Звезда Пшибыльского

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Звезда Пшибыльского
Звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Пекулярная звезда
Прямое восхождение 11ч 37м 37,04с
Склонение −46° 42′ 34,90″
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
 • прямое восхождение -47,30[3] mas в год
 • склонение 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]
Спектральные характеристики
Спектральный класс B5p [3]
Показатель цвета
 • B−V 0.762 [1]
 • 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
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных ?

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 показывают, 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 нерешённых 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 мультипериодический спектр пульсаций, показывающий расстояние между частотами пульсаций, характерное для высоко-обертонных акустических колебаний[10]. Моделирование расщепления частот позволило определить точные параметры, возраст звезды и величину её магнитного поля.

Примечания[править | править код]

  1. 1 2 3 4 5 6 Object and Aliases (англ.) (недоступная ссылка). NASA/IPAC/NExSci Star & Exo Planet Observations. Архивировано 5 мая 2012 года.
  2. 1 2 Kurtz, D.W. Information Bulletin on Variable Stars, vol 1436, 1978 (англ.) (недоступная ссылка). Дата обращения: 4 августа 2010. Архивировано 3 октября 2018 года.
  3. 1 2 3 4 5 6 7 V* V816 Cen -- Variable Star (англ.). SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архивировано 5 мая 2012 года.
  4. Из видимой звёздной величины и параллакса
  5. Przybylski, A.; Kennedy, P. M. The Spectrum of HD 101065 (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.). — 1963. — Vol. 74, no. 445. — P. 349—353. — doi:10.1086/127965. (англ.)
  6. Gopka, V. F.; Yushchenko, A. V.; Yushchenko, V. A.; Panov, I. V.; Kim, Ch. Identification of absorption lines of short half-life actinides in the spectrum of Przybylski’s star (HD 101065) (англ.) // Kinematics and Physics of Celestial Bodies : journal. — 2008. — 15 May (vol. 24, no. 2). — P. 89—98. — doi:10.3103/S0884591308020049. — Bibcode2008KPCB...24...89G.
  7. Przybylski's Most Unusual Star (англ.) (недоступная ссылка). C. Cowley. Архивировано 5 мая 2012 года.
  8. Przybylski's Star (HD 101065) (англ.). Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. Архивировано 5 мая 2012 года.
  9. A hypothesis for explaining the origin of Przybylski’s star (HD 101065) (англ.) (недоступная ссылка — история ). V. F. Gopka, O. M. Ul’yanov and S. M. Andrievskii.
  10. D. E. Mkrtichian, A. P. Hatzes, H. Saio, R. R. Shobbrook. The detection of the rich p-mode spectrum and asteroseismology of Przybylski's star (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2008-09-17. — Vol. 490, iss. 3. — P. 1109—1120. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — doi:10.1051/0004-6361:200809890.