BP Южного Креста

Эта статья находится на начальном уровне проработки, в одной из её версий выборочно используется текст из источника, распространяемого под свободной лицензией
Материал из энциклопедии Руниверсалис
BP Южного Креста
Звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 12ч 26м 37.561с[1] −62° 46′ 13.16″[1]
Склонение 12ч 26м 37.561с[1] −62° 46′ 13.16″[1]
Расстояние 3040 пк
Видимая звёздная величина (V) 10,83[2]
Астрометрия
Собственное движение
 • прямое восхождение −4,427[3] mas в год
 • склонение −0,379[3] mas в год
Параллакс (π) 0,34 ± 0,75 [3] mas
Абсолютная звёздная величина (V) −7,47[4]
Спектральные характеристики
Спектральный класс B1 Ia+[4]
Показатель цвета
 • B−V +1,76[2]
 • U−B +0,42[2]
Переменность ell + X-ray[5]
Физические характеристики
Масса 43[4] M⊙
Радиус 70[4] R⊙
Температура 18 100[4] K
Светимость 470 000[4] L⊙
Вращение 55 км/с[4]
Коды в каталогах
BP Cru, Hen 3-788, Wray 977, 2MASS J12263756-6246132, GX 301-2, AAVSO 1221-62
Информация в базах данных
SIMBAD данные

BP Южного Креста (BP Crucis, GX 301-2) — рентгеновская двойная звезда, состоящая из голубого гипергиганта и пульсара.

Двойная система

BP Южного Креста считается оптическим аналогом рентгеновского источника GX 301-2. Двойная система состоит из массивного гипергиганта и нейтронной звезды на орбите с высоким эксцентриситетом с периодом 41,5 суток. Расстояние до объекта по оценкам составляет от 3 до 4 кпк. Звезда испытывает сильное покраснение: в полосе K инфракрасная звёздная величина составляет 5,72.[2]

От гипергиганта к пульсару происходит перенос массы, которая накапливается в виде аккреционного диска. При таком процессе возникает циклотронный эффект при энергии электронов от 37 до 48 кэВ.

Переменность

Система проявляет признаки переменности как в оптическом, так и в рентгеновском диапазонах спектра. Хотя затмения не наблюдаются, светимость в рентгеновском диапазоне меняется при движении объектов по взаимной орбите, при этом в перицентре происходят мощные рентгеновские вспышки.[6] Оптическая переменность наблюдается с амплитудой до 0,08 звёздной величины. Такая переменность считается связанной с эллипсоидальными изменениями видимой поверхности при вращении гипергиганта, а также с переменностью типа Альфы Лебедя. Собственный псевдопериод составляет 11,9 суток, также присутствуют малые вариации, соответствующие орбитальному периоду.[7]

Свойства

BP Южного Креста приблизительно в 43 раза массивнее Солнца, также она является одной из наиболее мощных из известных звёзд в Галактике, оценка болометрической светимости в 470 тысяч раз превосходит светимость Солнца, радиус равен 70 радиусам Солнца.

Нейтронная звезда, вероятно, принадлежит к типу массивных нейтронных звёзд, её масса оценивается как минимум в 1,85 массы Солнца Вероятно, масса также не превосходит 2,5 массы Солнца, что является теоретическим пределом, полученным из уравнения состояния для нейтронной звезды.[2] Пульсар имеет период вращения 685 секунд, но проявляет признаки сильного замедления вследствие наличия магнитного поля, а также признаки нерегулярного ускорения вследствие взаимодействия с аккреционным диском. По расчётам медленно вращающаяся нейтронная звезда может быть приведена в состояние с текущим темпом вращения при взаимодействии с аккреционным диском всего за десять лет.[8]

Примечания

  1. ↑ 1,0 1,1 van Leeuwen, Floor (November 2007), Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics Т. 474 (2): 653–664, DOI 10.1051/0004-6361:20078357  Note: see VizieR catalogue I/311 Архивировано 5 декабря 2012 года..
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 L.; Kaper; Van Der Meer, A.; Najarro, F. VLT/UVES spectroscopy of Wray 977, the hypergiant companion to the X-ray pulsar GX301-2 (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2006. — Vol. 457, no. 2. — P. 595. — doi:10.1051/0004-6361:20065393. — Bibcode: 2006A&A...457..595K. — arXiv:astro-ph/0607613.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 Gaia Collaboration. VizieR Online Data Catalog: Gaia DR1 (Gaia Collaboration, 2016) (итал.) // VizieR On-line Data Catalog: I/337. Originally published in: Astron. Astrophys : diario. — 2016. — V. 1337. — Bibcode: 2016yCat.1337....0G.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 4,6 Clark, J. S.; Najarro, F.; Negueruela, I.; Ritchie, B. W.; Urbaneja, M. A.; Howarth, I. D. On the nature of the galactic early-B hypergiants (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2012. — Vol. 541. — P. A145. — doi:10.1051/0004-6361/201117472. — Bibcode: 2012A&A...541A.145C. — arXiv:1202.3991.
  5. ↑ N. N.; Samus; Durlevich, O. V. et al. VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013) // VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally published in: 2009yCat....102025S. — 2009. — Т. 1. — Bibcode: 2009yCat....102025S.
  6. ↑ Roland; Walter; Lutovinov, Alexander A.; Bozzo, Enrico; Tsygankov, Sergey S. High-mass X-ray binaries in the Milky Way. A closer look with INTEGRAL (англ.) // The Astronomy and Astrophysics Review  (англ.) (рус. : journal. — Springer Nature, 2015. — Vol. 23. — P. 2. — doi:10.1007/s00159-015-0082-6. — Bibcode: 2015A&ARv..23....2W. — arXiv:1505.03651.
  7. ↑ A. M.; Van Genderen; Sterken, C. Orbital effects on the light curves of eta Car, BP Cru, and Other Eccentric Binaries (англ.) // Information Bulletin on Variable Stars : journal. — 2007. — Vol. 5782. — P. 1. — Bibcode: 2007IBVS.5782....1V.
  8. ↑ N. R.; Ikhsanov; Likh, Yu. S.; Beskrovnaya, N. G. Spin evolution of long-period X-ray pulsars (англ.) // Astronomy Reports  (англ.) (рус.. — 2014. — Vol. 58, no. 6. — P. 376. — doi:10.1134/S1063772914050035. — Bibcode: 2014ARep...58..376I. — arXiv:1402.1029.

Ссылки

Источник — https://xn--h1ajim.xn--p1ai/index.php?title=BP_Южного_Креста&oldid=18477419