सिग्नस एक्स-3

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सिग्नस एक्स-3
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
Distance7,400±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
Mass8–14[2] M☉
Radius<2[2] R☉
Luminosity209,000+93,000
−64,000[2] L☉
Temperaturemore than 80,000[2] K
compact object
Mass2.4+2.1
−1.1[5] M☉
Other designations
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]
Database references
SIMBADdata

सिग्नस एक्स-3 एक उच्च-द्रव्यमान एक्स-रे बाइनरी (उच्च-द्रव्यमान एक्स-रे बाइनरी) है, जो आकाश में मजबूत एक्स-रे बाइनरी | बाइनरी एक्स-रे स्रोतों में से एक है। इसे अक्सर एक माइक्रोकैसार # माइक्रोकैसर माना जाता है, और यह एक बायनरी सिस्टम में एक कॉम्पैक्ट वस्तु माना जाता है जो एक साधारण तारा साथी से गैस की धारा में खींच रहा है। यह केवल दो ज्ञात हाई-मास एक्स-रे बाइनरी में से एक है जिसमें वुल्फ-रेयेट तारा है। यह नेत्रहीन अदृश्य है, लेकिन आकाशवाणी आवृति , अवरक्त, एक्स-रे और गामा किरण वेवलेंथ पर देखा जा सकता है।

अवलोकन

सिग्नस एक्स3 और इसका एक्स-रे हेलो

सिग्नस एक्स-3 एक प्रमुख एस्ट्रोफिजिकल एक्स-रे स्रोत है। एक्स-रे स्रोत, नरम और कठोर एक्स-रे दोनों तीव्रता में भिन्न होते हैं। जिन अवधियों में कठोर एक्स-रे 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 कमजोर गामा-किरण स्रोत है। यह समय-समय पर गामा-किरण फ्लेयर्स भी दिखाता है, जाहिरा तौर पर सभी नरम अवस्था के दौरान होते हैं।[6][7]

गांगेय तल में अत्यधिक विलुप्त होने (खगोल विज्ञान) के कारण प्रकाश में इसका पता नहीं लगाया जा सकता है। हालाँकि, इसकी स्थिति में एक अवरक्त बिंदु स्रोत है।[2] सिग्नस X-3 भी उल्लेखनीय है क्योंकि यह एकमात्र microquasar है जो उच्च ऊर्जा गामा किरणों में >100 MeV की सीमा में दृढ़ता से पाया गया है।[8]

विभिन्न तरंग दैर्ध्य पर उत्सर्जन में भिन्नता के कारण, सिग्नस X-3 को चर सितारा पदनाम V1521 साइग्नी दिया गया है।[9]


फ्लेयर्स

सिग्नस एक्स-3 अपने तीव्र एक्स-रे उत्सर्जन के लिए उल्लेखनीय है, लेकिन यह गामा-रे और रेडियो फ्लेयर्स के लिए भी उल्लेखनीय है, जिसके दौरान यह आकाशगंगा में सबसे चमकीला रेडियो स्रोत बन जाता है।[10] गामा-किरण ज्वाला स्पष्ट रूप से एक प्रमुख रेडियो भड़कने से पहले शांत रेडियो अवधि में होती है।[6][7]

विशाल रेडियो फ्लेयर्स के दौरान, एक सापेक्षिक जेट को लगभग भीतर हल किया गया है 14° सीधे हमारी ओर लक्षित होने का।[10]


बाइनरी सिस्टम

सिग्नस एक्स-3 एक के साथ सभी तरंग दैर्ध्य में लगातार बदलाव दिखाता है 4.8 h अवधि। इन्फ्रारेड स्पेक्ट्रम की प्रकृति और एक्स-रे उत्सर्जन की व्याख्या एक बाइनरी सिस्टम के रूप में की जाती है जिसमें वोल्फ-रेयेट स्टार | वोल्फ-रेएट (डब्ल्यूआर) स्टार और एक कॉम्पैक्ट ऑब्जेक्ट होता है। वह 4.8 h विभिन्नताओं की व्याख्या ग्रहणों के रूप में की गई है,[6]लेकिन यह असंभव माना जाता है क्योंकि चमक में अच्छी तरह से परिभाषित आवधिक गिरावट नहीं होती है।[2]

