सिग्नस एक्स-3: Difference between revisions
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सिग्नस एक्स-3 एक उच्च-द्रव्यमान [[एक्स-रे]] बाइनरी ( | सिग्नस एक्स-3 एक उच्च-द्रव्यमान [[एक्स-रे|एक्स]]-किरण [[एक्स-रे बाइनरी|बाइनरी]] ([[एक्स-रे बाइनरी|एचएमएक्सबी]]) है, जो आकाश में दृढ '''एक्स-किरण बाइनरी |''' बाइनरी एक्स-किरण स्रोतों में से एक है। इसे अधिकांशतः एक '''माइक्रोकैसार #''' माइक्रोकैसर माना जाता है, और यह एक [[ बायनरी सिस्टम | बाइनरी प्रणाली]] में एक [[ कॉम्पैक्ट वस्तु | सघन वस्तु]] मानी जातो है जो एक साधारण [[ तारा ]] साथी से गैस की धारा में खींच रहा है। यह केवल दो ज्ञात [[हाई-मास एक्स-रे बाइनरी|हाई-मास एक्स-किरण बाइनरी]] में से एक है जिसमें [[वुल्फ-रेयेट तारा|वुल्फ-रेएट तारा]] है। यह नेत्रहीन अदृश्य है, लेकिन [[ आकाशवाणी आवृति | रेडियो]], [[अवरक्त|इन्फ्रारेड]], एक्स-किरण और [[गामा किरण]] तरंग दैर्ध्य में देखा जा सकता है। | ||
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[[File:Cygnus X3.jpg|thumb|left|सिग्नस एक्स3 और इसका एक्स- | [[File:Cygnus X3.jpg|thumb|left|सिग्नस एक्स3 और इसका एक्स-किरण हेलो]]सिग्नस एक्स-3 एक प्रमुख [[एस्ट्रोफिजिकल एक्स-रे स्रोत|एस्ट्रोफिजिकल एक्स-किरण स्रोत]] है। एक्स-किरण स्रोत, नरम और कठोर एक्स-किरण दोनों तीव्रता में भिन्न होते हैं। जिन अवधियों में कठोर एक्स-किरण न्यूनतम तीव्रता पर होते हैं, उन्हें नरम अवस्था के रूप में जाना जाता है। यह गामा-किरण पल्सर से आधे डिग्री से भी कम है, लेकिन स्वयं एक अशक्त गामा-किरण स्रोत है। यह समय-समय पर गामा-किरण फ्लेयर्स भी दिखाता है, स्पष्ट रूप से सभी नरम अवस्था के समय होते हैं।<ref name=becklin/><ref name=tavani/> | ||
गांगेय तल में अत्यधिक [[विलुप्त होने (खगोल विज्ञान)]] के कारण प्रकाश में इसका पता नहीं लगाया जा सकता है। | गांगेय तल में अत्यधिक [[विलुप्त होने (खगोल विज्ञान)]] के कारण प्रकाश में इसका पता नहीं लगाया जा सकता है। चूंकि, इसकी स्थिति में एक अवरक्त बिंदु स्रोत है।<ref name=koljonen/> सिग्नस एक्स-3 भी उल्लेखनीय है क्योंकि उच्च ऊर्जा गामा किरणों में >100 [[MeV]] की सीमा में दृढ़ता से पायामें दृढ़ता से पाया जाने वाला एकमात्र [[microquasar|माइक्रोकैसर]] है।<ref name="zanin" /> '''जो गया''' | ||
विभिन्न तरंग दैर्ध्य पर उत्सर्जन में भिन्नता के कारण, | विभिन्न तरंग दैर्ध्य पर उत्सर्जन में भिन्नता के कारण, सिग्नस एक्स-3 को [[चर सितारा पदनाम]] V1521 साइगनी दिया गया है।<ref name=gcvs/> | ||
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सिग्नस एक्स-3 अपने तीव्र एक्स- | सिग्नस एक्स-3 अपने तीव्र एक्स-किरण उत्सर्जन के लिए उल्लेखनीय है, लेकिन यह गामा-किरण और रेडियो फ्लेयर्स के लिए भी उल्लेखनीय है, जिसके समय यह [[ आकाशगंगा | मिल्की वे]] में सबसे चमकीला रेडियो स्रोत बन जाता है।<ref name=koljonen2018/> गामा-किरण ज्वाला स्पष्ट रूप से एक प्रमुख रेडियो ज्वाला से पहले शांत रेडियो अवधि में होती है।<ref name=becklin/><ref name=tavani/> | ||
