Звезда Пшибыльского

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

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
Коды в каталогах 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
Информация в Викиданных ?

История и характеристика

В 1961 году польско-австралийский астроном Антони Пшибыльский^[англ.] обнаружил, что эта звезда имеет своеобразный спектр, который не вписывается в стандартные рамки звёздной классификации^[5]. 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, гольмий 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^[6].

Также в звезде Пшибыльского обнаружены следующие радиоактивные элементы: технеций, прометий, актиний, протактиний, нептуний, плутоний, америций, кюрий, берклий, калифорний, эйнштейний^[7]. Помимо обычных линий Н и К однократно ионизированного кальция (Ca II), в спектре HD 101065 есть сильные линии однократно ионизованных лантаноидов, и этим она похожа на S-звёзды, атмосферы которых обогащены недавно синтезированным веществом, поднявшимся из их недр^[8].

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 килогауссов, 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-звёзд сильны, а в некоторых случаях наблюдается явный избыток железа, чего нет у звезды Пшибыльского^[9]. 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^[10]. Однако, наличие близкого массивного спутника-пульсара не подтверждается современными данными лучевых скоростей звезды.

Быстрые осцилляции

HD 101065 является прототипом звёзд 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 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^[11]. Моделирование расщепления частот позволило определить точные параметры, возраст звезды и величину её магнитного поля.