अवधि के अलावा, बाइनरी सिस्टम की कक्षा सटीक रूप से ज्ञात नहीं है। इसलिए, घटकों के द्रव्यमान का सही-सही पता नहीं चल पाता है। कक्षीय विश्लेषण ने सुझाव दिया कि कॉम्पैक्ट वस्तु का द्रव्यमान से कम है 5 M☉, शायद आसपास 2 M☉. यह संभवतः एक न्यूट्रॉन स्टार हो सकता है लेकिन ब्लैक होल होने की अधिक संभावना है।[2] डब्ल्यूआर स्टार और ब्लैक होल का संयोजन एकमात्र ज्ञात उदाहरण होगा।[11]

जबकि डब्ल्यूआर स्टार और कॉम्पैक्ट ऑब्जेक्ट का संयोजन अद्वितीय होगा, डब्ल्यूआर घटक निश्चित रूप से निश्चित रूप से खगोलीय कालक्रम से बहुत जल्दी एक ब्लैक होल बन जाएगा। एक सुपरनोवा या एक ब्लैक होल के लिए संभावित प्रत्यक्ष पतन एक लाख वर्षों के भीतर होने की उम्मीद है। हालांकि, सिग्नस एक्स-3 सिस्टम के मॉडलिंग 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 स्टार जैसे विदेशी प्रस्तावों का नेतृत्व किया था,[13]लेकिन अब सापेक्षतावादी जेट में उत्पादित होने के रूप में समझाया गया है। एक्स-रे और गामा-रे और रेडियो फ्लेयर्स के बीच असामान्य संबंध के लिए स्पष्टीकरण यह है कि कॉम्पैक्ट ऑब्जेक्ट WR स्टार से घने हवा के भीतर, रोटेशन के अपने अक्ष के साथ जेट्स का उत्पादन करते हैं। कठोर अवस्था में प्रवेश करने पर ये जेट हवा के भीतर एक कोकून को खाली कर देते हैं, और फिर नरम अवस्था में प्रवेश करने पर हवा से बुझ जाते हैं। सख्त अवस्था में संक्रमण के दौरान फ्लेयर्स उत्पन्न होते हैं क्योंकि जेट घने हवा के साथ बातचीत कर रहे होते हैं।[10]


दूरी

सिग्नस एक्स -3 सिग्नस एक्स (स्टार कॉम्प्लेक्स) कॉम्प्लेक्स में सिग्नस OB2 एसोसिएशन की दिशा में स्थित है, हालांकि यह बहुत दूर है।[4]हमारे और सिग्नस एक्स-3 के बीच धूल से उत्पन्न एक्स-रे हेलो का अध्ययन करके सिग्नस ओबी2 के सापेक्ष इसकी दूरी का अनुमान लगाया जा सकता है। सिग्नस OB2 की दूरी सटीक रूप से ज्ञात नहीं है, लेकिन यह विधि सिग्नस X-3 की संभावित दूरी देती है 3.4 kpc या 9.3 kpc.[14]

एक छोटा एक्स-रे स्रोत है 16″ सिग्नस एक्स-3 से जो समान अवधि के साथ लगभग एक चरण के अंतराल से भिन्न होता है 2.7 h. यह सिग्नस एक्स-3 के लगभग समान दूरी पर एक हाय ग्लोबुले माना जाता है। इस वस्तु से आण्विक रेखा उत्सर्जन के प्रयोग से दो सम्भावित दूरियाँ पाई जाती हैं 6.1±0.6 kpc और 7.8±0.6 kpc. एक सांख्यिकीय माध्य है 7.4±1.1 kpc.[4]


यह भी देखें

संदर्भ

  1. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 3.0 3.1 3.2 3.3 "V* V1521 Cyg". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved November 7, 2008.
  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. S2CID 53546093.
  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. arXiv:1208.5455. Bibcode:2013MNRAS.429L.104Z. doi:10.1093/mnrasl/sls035. S2CID 119185839.
  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. S2CID 4254910.
  7. ↑ 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.
  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.; 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. ↑ 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.
  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. S2CID 118391323.
  13. ↑ "Astronomers look to quark stars for a fifth dimension—fundamentals". New Scientist. Retrieved 2018-11-11.
  14. ↑ 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

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