BP Crucis - BP Crucis - Wikipedia

BP Crucis
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0 (ICRS )
SouhvězdíCrux
Správný vzestup12h 26m 37.561s[1]
Deklinace−62° 46′ 13.16″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)10.83[2]
Vlastnosti
Spektrální typB1 Ia+[3]
U-B barevný index+0.42[2]
B-V barevný index+1.76[2]
Variabilní typElipsoidní + rentgen[4]
Astrometrie
Paralaxa (π)0.34 ± 0.75[5] mas
Vzdálenost3,040[2] ks
Absolutní velikost  (M.PROTI)−7.47[3]
Obíhat
Doba (P)41,498 dne[2]
Poloviční hlavní osa (A)0.00029"
(191.7 R☉[6])
Excentricita (E)0.462[2]
Sklon (i)60[6]°
Detaily
Hmotnost43[3] M☉
Poloměr70[3] R☉
Zářivost (bolometrické)470,000[3] L☉
Povrchová gravitace (logG)2.38[3] cgs
Teplota18,100[3] K.
Rychlost otáčení (proti hříchi)55[3] km / s
Jiná označení
BP Cru, slepice 3-788, Wray 977, 2MAS J12263756-6246132, GX 301-2, AAVSO  1221-62
Odkazy na databáze
SIMBADdata

BP Crucis (rentgenový zdroj GX 301-2) je X-ray binární systém obsahující a modrý hyperobr a a pulsar.

Systém

BP Crucis je považován za optický protějšek rentgenového zdroje GX 301-2. Systém se skládá z masivního hyperobr hvězda a neutronová hvězda na excentrické oběžné dráze 41,5 dne. Vzdálenost bude pravděpodobně mezi třemi a čtyřmi tisíci parseků. Je silně zarudlý a má K-pásmo infračervený velikost 5,72.[2]

Dochází k přenosu hmoty z hyperobra do pulzaru, ke kterému dochází prostřednictvím hustého akrečního disku. To produkuje cyklotronový efekt s energiemi elektronů 37 a 48 keV.[7]

Variabilita

Systém vykazuje optickou i rentgenovou variabilitu. I když nejsou pozorována žádná zatmění, rentgenová svítivost se během oběžné dráhy mění, přičemž velké rentgenové erupce jsou pozorovány během periastron pasáže.[7] Systém je optická proměnná zobrazující změny jasu až o velikosti 0,08 při viditelných vlnových délkách. Ty byly přičítány elipsoidním variacím, jak se hyperobr otáčí a k α Cygni variabilita. K dispozici je vnitřní pseudo-období 11,9 dne, stejně jako malé variace odpovídající orbitálnímu období.[8]

Vlastnosti

BP Crucis je asi 43krát hmotnější než Slunce, je také jedním z nejzářivější hvězdy známé v Galaxii, s odhadem bolometrická svítivost přibližně 470 000krát vyšší než v slunce a poloměr 70krát větší než poloměr Slunce.

Zdá se, že neutronová hvězda patří k odrůdě „s vysokou hmotností“ nejméně 1,85M☉. Je velmi pravděpodobné, že bude mít hmotnost menší než 2,5M☉ jako teoretická maximální hmotnost založená na stavové rovnici neutronové hvězdy.[2] Pulzar má periodu odstřeďování 685 sekund, ale vykazuje relativně velké rychlosti spindown, o nichž se předpokládá, že jsou způsobeny jeho silným magnetickým polem, a také příležitostné spinupy kvůli interakci s akrečním diskem. Vypočítává se, že pomalu rotující neutronová hvězda by mohla být roztočena na současnou rychlost rotace akrecí za pouhých deset let.[9]

Reference

  1. ^ A b van Leeuwen, Floor (listopad 2007), „Ověření nové redukce Hipparcos“, Astronomie a astrofyzika, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752v1, Bibcode:2007A & A ... 474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357, S2CID  18759600 Poznámka: viz katalog VizieR I / 311.
  2. ^ A b C d E F G h Kaper, L .; Van Der Meer, A .; Najarro, F. (2006). „VLT / UVES spektroskopie Wray 977, hyperobří společník rentgenového pulsaru GX301-2“. Astronomie a astrofyzika. 457 (2): 595–610. arXiv:astro-ph / 0607613. Bibcode:2006 A & A ... 457..595 tis. doi:10.1051/0004-6361:20065393. S2CID  18984191.
  3. ^ A b C d E F G h Clark, J. S .; Najarro, F .; Negueruela, I .; Ritchie, B. W .; Urbaneja, M. A .; Howarth, I. D. (2012). „O povaze galaktických raných B hypergigantů“. Astronomie a astrofyzika. 541: A145. arXiv:1202.3991. Bibcode:2012A & A ... 541A.145C. doi:10.1051/0004-6361/201117472. S2CID  11978733.
  4. ^ Samus, N. N .; Durlevich, O. V .; et al. (2009). „Online katalog dat VizieR: Obecný katalog proměnných hvězd (Samus + 2007–2013)“. Online katalog VizieR: B / GCVS. Původně publikováno v: 2009yCat .... 102025S. 1. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  5. ^ Gaia Collaboration (2016). „Online katalog dat VizieR: Gaia DR1 (Gaia Collaboration, 2016)“. Online katalog VizieR: I / 337. Původně publikováno v: Astron. Astrophys. 1337. Bibcode:2016yCat.1337 ... 0G.
  6. ^ A b GRAVITY Collaboration; Waisberg, I .; Dexter, J .; Pfuhl, O .; Abuter, R .; Amorin, A .; Anugu, N .; Berger, J. P .; Blind, N .; Bonnet, H .; Brandner, W .; Buron, A .; Clénet, Y .; De Wit, W .; Deen, C .; Delplancke-Ströbele, F .; Dembet, R .; Duvert, G .; Eckart, A .; Eisenhauer, F .; Fédou, P .; Finger, G .; Garcia, P .; Garcia Lopez, R .; Gendron, E .; Genzel, R .; Gillessen, S .; Haubois, X .; Haug, M .; et al. (2017). „Submiliarsekundová optická interferometrie modelu HMXB BP Cru s VLTI / GRAVITY“. 1705: arXiv: 1705.02351. arXiv:1705.02351. Bibcode:2017arXiv170502351G. doi:10.3847 / 1538-4357 / aa79f1. S2CID  41999096. Citovat deník vyžaduje | deník = (Pomoc)
  7. ^ A b Walter, Roland; Lutovinov, Alexander A .; Bozzo, Enrico; Tsygankov, Sergey S. (2015). „Vysoce hmotné rentgenové binární soubory v Mléčné dráze. Bližší pohled s INTEGRAL“. The Astronomy and Astrophysics Review. 23: 2. arXiv:1505.03651. Bibcode:2015A & ARv..23 .... 2W. doi:10.1007 / s00159-015-0082-6. S2CID  118574093.
  8. ^ Van Genderen, A. M .; Sterken, C. (2007). „Orbitální efekty na světelné křivky eta Car, BP Cru a dalších excentrických binárních souborů“. Informační bulletin o proměnných hvězdách. 5782: 1. Bibcode:2007IBVS.5782 .... 1V.
  9. ^ Ikhsanov, N. R .; Likh, Yu. S .; Beskrovnaya, N. G. (2014). "Spin evoluce rentgenových pulzarů s dlouhou periodou". Zprávy o astronomii. 58 (6): 376. arXiv:1402.1029. Bibcode:2014ARep ... 58..376I. doi:10.1134 / S1063772914050035. S2CID  119240955.

externí odkazy