Центавр X-3

Центавр X-3 стал первым космическим рентгеновским источником, наблюдаемым в ходе экспериментов 18 мая 1967 года. Первый рентгеновский спектр и измерение местоположения были получены с помощью аппаратуры, установленной на метеорологической ракете^[9]. В 1971 году на спутнике Uhuru проводились исследования в формате 27 наблюдений длительностью 100 секунд. Был обнаружен период пульсации 4,84 секунды^[10] с вариацией около 0,02 секунды. Затем было обнаружено, что вариации периода можно описать синусоидальной кривой с периодом 2,09 суток. Изменения времени регистрации импульсов считают следствием эффекта Доплера, вызванного орбитальным движением источника, и, следовательно, свидетельствующего о двойной структуре Центавра X-3^[11].

Несмотря на подробные данные, полученные на спутнике Uhuru, такие как орбитальный период системы, период пульсации в рентгеновском диапазоне и нижнюю оценку массы затмевающей звезды, оптический компонент в течение трех лет не удавалось обнаружить. Это происходило, в частности, потому, что Центавр X-3 находится в плоскости Галактики в направлении рукава Киля-Стрельца и наблюдать объект приходится среди множества других слабых объектов. Центавр X-3 в итоге был идентифицирован как слабая и испытывающая значительное покраснение переменная звезда, расположенная вне и неподалёку от области неопределённости наблюдений Uhuru^[12].

Центавр X-3 расположен в плоскости Галактики на расстоянии около 5,7 кпк от Солнца^[5] в направлении спирального рукава Стрельца. Является частью спектрально-двойной звёздной системы. Переменный компонент называется звездой Кшеминьского и является сверхгигантом. Рентгеновский компонент представляет собой вращающуюся магнитную нейтронную звезду.

Рентгеновский компонент

Рентгеновское излучение создаётся в результате аккреции вещества из протяжённой атмосферы голубого гиганта через внутреннюю точку Лагранжа L1. Перетекающий газ, по всей видимости, образует аккреционный диск и затем двигается по спирали и падает на нейтронную звезду, при этом выделяется гравитационная потенциальная энергия. Магнитное поле нейтронной звезды направляет падающий газ на компактные горячие точки на поверхности звезды, где и возникает рентгеновское излучение.

Нейтронная звезда регулярно затмевается гигантским вторым компонентом каждые 2,1 дня^[5]; такие регулярные затмения длятся четверть орбитального периода. Также имеют место спорадические падения уровня рентгеновского излучения.

Изучение периода вращения Центавра X-3' на длительном промежутке времени показало, что скорость вращения нейтронной звезды возрастает, поскольку период пульсации уменьшается. Впервые подобный эффект наблюдался у данной звезды и у объекта Геркулес X-1, затем был обнаружен и у других рентгеновских пульсаров. Наиболее простое объяснение данного эффекта учитывает влияние углового момента, передаваемого нейтронной звезде аккрецирующим веществом.

Звезда Кшеминьского

Звезда Кшеминьского имеет массу, в 20,5 раз превышающую солнечную, и является слабо проэволюционировавшей горячей массивной звездой радиусом 12 радиусов Солнца. Звезда принадлежит спектральному классу O6-7 II—III.

Почти не существует сомнений в правильности идентификации оптического компонента, поскольку свойства объекта согласуются с периодом и фазой Центавра X-3, показывают подобную двойную кривую блеска, как и в других массивных двойных системах. Эллипсоидальные свойства, наблюдаемые в кривой блеска, свидетельствуют о сильной приливной деформации звезды-сверхгиганта, почти заполняющей свою полость Роша. Видимый компонент согласуется с оценками массы, полученными из рентгеновских данных; минимальный радиус получен из продолжительности затмения в рентгеновском диапазоне.

• Spin frequency history of Cen X-3
• Cen+X-3