BP Южного Креста
| BP Южного Креста | |
|---|---|
| Звезда | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|
| Прямое восхождение | 12ч 26м 37,56с[1] |
| Склонение | −62° 46′ 13,16″[1] |
| Расстояние | 3040 пк |
| Видимая звёздная величина (V) | 10,83[2] |
| Созвездие | Южный Крест |
| 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 |
 Информация в Викиданных ? | |
BP Южного Креста (BP Crucis, GX 301-2) — рентгеновская двойная звезда, состоящая из голубого гипергиганта и пульсара.
Двойная система
[править | править код]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
[править | править код]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
[править | править код]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
[править | править код]- ↑ 1 2 van Leeuwen, Floor (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752v1, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357 Note: see VizieR catalogue I/311 Архивировано 5 декабря 2012 года..
- ↑ 1 2 3 4 5 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. — . — arXiv:astro-ph/0607613.
- ↑ 1 2 3 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. — .
- ↑ 1 2 3 4 5 6 7 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. — . — arXiv:1202.3991.
- ↑ 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. — .
- ↑ 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.] : journal. — Springer Nature, 2015. — Vol. 23. — P. 2. — doi:10.1007/s00159-015-0082-6. — . — arXiv:1505.03651.
- ↑ 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. — .
- ↑ N. R.; Ikhsanov; Likh, Yu. S.; Beskrovnaya, N. G. Spin evolution of long-period X-ray pulsars (англ.) // Astronomy Reports[англ.]. — 2014. — Vol. 58, no. 6. — P. 376. — doi:10.1134/S1063772914050035. — . — arXiv:1402.1029.
