Cen X-3 is a compact high mass X-ray binary likely powered by Roche lobe overflow. We present a phase-resolved X-ray spectral and timing analysis of two pointed XMM-Newton observations. The first one took place during a normal state of the source, when it has a luminosity LX ∼ 1036 erg s−1. This observation covered orbital phases φ = 0.00 − 0.37, i.e. the egress from the eclipse. The egress lightcurve is highly structured, showing distinctive intervals. We argue that different intervals correspond to the emergence of different emitting structures. The lightcurve analysis enables us to estimate the size of such structures around the compact star, the most conspicuous of which has a size ∼ 0.3R∗, of the order of the Roche lobe radius. During the egress, the equivalent width of Fe emission lines, from highly ionized species, decreases as the X-ray continuum grows. On the other hand, the equivalent width of the Fe Kα line, from near neutral Fe, strengthens. This line is likely formed due to the X-ray illumination of the accretion stream. The second observation was taken when the source was 10 times X-ray brighter and covered the orbital phases φ = 0.36 − 0.80. The X-ray lightcurve in the high state shows dips. These dips are not caused by absorption but can be due to instabilities in the accretion stream. The typical dip duration, of about 1000 s, is much longer than the timescale attributed to the accretion of the clumpy stellar wind of the massive donor star, but is similar to the viscous timescale at the inner radius of the accretion disk.

中文翻译：

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HMXB Cen X-3 的 X 射线变异性：不均匀吸积流的证据。

Cen X-3 是一个紧凑的高质量 X 射线双星，可能由罗氏叶溢出提供动力。我们提出了两个指向 XMM-牛顿观测的相位分辨 X 射线光谱和时序分析。第一个发生在光源的正常状态期间，此时它的光度为 LX ∼ 1036 erg s-1。该观测涵盖了轨道相位 φ = 0.00 − 0.37，即日食的出口。出口光曲线高度结构化，显示出独特的间隔。我们认为不同的区间对应于不同发射结构的出现。光曲线分析使我们能够估计致密星周围此类结构的大小，其中最显眼的大小约为 0.3R*，约为罗氏瓣半径。在出口期间，来自高度电离物质的 Fe 发射线的等效宽度，随着 X 射线连续谱的增加而减小。另一方面，Fe Kα 线的等效宽度从近中性 Fe 开始增强。这条线很可能是由于吸积流的 X 射线照射而形成的。当源比 X 射线亮 10 倍并覆盖轨道相位 φ = 0.36 - 0.80 时，进行第二次观察。处于高态的 X 射线光曲线显示下降。这些下降不是由吸收引起的，而是由吸积流的不稳定性引起的。典型的倾角持续时间约为 1000 秒，远长于归因于大质量供体恒星团块星风吸积的时间尺度，但与吸积盘内半径的粘性时间尺度相似。这条线很可能是由于吸积流的 X 射线照射而形成的。当源比 X 射线亮 10 倍并覆盖轨道相位 φ = 0.36 - 0.80 时，进行第二次观察。处于高态的 X 射线光曲线显示下降。这些下降不是由吸收引起的，而是由吸积流的不稳定性引起的。典型的倾角持续时间约为 1000 秒，远长于归因于大质量供体恒星团块星风吸积的时间尺度，但与吸积盘内半径的粘性时间尺度相似。这条线很可能是由于吸积流的 X 射线照射而形成的。当源比 X 射线亮 10 倍并覆盖轨道相位 φ = 0.36 - 0.80 时，进行第二次观察。处于高态的 X 射线光曲线显示下降。这些下降不是由吸收引起的，而是由吸积流的不稳定性引起的。典型的倾角持续时间约为 1000 秒，远长于归因于大质量供体恒星团块星风吸积的时间尺度，但与吸积盘内半径的粘性时间尺度相似。这些下降不是由吸收引起的，而是由吸积流的不稳定性引起的。典型的倾角持续时间约为 1000 秒，远长于归因于大质量供体恒星团块星风吸积的时间尺度，但与吸积盘内半径的粘性时间尺度相似。这些下降不是由吸收引起的，而是由吸积流的不稳定性引起的。典型的倾角持续时间约为 1000 秒，远长于归因于大质量供体恒星团块星风吸积的时间尺度，但与吸积盘内半径的粘性时间尺度相似。