[{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BlogPosting","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/all2pl\/wiki27\/1-10481-5937-wikipedia\/#BlogPosting","mainEntityOfPage":"https:\/\/wiki.edu.vn\/all2pl\/wiki27\/1-10481-5937-wikipedia\/","headline":"1. 1048.1-5937-Wikipedia","name":"1. 1048.1-5937-Wikipedia","description":"before-content-x4 Artyku\u0142 w Wikipedii, Free L’Encyclop\u00e9i. after-content-x4 1E 1048.1-5937 jest nieprawid\u0142owym pulsarem X znajduj\u0105cym si\u0119 w konstelacji kad\u0142uba. Zosta\u0142o to","datePublished":"2022-05-14","dateModified":"2022-05-14","author":{"@type":"Person","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/all2pl\/wiki27\/author\/lordneo\/#Person","name":"lordneo","url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/all2pl\/wiki27\/author\/lordneo\/","image":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/secure.gravatar.com\/avatar\/44a4cee54c4c053e967fe3e7d054edd4?s=96&d=mm&r=g","url":"https:\/\/secure.gravatar.com\/avatar\/44a4cee54c4c053e967fe3e7d054edd4?s=96&d=mm&r=g","height":96,"width":96}},"publisher":{"@type":"Organization","name":"Enzyklop\u00e4die","logo":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki4\/wp-content\/uploads\/2023\/08\/download.jpg","url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki4\/wp-content\/uploads\/2023\/08\/download.jpg","width":600,"height":60}},"image":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/fr.wikipedia.org\/wiki\/Special:CentralAutoLogin\/start?type=1x1","url":"https:\/\/fr.wikipedia.org\/wiki\/Special:CentralAutoLogin\/start?type=1x1","height":"1","width":"1"},"url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/all2pl\/wiki27\/1-10481-5937-wikipedia\/","wordCount":1850,"articleBody":"     (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});before-content-x4Artyku\u0142 w Wikipedii, Free L’Encyclop\u00e9i.        (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x41E 1048.1-5937 jest nieprawid\u0142owym pulsarem X znajduj\u0105cym si\u0119 w konstelacji kad\u0142uba. Zosta\u0142o to odkryte jako pulsar w 1984 r., Korzystaj\u0105c z danych zebranych przez sztuczny satelitarny heo-2 (Einstein), jak potwierdza jego nazwa (patrz oznaczenie \u017ar\u00f3de\u0142 rentgenowskiej). W tym czasie nienormalne pulsars x nie by\u0142y znane i podejrzewano, \u017ce jest cz\u0119\u015bci\u0105 klasy binarnych X, zanim ta hipoteza zosta\u0142a uniewa\u017cniona przez brak wykrycia jego gwiazdy towarzysz\u0105cego.          (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x41. 1048.1-5937 zosta\u0142 odkryty w 1984 r [[[ Pierwszy ] , w ramach obserwacji ogromnej mg\u0142awicy kad\u0142uba [[[ 2 ] , na szcz\u0119\u015bcie blisko kierunku pulsaru (mniej ni\u017c stopie\u0144). Pulsar ten nie by\u0142 w tym czasie niewiele dok\u0142adnie zlokalizowany na niebie (skrzynka b\u0142\u0119d\u00f3w oko\u0142o 4 minut \u0142uku), co czyni identyfikacj\u0119 trudnego odpowiednika optycznego, ze wzgl\u0119du na bardzo siln\u0105 g\u0119sto\u015b\u0107 gwiazd w tym regionie planu galaktycznego. W 1986 