विशाल रेडियो फ्लेयर्स के | विशाल रेडियो फ्लेयर्स के समय, एक सापेक्षवादी जेट को सीधे हमारी ओर लक्षित किए जाने के लगभग {{val|14|ul=°}} के अन्दर सुलझा लिया गया है।।<ref name=koljonen2018/> | ||
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सिग्नस एक्स-3 | सिग्नस एक्स-3 {{val|4.8|ul=घंटे}} की अवधि के साथ सभी तरंग दैर्ध्य में निरंतर परिवर्तन दिखाता है। इन्फ्रारेड स्पेक्ट्रम की प्रकृति और एक्स-किरण उत्सर्जन की व्याख्या एक बाइनरी प्रणाली के रूप में की जाती है जिसमें '''वोल्फ-रेएट तारा |''' वोल्फ-रेएट (डब्ल्यूआर) तारा और एक सघन ऑब्जेक्ट होता है। {{val|4.8|u=घंटे}} की विविधताओं को ग्रहण के रूप में व्याख्यायित किया गया है,<ref name=becklin/> लेकिन यह असंभव माना जाता है क्योंकि चमक में अच्छी तरह से परिभाषित आवधिक गिरावट नहीं होती है।<ref name=koljonen/> | ||
अवधि के | अवधि के अतिरिक्त, बाइनरी प्रणाली की कक्षा स्पष्ट रूप से ज्ञात नहीं है। इसलिए, घटकों के द्रव्यमान का सही-सही पता नहीं चल पाता है। कक्षीय विश्लेषण ने सुझाव दिया कि सघन वस्तु का द्रव्यमान {{solar mass|5|link=yes}} से कम है, संभवतया लगभग {{solar mass|2}} है। यह संभवतः एक [[न्यूट्रॉन स्टार|न्यूट्रॉन तारा]] हो सकता है लेकिन [[ब्लैक होल]] होने की अधिक संभावना है।<ref name=koljonen/> डब्ल्यूआर तारा और ब्लैक होल का संयोजन एकमात्र ज्ञात उदाहरण होगा।<ref name=lutovinov/> | ||
जबकि डब्ल्यूआर | जबकि डब्ल्यूआर तारा और सघन ऑब्जेक्ट का संयोजन अद्वितीय होगा, डब्ल्यूआर घटक '''निश्चित रूप से''' निश्चित रूप से खगोलीय कालक्रम से बहुत शीघ्र एक ब्लैक होल बन जाएगा। एक [[सुपरनोवा]] या एक ब्लैक होल के लिए संभावित प्रत्यक्ष पतन एक लाख वर्षों के अन्दर होने की आशा है। चूंकि, सिग्नस एक्स-3 प्रणाली के मॉडल से पता चलता है कि यह सबसे अधिक संभावना है कि बाइनरी किसी भी सुपरनोवा घटना से बाधित हो जाएगी।<ref name=belczynski/> | ||
सिग्नस एक्स-3 से ब्रह्मांडीय किरण की घटनाओं ने पहले [[क्वार्क]] से बने | सिग्नस एक्स-3 से ब्रह्मांडीय किरण की घटनाओं ने पहले [[क्वार्क]] से बने तारे जैसे विदेशी प्रस्तावों का नेतृत्व किया था,<ref name=quark/> लेकिन अब सापेक्षतावादी जेट में उत्पादित होने के रूप में समझाया गया है। एक्स-किरण और गामा-किरण और रेडियो फ्लेयर्स के बीच असामान्य संबंध के लिए स्पष्टीकरण यह है कि सघन ऑब्जेक्ट डब्ल्यूआर तारा से घने हवा के अन्दर, घूर्णन के अपने अक्ष के साथ जेट्स का उत्पादन करते हैं। कठोर अवस्था में प्रवेश करने पर ये जेट हवा के अन्दर एक कोकून को खाली कर देते हैं, और फिर नरम अवस्था में प्रवेश करने पर हवा से बुझ जाते हैं। कठोर अवस्था में संक्रमण के समय फ्लेयर्स उत्पन्न होते हैं, क्योंकि जेट घने हवा के साथ वार्तालाप कर रहे होते हैं।<ref name=koljonen2018/> | ||
