1. 1048.1-5937-Wikipedia

1E 1048.1-5937 jest nieprawidłowym pulsarem X znajdującym się w konstelacji kadłuba. Zostało to odkryte jako pulsar w 1984 r., Korzystając z danych zebranych przez sztuczny satelitarny heo-2 (Einstein), jak potwierdza jego nazwa (patrz oznaczenie źródeł rentgenowskiej). W tym czasie nienormalne pulsars x nie były znane i podejrzewano, że jest częścią klasy binarnych X, zanim ta hipoteza została unieważniona przez brak wykrycia jego gwiazdy towarzyszącego.

1. 1048.1-5937 został odkryty w 1984 r ^{[[[ Pierwszy ]} , w ramach obserwacji ogromnej mgławicy kadłuba ^{[[[ 2 ]} , na szczęście blisko kierunku pulsaru (mniej niż stopień). Pulsar ten nie był w tym czasie niewiele dokładnie zlokalizowany na niebie (skrzynka błędów około 4 minut łuku), co czyni identyfikację trudnego odpowiednika optycznego, ze względu na bardzo silną gęstość gwiazd w tym regionie planu galaktycznego. W 1986 r. Środki satelitarne Exosat umożliwiły lepsze zlokalizowanie pulsara (z precyzją 10 sekund łuku) ^{[[[ 3 ]} . W tym czasie nieprawidłowe X pulsary nie były częścią bestialowych znanych obiektów niebieskich. Prasowy pulsar w domenie X i mając kilka sekund, interpretowano jako pulsar wyrwania z materiału z gwiazdy towarzyszącego, że materiał ten był odpowiedzialny za silne spowolnienie w okresie obrotu i jego program X. 1E 1048.1-5937 był zatem Uważany za binarny X, który powinien znaleźć optyczny odpowiednik, wyprodukowany przez jego towarzysza gwiazdy. Zatem w 1986 r. Stosunkowo precyzyjna miara położenia pulsaru umożliwiła zaproponowanie możliwego odpowiednika optycznego w postaci pozornej wielkości wielkości równej 19, gwiazda uważana za gwiazdę, czyniąc ten system binarny x do masy wysokiej.

W 1990 r. Obserwacje z satelitą Ginga potwierdziły powolne spowolnienie w pulsaru, a okres obrotu wzrósł z 6 437 sekund w danych satelity Heao-2 (pobranych w 1979 r.), Do 6,4422 nieco dziesięć lat więcej późno. Umożliwiło to określenie jasności spowolnienia pulsaru (to znaczy utraconej mocy z powodu jego obrotu, jeśli została wyizolowana), około 3 × 10 ²⁶ W, podczas gdy jego jasność w polu X -Breę była znacznie wyższa (oszacowana między 2 × 10 ²⁷ i 10 ²⁹ W). Dzięki konserwacji energii wydawało się zatem nabycie, że energia promieniowana przez pulsar była spowodowana energią spadającą materii, pochodzącą z gwiazdy (zjawisko zwane akrecją). W takiej konfiguracji oczekiwano modulacji okresu pulsara, ze względu na ruch wokół jego towarzysza gwiazd. Jednak żadna modulacja tego typu nie była widoczna, co zdecydowanie wymusiło charakter tego systemu. W rzeczywistości możliwa była również bardzo mała masywna gwiazda towarzysza (w ten sposób tworząca niską masę X), oprócz scenariusza z gwiazdą zaproponowaną w 1986 r. Na temat wiary możliwej identyfikacji optycznego odpowiednika ^{[[[ 4 ]} . Najwyżej w tym czasie odnotowano silne podobieństwo z innym pulsarem, PSR J2301+5852, a następnie nazywany 2259,0+5836, również o bardzo długim okresie (7 sekund) i braku widocznego towarzysza. Dwa lata później, w 1992 r., Głębsze ujęcia w widocznym polu pobieranym z europejskiego obserwatorium Austral (ESO) z pewnością nie zidentyfikowały towarzysza tego pulsaru ^{[[[ 5 ]} . Hipoteza, że ​​ten pulsar był członkiem binarnego x, została jednak faworyzowana, w szczególności ze względu na wykrycie zmiany jego spowolnienia, wyraźnie podkreślonego w 1995 r. ^{[[[ 6 ]} . Jednocześnie praca referencyjna Binaria rentgenowskie ^{[[[ 7 ]} Klasyfikuj ten obiekt wśród nietypowych binarów X o naturze nieokreślonej, takich jak PSR J2301+5852. To również w tym roku termin pulsar x „nieprawidłowy” jest używany do opisania tego obiektu i jego towarzyszy ^{[[[ 8 ]} . W 1997 r. Udowodnione odkrycie bardzo młodego pulsara (PSR J1841-0456) w Rébani de Supernova (Kesteven 73) i siedzibie programu X znacznie wyższych niż to dozwolone przez światło spowolnienia ^{[[[ 9 ]} Wreszcie pozwoliło mi poświadczyć, że nowa klasa obiektów, nienormalne X pulsars, istniała dobrze i odróżniała się od binarii X.

Powiązane artykuły [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]

Link zewnętrzny [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]