Звезда Пшибыльского

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Звезда Пшибыльского
Звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Пекулярная звезда
Прямое восхождение 11ч 37м 37.04с
Склонение -46° 42′ 34.9″
Расстояние

410,08±48,64 св. года (125,79±14,92 пк)

[1]
Видимая звёздная величина (V) Vmax = +8.02m, Vmin = +7.99m, P = 0.0084306 д[2]
Созвездие Центавр
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 10.2[3] км/c
Собственное движение (μ) RA: -47.30[3] mas в год
Dec: 33.93[3] mas в год
Параллакс (π) 7.9 ± 51.07[3] mas
Абсолютная звёздная величина (V) Vmax = 2.52m, Vmin = 2.49m, P = 0.0084306 д[4]
Характеристики
Спектральный класс B5p [3]
Показатель цвета (B − V) 0.762 [1]
Показатель цвета (U − B) 0.20 [3]
Физические характеристики
Масса 0.87 [1] M
Радиус 3.46±0.64 [1] R
Температура 5 380.00±100[1] K
Светимость 8.985±2.699 [1] L
Металличность 630% [3]
Свойства roAp-звезда
Другие обозначения
Звезда Пшибыльского
HD 101065, HIC 56709, HIP 56709, PPM 316598, SAO 222918, 2MASS J11373704-4642348, CD -46 7232, CPD -46 5445, GCRV 62619, GSC 08215-01532, PLX 2691.01, TYC 8215-1532-1, UBV 10485, uvby98 100101065 V
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных ?

КоординатыSky map 11ч 37м 37.04с -46° 42′ 34.9″

Звезда Пшибыльского (HD 101065) — пекулярная звезда, которая находится на расстоянии примерно в 410 световых лет от Солнца в созвездии Центавра.

В 1961 году польско-австралийский астроном Антонин Пшибыльский обнаружил, что эта звезда имеет своеобразный спектр, который не вписывается в стандартные рамки звездной классификации. Наблюдения Пшибыльского показывали необычно низкое количество железа и никеля в спектре звезды и большое количество редких элементов, таких как стронций, ниобий, скандий, иттрий, цезий, неодим, празеодим, торий, иттербий и уран. В первое время Пшибыльский сомневался, что железо вообще присутствует в спектре. Современные работы показывает, что элементы группы железа всё же присутствуют в количествах несколько ниже нормы, но также ясно, что количество лантаноидов и других экзотических элементов крайне избыточно. В результате эти пекулярные звезды выделены в отдельный класс Ap-звёзд[5].

Также в звезде Пшибыльского обнаружены следующие радиоактивные элементы: технеций, прометий, актиний, протактиний, нептуний, плутоний, америций, кюрий, берклий, калифорний, эйнштейний[6].

Звезда Пшибыльского, по-видимому, — звезда главной последовательности или субгигант. Помимо обычных линий однократно ионизированного кальция (Ca II) Н и К, в спектре HD 101065 есть сильные линии однократно ионизованных лантаноидов, и этим она похожа на S-звезды, атмосферы которых обогащены недавно синтезированным веществом, поднявшимся из их недр[7].

Для объяснения необычных свойств звезды Пшибыльского было предложено несколько гипотез. Первая — что это холодная экстремальная звезда класса Ар. Эта теория подтверждается в связи с открытием у HD 101065 магнитного поля напряжённостью в несколько килогаусс, чем она похожа на многие другие Ар-звёзды. Однако одна из нерешенных трудностей в интерпретации HD 101065 как звезды класса Ар заключается в том, что её спектр не похож на спектр других Ар-звёзд. Линии нейтрального и ионизированного железа в спектрах Ар-звезд сильны, а в некоторых случаях наблюдается явный избыток железа, чего нет у звезды Пшибыльского[8]. В 2008 году украинскими учёными была предложена другая гипотеза для объяснения свойств звезды Пшибыльского. Её авторы утверждают, что у звезды есть спутник — пульсар. Под влиянием его рентгеновского и электрон-позитронного излучения в атмосфере звезды Пшибыльского идут термоядерные реакции. В результате этого тяжёлые элементы, которые обычно образуются только при взрывах сверхновых, в этой звезде синтезируются в верхних слоях атмосферы[9]. Однако, наличие близкого массивного спутника-пульсара не подтверждается современными данными лучевых скоростей звезды.

Быстрые осцилляции[править | править код]

HD 101065 является прототипом звезд класса roAp. В 1978 году по фотометрическим наблюдениям было обнаружено, что звезда пульсирует с периодом 12,15 мин[2]. По прецизионным измерениям лучевых скоростей звезды полученных со спектрометром HARPS на 3.6 метровом телескопе Южно-Европейской Обсерватории был открыт мульти-периодический спектр пульсаций, показывающий расстояние между частотами пульсаций характерное для высоко-обертонных акустических колебаний[10]. Моделирование расщепления частот позволило определить точные параметры и возраст звезды и величину ее магнитного поля.

Примечания[править | править код]

  1. 1 2 3 4 5 6 Object and Aliases. NASA/IPAC/NExSci Star & Exo Planet Observations. Архивировано 5 мая 2012 года. (англ.)
  2. 1 2 Kurtz, D.W. Information Bulletin on Variable Stars, vol 1436, 1978 (англ.)
  3. 1 2 3 4 5 6 7 V* V816 Cen -- Variable Star. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архивировано 5 мая 2012 года. (англ.)
  4. Из видимой звёздной величины и параллакса
  5. Przybylski, A.; Kennedy, P. M. (1963). «The Spectrum of HD 101065». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 74 (445): 349–353. DOI:10.1086/127965. (англ.)
  6. (15 May 2008) «Identification of absorption lines of short half-life actinides in the spectrum of Przybylski’s star (HD 101065)». Kinematics and Physics of Celestial Bodies 24 (2): 89–98. DOI:10.3103/S0884591308020049. Bibcode2008KPCB...24...89G.
  7. Przybylski's Most Unusual Star. C. Cowley. Архивировано 5 мая 2012 года. (англ.)
  8. Przybylski's Star (HD 101065). Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. Архивировано 5 мая 2012 года. (англ.)
  9. A hypothesis for explaining the origin of Przybylski’s star (HD 101065). V. F. Gopka, O. M. Ul’yanov and S. M. Andrievskii. (англ.)
  10. D. E. Mkrtichian, A. P. Hatzes, H. Saio, R. R. Shobbrook [http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A&A...490.1109M The detection of the rich p-mode spectrum and asteroseismology of Przybylski's star] (англ.) // Astronomy & Astrophysics. — 2008-09-17. — Vol. 490, iss. 3. — P. 1109–1120. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — DOI:10.1051/0004-6361:200809890.