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सिग्नस एक्स -3 [[सिग्नस एक्स (स्टार कॉम्प्लेक्स)]] कॉम्प्लेक्स में [[सिग्नस OB2]] एसोसिएशन की दिशा में स्थित है, | सिग्नस एक्स -3 [[सिग्नस एक्स (स्टार कॉम्प्लेक्स)|सिग्नस एक्स '''(तारा कॉम्प्लेक्स)''']] कॉम्प्लेक्स में [[सिग्नस OB2|सिग्नस ओबी2]] एसोसिएशन की दिशा में स्थित है, चूंकि यह बहुत दूर है।<ref name=mccollough/> हमारे और सिग्नस एक्स-3 के बीच धूल से उत्पन्न एक्स-किरण हेलो का अध्ययन करके सिग्नस ओबी2 के सापेक्ष इसकी दूरी का अनुमान लगाया जा सकता है। सिग्नस ओबी2 की दूरी स्पष्ट रूप से ज्ञात नहीं है, लेकिन यह विधि सिग्नस एक्स-3 को {{val|3.4|u=kpc}} या {{val|9.3|u=kpc}} की संभावित दूरी देती है।<ref name=ling/> | ||
एक छोटा एक्स- | सिग्नस एक्स-3 से एक छोटा एक्स-किरण स्रोत {{val|16|ul="}} है, जो लगभग {{val|2.7|u=h}} टे के चरण अंतराल द्वारा समान अवधि के साथ परिवर्तित होता रहता है। यह सिग्नस एक्स-3 के लगभग समान दूरी पर एक [[ हाय ग्लोबुले | बोक ग्लोब्यूल]] माना जाता है। इस वस्तु से आणविक रेखा उत्सर्जन का उपयोग करते हुए, दो संभावित दूरियाँ {{val|6.1|0.6|u=kpc}} और {{val|7.8|0.6|u=kpc}} पाई जाती हैं। एक सांख्यिकीय माध्य {{val|7.4|1.1|u=kpc}} है।<ref name=mccollough/> | ||
Revision as of 00:52, 18 April 2023
| Observation data Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 (ICRS) | |
|---|---|
| Constellation | Cygnus |
| Right ascension | 20h 32m 25.78s[1] |
| Declination | +40° 57′ 27.9″[1] |
| Characteristics | |
| Spectral type | WN 4–6[2] |
| Apparent magnitude (H) | 13.192[3] |
| Apparent magnitude (J) | 15.309[3] |
| Apparent magnitude (K) | 11.921[3] |
| Astrometry | |
| Radial velocity (Rv) | 208+113 −127[2] km/s |
| Distance | 7,400±1,100[4] pc |
| Absolute magnitude (MV) | −4.5[2] |
| Orbit[2] | |
| Period (P) | 4.8 hours |
| Semi-amplitude (K1) (primary) | 379+124 −149 km/s |
| Details | |
| WR | |
| Mass | 8–14[2] M☉ |
| Radius | <2[2] R☉ |
| Luminosity | 209,000+93,000 −64,000[2] L☉ |
| Temperature | more than 80,000[2] K |
| compact object | |
| Mass | 2.4+2.1 −1.1[5] M☉ |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
सिग्नस एक्स-3 एक उच्च-द्रव्यमान एक्स-किरण बाइनरी (एचएमएक्सबी) है, जो आकाश में दृढ एक्स-किरण बाइनरी | बाइनरी एक्स-किरण स्रोतों में से एक है। इसे अधिकांशतः एक माइक्रोकैसार # माइक्रोकैसर माना जाता है, और यह एक बाइनरी प्रणाली में एक सघन वस्तु मानी जातो है जो एक साधारण तारा साथी से गैस की धारा में खींच रहा है। यह केवल दो ज्ञात हाई-मास एक्स-किरण बाइनरी में से एक है जिसमें वुल्फ-रेएट तारा है। यह नेत्रहीन अदृश्य है, लेकिन रेडियो, इन्फ्रारेड, एक्स-किरण और गामा किरण तरंग दैर्ध्य में देखा जा सकता है।
अवलोकन
सिग्नस एक्स-3 एक प्रमुख एस्ट्रोफिजिकल एक्स-किरण स्रोत है। एक्स-किरण स्रोत, नरम और कठोर एक्स-किरण दोनों तीव्रता में भिन्न होते हैं। जिन अवधियों में कठोर एक्स-किरण न्यूनतम तीव्रता पर होते हैं, उन्हें नरम अवस्था के रूप में जाना जाता है। यह गामा-किरण पल्सर से आधे डिग्री से भी कम है, लेकिन स्वयं एक अशक्त गामा-किरण स्रोत है। यह समय-समय पर गामा-किरण फ्लेयर्स भी दिखाता है, स्पष्ट रूप से सभी नरम अवस्था के समय होते हैं।[6][7]
