Binary Orbit | journal=The Astrophysical Journal | volume=737 | issue=2 | pages=79 |date=August 2011 | doi=10.1088/0004-637X/737/2/79 | bibcode=2011ApJ...737...79N |arxiv = 1106.0370 }}</ref>

<ref name=prl19_11_681>{{citation | bibcode=1967PhRvL..19..681C | title=Spectral and Location Measurements of Several Cosmic X-Ray Sources Including a Variable Source in Centaurus | first1=G. | last1=Chodil | first2=Hans | last2=Mark | first3=R. | last3=Rodrigues | first4=F. | last4=Seward | first5=C. D. | last5=Swift | first6=W. A. | last6=Hiltner | first7=George | last7=Wallerstein | first8=Edward J. | last8=Mannery | journal=Physical Review Letters | volume=19 | issue=11 |date=September 1967 | pages=681–683 |doi = 10.1103/PhysRevLett.19.681 }}</ref>

<ref name=Giacconi71>{{citation | display-authors=1 | last1=Giacconi | first1=R. | last2=Gursky | first2=H. | last3=Kellogg | first3=E. | last4=Schreier | first4=E. | last5=Tananbaum | first5=H. | title=Discovery of Periodic X-Ray Pulsations in Centaurus X-3 from UHURU | journal=Astrophysical Journal | date=1971 | volume=167 | pages=L67 | doi=10.1086/180762 | bibcode = 1971ApJ...167L..67G }}</ref>

<ref name=apj172_L79>{{citation | bibcode=1972ApJ...172L..79S | title=Evidence for the Binary Nature of Centaurus X-3 from UHURU X-Ray Observations | display-authors=1 | first1=E. | last1=Schreier | first2=R. | last2=Levinson | first3=H. | last3=Gursky | first4=E. | last4=Kellogg | first5=H. | last5=Tananbaum | first6=R. | last6=Giacconi | journal=Astrophysical Journal | volume=172 | date=March 15, 1972 | pages=L79–L89 | doi=10.1086/180896}}</ref>

}}

== Посилання ==
* [http://f64.nsstc.nasa.gov/batse/pulsar/data/sources/cenx3.html Історія частоти спіну Cen X-3] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160304125044/http://f64.nsstc.nasa.gov/batse/pulsar/data/sources/cenx3.html |date=4 березня 2016 }} {{ref-en}}
* [http://cdsweb.u-strasbg.fr/cgi-bin/bibobj?2002A%26A...385..517N&Cen+X-3 Cen+X-3] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110607153104/http://cdsweb.u-strasbg.fr/cgi-bin/bibobj?2002A&A...385..517N&Cen+X-3 |date=7 червня 2011 }} {{ref-en}}

{{Sky|11|21|15.78|-|60|37|22.7|1}}
{{Нейтронна зоря}}
[[Категорія:Центавр (сузір'я)]]
[[Категорія:Нейтронні зорі]]
[[Категорія:Рентгенівські подвійні]]
[[Категорія:Яскраві гіганти]]