Fuente de emisión de rayos X en la constelación de Vela
Vela X-1 es un sistema binario de rayos X de alta masa (HMXB) eclipsante y pulsante , asociado con la fuente Uhuru 4U 0900-40 y la estrella supergigante HD 77581. La emisión de rayos X de la estrella de neutrones es causada por la captura y acreción de materia del viento estelar de la compañera supergigante. Vela X-1 es el prototipo de HMXB desprendido. [4]
El período orbital del sistema es de 8,964 días, y la estrella de neutrones es eclipsada durante unos dos días de cada órbita por HD 77581. Se le ha dado la designación de estrella variable GP Velorum y varía de magnitud visual de 6,76 a 6,99. [5]
El período de giro de la estrella de neutrones es de unos 283 segundos y da lugar a fuertes pulsaciones de rayos X. Se estima que la masa del púlsar es de al menos1,88 ± 0,13 masas solares . [6]
Características
El seguimiento a largo plazo del período de giro muestra pequeños aumentos y disminuciones aleatorios a lo largo del tiempo, similares a un paseo aleatorio . [7] La materia que se acumula provoca los cambios aleatorios del período de giro. Sin embargo, un estudio reciente ha detectado inversiones casi periódicas del período de giro en Vela X-1 en escalas de tiempo largas de aproximadamente 5,9 años. [8]
Véase también
Referencias
- ^ Tjemkes, SA; Zuiderwijk, EJ; van Paradijs, J. (enero de 1986). "Curvas de luz óptica de sistemas binarios de rayos X masivos". Astronomía y Astrofísica . 154 : 77–91. Código Bibliográfico :1986A&A...154...77T . Consultado el 29 de abril de 2022 .
- ^ abcde Vallenari, A.; et al. (Colaboración Gaia) (2023). "Gaia Data Release 3. Resumen del contenido y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875. Registro Gaia DR3 para esta fuente en VizieR .
- ^ ab Klare, G.; Neckel, T. (1977). "UBV, Hβ y mediciones de polarización de 1660 estrellas OB del sur". Suplemento de Astronomía y Astrofísica . 27 : 215. Código Bibliográfico :1977A&AS...27..215K.
- ^ Mauche, CW; Liedahl, DA; Akiyama, S.; Plewa, T. (2007). "Simulaciones hidrodinámicas y espectrales de vientos HMXB". Suplemento de Progreso de Física Teórica . 169 : 196–199. arXiv : 0704.0237 . Código Bibliográfico :2007PThPS.169..196M. doi :10.1143/PTPS.169.196. S2CID 17149878.
- ^ "GP Vel". Índice Internacional de Estrellas Variables . AAVSO . Consultado el 29 de abril de 2022 .
- ^ Quaintrell, H.; et al. (2003). "La masa de la estrella de neutrones en Vela X-1 y oscilaciones no radiales inducidas por mareas en GP Vel". Astronomía y Astrofísica . 401 : 313–324. arXiv : astro-ph/0301243 . Bibcode :2003A&A...401..313Q. doi :10.1051/0004-6361:20030120. S2CID 5602110.
- ^ Bildsten, L.; et al. (1997). "Observaciones de púlsares en acreción". The Astrophysical Journal Supplement Series . 113 (2): 367–408. arXiv : astro-ph/9707125 . Código Bibliográfico :1997ApJS..113..367B. doi :10.1086/313060. S2CID 706199.
- ^ Chandra, AD; et al. (2021). "Detección de inversiones de período de espín casi periódicas en Vela X-1 en escalas de tiempo largas: ¿un indicio de un ciclo similar al solar en la estrella donante?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 508 (3): 4429–4442. arXiv : 2108.07097 . Bibcode :2021MNRAS.508.4429C. doi : 10.1093/mnras/stab2382 .
Enlaces externos
- Historial de frecuencia de giro de Vela X-1
- Evolución del período de giro a largo plazo del Vela X-1 durante aproximadamente cinco décadas