गांगेय तल में अत्यधिक विलुप्त होने (खगोल विज्ञान) के कारण प्रकाश में इसका पता नहीं लगाया जा सकता है। चूंकि, इसकी स्थिति में एक अवरक्त बिंदु स्रोत है।[2] सिग्नस एक्स-3 भी उल्लेखनीय है क्योंकि उच्च ऊर्जा गामा किरणों में >100 MeV की सीमा में दृढ़ता से पायामें दृढ़ता से पाया जाने वाला एकमात्र माइक्रोकैसर है।[8] जो गया
विभिन्न तरंग दैर्ध्य पर उत्सर्जन में भिन्नता के कारण, सिग्नस एक्स-3 को चर सितारा पदनाम V1521 साइगनी दिया गया है।[9]
फ्लेयर्स
सिग्नस एक्स-3 अपने तीव्र एक्स-किरण उत्सर्जन के लिए उल्लेखनीय है, लेकिन यह गामा-किरण और रेडियो फ्लेयर्स के लिए भी उल्लेखनीय है, जिसके समय यह मिल्की वे में सबसे चमकीला रेडियो स्रोत बन जाता है।[10] गामा-किरण ज्वाला स्पष्ट रूप से एक प्रमुख रेडियो ज्वाला से पहले शांत रेडियो अवधि में होती है।[6][7]
विशाल रेडियो फ्लेयर्स के समय, एक सापेक्षवादी जेट को सीधे हमारी ओर लक्षित किए जाने के लगभग 14° के अन्दर सुलझा लिया गया है।।[10]
बाइनरी प्रणाली
सिग्नस एक्स-3 4.8 घंटे की अवधि के साथ सभी तरंग दैर्ध्य में निरंतर परिवर्तन दिखाता है। इन्फ्रारेड स्पेक्ट्रम की प्रकृति और एक्स-किरण उत्सर्जन की व्याख्या एक बाइनरी प्रणाली के रूप में की जाती है जिसमें वोल्फ-रेएट तारा | वोल्फ-रेएट (डब्ल्यूआर) तारा और एक सघन ऑब्जेक्ट होता है। 4.8 घंटे की विविधताओं को ग्रहण के रूप में व्याख्यायित किया गया है,[6] लेकिन यह असंभव माना जाता है क्योंकि चमक में अच्छी तरह से परिभाषित आवधिक गिरावट नहीं होती है।[2]
अवधि के अतिरिक्त, बाइनरी प्रणाली की कक्षा स्पष्ट रूप से ज्ञात नहीं है। इसलिए, घटकों के द्रव्यमान का सही-सही पता नहीं चल पाता है। कक्षीय विश्लेषण ने सुझाव दिया कि सघन वस्तु का द्रव्यमान 5 M☉ से कम है, संभवतया लगभग 2 M☉ है। यह संभवतः एक न्यूट्रॉन तारा हो सकता है लेकिन ब्लैक होल होने की अधिक संभावना है।[2] डब्ल्यूआर तारा और ब्लैक होल का संयोजन एकमात्र ज्ञात उदाहरण होगा।[11]
जबकि डब्ल्यूआर तारा और सघन ऑब्जेक्ट का संयोजन अद्वितीय होगा, डब्ल्यूआर घटक निश्चित रूप से निश्चित रूप से खगोलीय कालक्रम से बहुत शीघ्र एक ब्लैक होल बन जाएगा। एक सुपरनोवा या एक ब्लैक होल के लिए संभावित प्रत्यक्ष पतन एक लाख वर्षों के अन्दर होने की आशा है। चूंकि, सिग्नस एक्स-3 प्रणाली के मॉडल से पता चलता है कि यह सबसे अधिक संभावना है कि बाइनरी किसी भी सुपरनोवा घटना से बाधित हो जाएगी।[12]
सिग्नस एक्स-3 से ब्रह्मांडीय किरण की घटनाओं ने पहले क्वार्क से बने तारे जैसे विदेशी प्रस्तावों का नेतृत्व किया था,[13] लेकिन अब सापेक्षतावादी जेट में उत्पादित होने के रूप में समझाया गया है। एक्स-किरण और गामा-किरण और रेडियो फ्लेयर्स के बीच असामान्य संबंध के लिए स्पष्टीकरण यह है कि सघन ऑब्जेक्ट डब्ल्यूआर तारा से घने हवा के अन्दर, घूर्णन के अपने अक्ष के साथ जेट्स का उत्पादन करते हैं। कठोर अवस्था में प्रवेश करने पर ये जेट हवा के अन्दर एक कोकून को खाली कर देते हैं, और फिर नरम अवस्था में प्रवेश करने पर हवा से बुझ जाते हैं। कठोर अवस्था में संक्रमण के समय फ्लेयर्स उत्पन्न होते हैं, क्योंकि जेट घने हवा के साथ वार्तालाप कर रहे होते हैं।[10]