r. \u015arodki satelitarne Exosat umo\u017cliwi\u0142y lepsze zlokalizowanie pulsara (z precyzj\u0105 10 sekund \u0142uku) [[[ 3 ] . W tym czasie nieprawid\u0142owe X pulsary nie by\u0142y cz\u0119\u015bci\u0105 bestialowych znanych obiekt\u00f3w niebieskich. Prasowy pulsar w domenie X i maj\u0105c kilka sekund, interpretowano jako pulsar wyrwania z materia\u0142u z gwiazdy towarzysz\u0105cego, \u017ce materia\u0142 ten by\u0142 odpowiedzialny za silne spowolnienie w okresie obrotu i jego program X. 1E 1048.1-5937 by\u0142 zatem Uwa\u017cany za binarny X, kt\u00f3ry powinien znale\u017a\u0107 optyczny odpowiednik, wyprodukowany przez jego towarzysza gwiazdy. Zatem w 1986 r. Stosunkowo precyzyjna miara po\u0142o\u017cenia pulsaru umo\u017cliwi\u0142a zaproponowanie mo\u017cliwego odpowiednika optycznego w postaci pozornej wielko\u015bci wielko\u015bci r\u00f3wnej 19, gwiazda uwa\u017cana za gwiazd\u0119, czyni\u0105c ten system binarny x do masy wysokiej. W 1990 r. Obserwacje z satelit\u0105 Ginga potwierdzi\u0142y powolne spowolnienie w pulsaru, a okres obrotu wzr\u00f3s\u0142 z 6 437 sekund w danych satelity Heao-2 (pobranych w 1979 r.), Do 6,4422 nieco dziesi\u0119\u0107 lat wi\u0119cej p\u00f3\u017ano. Umo\u017cliwi\u0142o to okre\u015blenie jasno\u015bci spowolnienia pulsaru (to znaczy utraconej mocy z powodu jego obrotu, je\u015bli zosta\u0142a wyizolowana), oko\u0142o 3 \u00d7 10 26 W, podczas gdy jego jasno\u015b\u0107 w polu X -Bre\u0119 by\u0142a znacznie wy\u017csza (oszacowana mi\u0119dzy 2 \u00d7 10 27 i 10 29 W). Dzi\u0119ki konserwacji energii wydawa\u0142o si\u0119 zatem nabycie, \u017ce energia promieniowana przez pulsar by\u0142a spowodowana energi\u0105 spadaj\u0105c\u0105 materii, pochodz\u0105c\u0105 z gwiazdy (zjawisko zwane akrecj\u0105). W takiej konfiguracji oczekiwano modulacji okresu pulsara, ze wzgl\u0119du na ruch wok\u00f3\u0142 jego towarzysza gwiazd. Jednak \u017cadna modulacja tego typu nie by\u0142a widoczna, co zdecydowanie wymusi\u0142o charakter tego systemu. W rzeczywisto\u015bci mo\u017cliwa by\u0142a r\u00f3wnie\u017c bardzo ma\u0142a masywna gwiazda towarzysza (w ten spos\u00f3b tworz\u0105ca nisk\u0105 mas\u0119 X), opr\u00f3cz scenariusza z gwiazd\u0105 zaproponowan\u0105 w 1986 r. Na temat wiary mo\u017cliwej identyfikacji optycznego odpowiednika [[[ 4 ] . Najwy\u017cej w tym czasie odnotowano silne podobie\u0144stwo z innym pulsarem, PSR J2301+5852, a nast\u0119pnie nazywany 2259,0+5836, r\u00f3wnie\u017c o bardzo d\u0142ugim okresie (7 sekund) i braku widocznego towarzysza. Dwa lata p\u00f3\u017aniej, w 1992 r., G\u0142\u0119bsze uj\u0119cia w widocznym polu pobieranym z europejskiego obserwatorium Austral (ESO) z pewno\u015bci\u0105 nie zidentyfikowa\u0142y towarzysza tego pulsaru [[[ 5 ] . Hipoteza, \u017ce \u200b\u200bten pulsar by\u0142 cz\u0142onkiem binarnego x, zosta\u0142a jednak faworyzowana, w szczeg\u00f3lno\u015bci ze wzgl\u0119du na wykrycie zmiany jego spowolnienia, wyra\u017anie podkre\u015blonego w 1995 r. [[[ 6 ] . Jednocze\u015bnie praca referencyjna Binaria rentgenowskie [[[ 7 ] Klasyfikuj