small pl CAMK logo

Zawartość wpisu

Data utworzena: ,   Data archiwum:

Cygnus X-3: prekursor galaktycznej podwójnej czarnej dziury lub układu czarna dziura - gwiazda neutronowa?

Obserwowanie łączących się obiektów w ciasnych układach podwójnych stanowi główną motywację dla budowy szerokopasmowych interferometrycznych detektorów fal grawitacyjnych. Detektory drugiej generacji, takie jak Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO) w USA, Virgo we Włoszech i KAGRA w Japonii powinny być w stanie obserwować ostatnie etapy zlewania się obiektów w ciasnych układach podwójnych, podobnych do galaktycznych podwójnych gwiazd neutronowych (np. Hulse-Taylor pulsar 1913+16). Dotychczas nie są znane żadne ukłądy podwójne czarnych dziur (BH-BH) ani układy gwiazda neutronowa - czarna dziura (BH-NS). Masywne rentgenowskie układy podwójne (HMXR) stanią więc wyjątkową okazję badwania wielu ważnych zjawisk astrofizyznych. W Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Warszawskiego i w Centrum Astronomicznym im. M. Kpernika PAN w Warszawie, podjeto program badań układów typu HMXB i ich ewolucji mogącej prowadzić do powstawania obiektów typu BH-BH lub BH-NS.

 

W pracy  "Cyg X-3: a Galactic double black hole or black hole-neutron star progenitor"   (arXiv:1209.2658) Krzysztof Belczyński i Tomasz Bulik z OA UW oraz Joanna Mikołajewska i Andrzej Zdziarski z CAMK i ich współpracownicy dowodzą, że Cyg X-3 może być prekursorem układu BH-BH lub BH-NS. Ten rentgenowski układ podwójny zaiwera zwarty obiekt na który opada materia z wiatru towarzysza tytu Wolfa Rayeta (WP). Autorzy dowodzą, że Cyg X-3 zawiera czarna dziurę o masie 2-4,5 mas Słońca i towarzysza typu WR o masie 7,5-14,2 mas Słońca. Autorzy pokazują, że ewolucja takiego układu prowadzi w krótkim czasie (< 1 mln lat) do powstania cisanego układu BH-BH w przypadku górnych zakresów mas obiektu typu WR (> 13 mas Słońca). Dla niskich i pośrednich mas obiektu WR (7-10 mas Słońca) Cyg X-3 zostanie najprawdopodobiej (prawdopodobienstwo >70%) zniszczony gdy WR wybuchnie jako supernowa. Jednakże z mniejszym prawdopodobieństwem (15%) może utworzyć ciasny lub szeroki układ BH-NS.

 

Oczekiwane tempo rejestracji zlewania się układów BH-BH przez LIGO/VIRGO wynosi 10 na rok dla układów BH-BH i 0,1 na rok dla BH-NS. Jesli Cyg X-3 rzeczywiście jest układem małomasywnej BH i masywnej gwiazdy WR, to stanowi to dodatkowy argument na rzecz istnienia układów BH-BH lub BH-NS.

 

Rysunek NASA.

Archiwa


Kategorie