दूरी
सिग्नस एक्स -3 सिग्नस एक्स (तारा कॉम्प्लेक्स) कॉम्प्लेक्स में सिग्नस ओबी2 एसोसिएशन की दिशा में स्थित है, चूंकि यह बहुत दूर है।[4] हमारे और सिग्नस एक्स-3 के बीच धूल से उत्पन्न एक्स-किरण हेलो का अध्ययन करके सिग्नस ओबी2 के सापेक्ष इसकी दूरी का अनुमान लगाया जा सकता है। सिग्नस ओबी2 की दूरी स्पष्ट रूप से ज्ञात नहीं है, लेकिन यह विधि सिग्नस एक्स-3 को 3.4 kpc या 9.3 kpc की संभावित दूरी देती है।[14]
सिग्नस एक्स-3 से एक छोटा एक्स-किरण स्रोत 16″ है, जो लगभग 2.7 h टे के चरण अंतराल द्वारा समान अवधि के साथ परिवर्तित होता रहता है। यह सिग्नस एक्स-3 के लगभग समान दूरी पर एक बोक ग्लोब्यूल माना जाता है। इस वस्तु से आणविक रेखा उत्सर्जन का उपयोग करते हुए, दो संभावित दूरियाँ 6.1±0.6 kpc और 7.8±0.6 kpc पाई जाती हैं। एक सांख्यिकीय माध्य 7.4±1.1 kpc है।[4]
यह भी देखें
संदर्भ
- ↑ 1.0 1.1 Cutri, Roc M.; Skrutskie, Michael F.; Van Dyk, Schuyler D.; Beichman, Charles A.; Carpenter, John M.; Chester, Thomas; Cambresy, Laurent; Evans, Tracey E.; Fowler, John W.; Gizis, John E.; Howard, Elizabeth V.; Huchra, John P.; Jarrett, Thomas H.; Kopan, Eugene L.; Kirkpatrick, J. Davy; Light, Robert M.; Marsh, Kenneth A.; McCallon, Howard L.; Schneider, Stephen E.; Stiening, Rae; Sykes, Matthew J.; Weinberg, Martin D.; Wheaton, William A.; Wheelock, Sherry L.; Zacarias, N. (2003). "VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2246: II/246. Bibcode:2003yCat.2246....0C. S2CID 115529446.
- ↑ 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. arXiv:1708.04050. Bibcode:2017MNRAS.472.2181K. doi:10.1093/mnras/stx2106. S2CID 54028568.
- ↑ 3.0 3.1 3.2 3.3 "V* V1521 Cyg". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved November 7, 2008.
- ↑ 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. S2CID 53546093.
- ↑ 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. arXiv:1208.5455. Bibcode:2013MNRAS.429L.104Z. doi:10.1093/mnrasl/sls035. S2CID 119185839.
- ↑ 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. S2CID 4254910.
- ↑ 7.0 7.1 Tavani, M.; et al. (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. S2CID 205218989.
- ↑ 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.; et al. (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. S2CID 53577189.
- ↑ 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. S2CID 118391323.
- ↑ "Astronomers look to quark stars for a fifth dimension—fundamentals". New Scientist. Retrieved 2018-11-11.
- ↑ Ling, Z.; et al. (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. S2CID 8473023.
बाहरी संबंध
- 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 NASA