ten obiekt w\u015br\u00f3d nietypowych binar\u00f3w X o naturze nieokre\u015blonej, takich jak PSR J2301+5852. To r\u00f3wnie\u017c w tym roku termin pulsar x \u201enieprawid\u0142owy\u201d jest u\u017cywany do opisania tego obiektu i jego towarzyszy [[[ 8 ] . W 1997 r. Udowodnione odkrycie bardzo m\u0142odego pulsara (PSR J1841-0456) w R\u00e9bani de Supernova (Kesteven 73) i siedzibie programu X znacznie wy\u017cszych ni\u017c to dozwolone przez \u015bwiat\u0142o spowolnienia [[[ 9 ] Wreszcie pozwoli\u0142o mi po\u015bwiadczy\u0107, \u017ce nowa klasa obiekt\u00f3w, nienormalne X pulsars, istnia\u0142a dobrze i odr\u00f3\u017cnia\u0142a si\u0119 od binarii X. \u2191 (W) F. D. Seward i P. A. Charles, Sze\u015bciosekundowe okresowe \u017ar\u00f3d\u0142o rentgenowskie w Carina W Biuletyn ameryka\u0144skiego spo\u0142ecze\u0144stwa astronomicznego W 16 , 983 (1984) Zobacz online .  \u2191 (W) F. D. Seward i T. Chlebowski, ‘ \u201eEmisja rentgenowska z Carina Mg\u0142awica i Associated Early Stars W The Astrophysical Journal W 256 , 530-542 (1982) Zobacz online .  \u2191 (W) F. D. Seward, P. A. Charles i A. P. Smale, 6-sekundowe \u017ar\u00f3d\u0142o rentgenowskie w Carina W The Astrophysical Journal W 305 , 814-816 (1986) Zobacz online .  \u2191 (W) R. H. D. Corbet i C. S. R. Day, Obserwacje Ginga 6-S Pulsar 1E1048.1-5937 W Miesi\u0119czne zawiadomienia o kr\u00f3lewskim spo\u0142ecze\u0144stwie astronomicznym W 243 , 553-556 (1990) Zobacz online .  \u2191 (W) S. Mereghetti, P. Caraveo i G. F. Bignami, Obrazowanie CCD i spektroskopia w polu rentgenowskiego pulsar 1E 1048.1-5937 W Astronomia i astrofizyka W 263 , 172-174 (1992) Zobacz online .  \u2191 (W) S. MEREGHETTI, Odmiana zmniejszania si\u0119 w 6-sekundowym pulsaru rentgenowskim 1E 1048.1-5937 W The Astrophysical Journal W 455 , 598-602 (1995) Zobacz online .  \u2191 (W) Walter H. G. Levin, Jan Van Paradijs i Edward P. G. Van den Heuvel (\u00e9diteurs), Binaria rentgenowskie , Cambridge University Press, 1995 , 664 P.  (ISBN 0521416841 ) , Strony 19, 22 i 33.  \u2191 (W) Jan Van Paradijs, R. E. Taam i E. P. J. Van den Heuvel, O naturze \u201eanomalnych\u201d 6-S Pulsar W Listy astronomii i astrofizyki W 299 , L41-L44 (1995) Zobacz online .  \u2191 (W) G. Vasisht i E. V. Gotthelf, Odkrycie anomalnego pulsaru rentgenowskiego w pozosta\u0142o\u015bci supernowej KE 73 W Listy astrofizyczne dziennika W 486 , L129-L132 (1997), Astro-Ph\/9706058 Zobacz online .  Powi\u0105zane artyku\u0142y [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ] Link zewn\u0119trzny [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]        (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4"},{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BreadcrumbList","itemListElement":[{"@type":"ListItem","position":1,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/all2pl\/wiki27\/#breadcrumbitem","name":"Enzyklop\u00e4die"}},{"@type":"ListItem","position":2,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/all2pl\/wiki27\/1-10481-5937-wikipedia\/#breadcrumbitem","name":"1. 1048.1-5937-Wikipedia"}}]}]