Estrella de Przybylski
L'estrella o estel de Przybylski (V816 Centauri)[7] és un estel an la constel·lació de Centaure, Centaurus, de magnitud aparent +8,02. Descoberta per l'astrònom Antoni Przybylski (pronunciat Yibilski) el 1961, és un estel químicament peculiar extrem, amb línies espectrals fortes d'elements lantànids. El seu espectre és similar al d'un estel de tipus S —estrella molt evolucionada amb una atmosfera enriquida per material procedent de la nucleosíntesi interior—, però en altres aspectes s'assembla a un estel de la seqüència principal o a una subgegant.[8]
.svg){kind=small}
Els primers estudis del camp magnètic de l'estel de Przybylski van mostrar un camp magnètic longitudinal en el rang Hz = −2.100 a −2.500 ± 450 g, sense que s'hi trobara una variabilitat significativa en aquest. Mesures posteriors concedeixen la meitat de força al camp magnètic longitudinal, Hz = −1014 ± 72 G. El 1978 s'hi va trobar que l'estel de Przybylski és un estel polsant[9] i és prototip dels estels Ap d'oscil·lacions ràpides (roAp).[10] Observacions de la velocitat radial utilitzant l'espectròmetre HARPS mostren oscil·lacions multiperiòdiques amb dos grups de modes igualment espaiats.[11]
La composició química de l'estel de Przybylski és enigmàtica. Ja el 1974 es van identificar línies espectrals corresponents a 51 elements químics diferents.[12] Posteriors observacions van evidenciar la sobreabundància de lantànids i també van confirmar, amb un grau alt de confiança, la presència de línies de tecneci i de prometi —el període de semidesintegració de les quals és de 17,7 anys—.[13] També es van identificar les línies de tots els elements radioactius amb nombres atòmics entre Z = 84 i Z = 99, a excepció d'àstat i franci. La presència d'aquests elements radioactius de vida tan curta és difícil d'entendre.
S'ha proposat que alguns processos desconeguts, del tipus flamarades o erupcions, tenen lloc en la seva atmosfera.[13] Igualment s'ha suggerit que l'existència d'elements amb Z < 92 és deguda al decaïment radioactiu natural de tori i urani estratificat en l'atmosfera superior.
Una altra possible explicació es relaciona amb el fort camp magnètic, que pot estar en l'origen d'una acceleració significativa de partícules carregades, principalment protons i partícules alfa, que modifiquen el contingut superficial per la interacció amb el material estel·lar.[14]
Malgrat molts anys de recerques, les extraordinàries anomalies químiques de l'estel de Przybylski romanen sense explicació.[11]
Teories peculiars
modificaA causa de les propietats estranyes d'aquest estel, existeixen nombroses teories sobre per què ocorren les rareses. El més interessant d'ells és que l'estel conté alguns núclids transactínids de llarga durada de l'illa d'estabilitat (per exemple, 298Fl, 304Ubn, o el superactínid 310Ubh) i que els actínids de curta durada observats són les filles d'aquests progenitors superpesats, que ocorren en equilibri secular amb els seus pares.
Referències
modifica- ↑ «VizieR Online Data Catalog: Henry Draper Catalogue and Extension, published in Ann. Harvard Obs. 91-100 (1918-1925)» (en anglès). Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College, segle XX.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
- ↑ Oleg Kochukhov «Interferometry of chemically peculiar stars: theoretical predictions versus modern observing facilities» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 23-07-2014, pàg. 1629–1642. DOI: 10.1093/MNRAS/STU1259.
- ↑ Afirmat a: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 2002.
- ↑ 5,0 5,1 «Is iron present in the atmosphere of HD 101065?» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 1r febrer 1977, pàg. 71-84. DOI: 10.1093/MNRAS/178.2.71.
- ↑ «Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system» (en anglès). Astronomy Letters, 11, 11-2006, pàg. 759–771. DOI: 10.1134/S1063773706110065.
- ↑ «V* V816 Cen -- Variable Star of delta Sct type» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 8 gener 2021].
- ↑ Przybylski’s Star (HD 101065). The Internet Encyclopedia of Science
- ↑ Kurtz, D. W. «12.15 Minute Light Variations in Przybylski's Star, HD 101065». Information Bulletin on Variable Stars, 1436, 1, 1978.
- ↑ Hubrig, S.; Kurtz, D. W.; Bagnulo, S.; Szeifert, T.; Schöller, M.; Mathys, G.; Dziembowski, W. A. «Measurements of magnetic fields over the pulsation cycle in six roAp stars with FORS 1 at the VLT». Astronomy and Astrophysics, 415, 2004. pp. 661-669.
- ↑ 11,0 11,1 Mkrtichian, D. E.; Hatzes, A. P. «HD 101065, the Most Peculiar Star: First Results from Precise Radial Velocity Study». Journal of Astrophysics and Astronomy, 26, 2005. pp. 185-191.
- ↑ Wegner, G.; Petford, A. D. «Abundance analysis of Przybylski's star (HD 101065)». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 168, 1974. pp. 557 - 575.
- ↑ 13,0 13,1 Cowley, C. R.; Bidelman, W. P.; Hubrig, S.; Mathys, G.; Bord, D. J. «On the possible presence of promethium in the spectra of HD 101065 (Przybylski's star) and HD 965». Astronomy and Astrophysics, 419, 2004. pp. 1087-1093.
- ↑ Goriely, S. «Nucleosynthesis by accelerated particles to account for the surface composition of HD 101065». Astronomy and Astrophysics, 466, 2, 2007. pp. 619-626.