| 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.
Быстрые осцилляции
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
- 1 2 3 4 5 6 Object and Aliases. NASA/IPAC/NExSci Star & Exo Planet Observations. Архивировано 5 мая 2012 года. (англ.)
- 1 2 Kurtz, D.W. Information Bulletin on Variable Stars, vol 1436, 1978 (англ.)
- 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.)
- ↑ Из видимой звёздной величины и параллакса
- ↑ 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. Используется устаревший параметр
|coauthors=(справка) (англ.) - ↑ Gopka, V. F.; Yushchenko, A. V.; Yushchenko, V. A.; Panov, I. V.; Kim, Ch. (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. Bibcode:2008KPCB...24...89G. DOI:10.3103/S0884591308020049.
- ↑ Przybylski's Most Unusual Star. C. Cowley. Архивировано 5 мая 2012 года. (англ.)
- ↑ Przybylski's Star (HD 101065). Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. Архивировано 5 мая 2012 года. (англ.)
- ↑ A hypothesis for explaining the origin of Przybylski’s star (HD 101065). V. F. Gopka, O. M. Ul’yanov and S. M. Andrievskii. (англ.)
- ↑ 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.
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 .