Звезда Пшибыльского | |||
---|---|---|---|
Звезда | |||
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|||
Тип | Пекулярная звезда | ||
Прямое восхождение | 11ч 37м 37.04с | ||
Склонение | -46° 42′ 34.9″ | ||
Расстояние | |||
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 | ||
|
|||
Информация в базах данных | |||
SIMBAD | данные | ||
Координаты:
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.
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.
|coauthors=
(справка) (англ.)Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".
Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.
Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .