Wikipedia

Gwiazda Przybylskiego

szybko zmienna gwiazda typu Ap
Artykuł ten został zgłoszony do umieszczenia na stronie głównej w rubryce „Czy wiesz”.
Pomóż nam go sprawdzić: oceń zgłoszoną nominację.

Gwiazda Przybylskiego[8] (HD 101065, V816 Centauri) – gwiazda w gwiazdozbiorze Centaura. Jest odległa od Słońca o 356 lat świetlnych. Należy do gwiazd osobliwych chemicznie; ma unikalne widmo wzbogacone w metale ziem rzadkich, a zubożone w bardziej powszechne pierwiastki, takie jak żelazo. Duża liczba linii widmowych w jej spektrum nie została zidentyfikowana, nie wiadomo jakie procesy odpowiadają za ich powstanie.

Gwiazda Przybylskiego
Ilustracja
Krzywa blasku Gwiazdy Przybylskiego
Dane obserwacyjne (J2000)
Gwiazdozbiór

Centaur

Rektascensja

11h 37m 37,041s[1]

Deklinacja

−46° 42′ 34,88″[1]

Paralaksa (π)

0,009150 ± 0,000021″[1]

Odległość

356,47 ± 0,83 ly
109,29 ± 0,26 pc

Wielkość obserwowana
(pasmo V)

8,03m[1]

Ruch własny (RA)

−46,673 ± 0,015 mas/rok[1]

Ruch własny (DEC)

34,193 ± 0,018 mas/rok[1]

Prędkość radialna

9,028 ± 0,0004 km/s[1]

Charakterystyka fizyczna
Rodzaj gwiazdy

gwiazda zmienna typu Delta Scuti[1]

Typ widmowy

F8/G0p[1]

Masa

1,525 ± 0,025[2] M☉

Promień

1,90 ± 0,08[3] R☉

Metaliczność [Fe/H]

0,4978[4]

Wielkość absolutna

2,84[a]m

Jasność

7,53 L☉[5]

Okres obrotu

~188 lat[6]

Prędkość obrotu

3,50[7]

Wiek

1,5 ± 0,1[2] mld lat

Temperatura

6620 ± 100[3] K

Charakterystyka orbitalna
Krąży wokół

Centrum Galaktyki

Półoś wielka

7128[5] pc

Mimośród

0,0481[5]

Alternatywne oznaczenia
2MASS: J11373704-4642348
Cordoba Durchmusterung: CD−46 7232
Katalog Henry’ego Drapera: HD 101065
Katalog Hipparcosa: HIP 56709
SAO Star Catalog: SAO 222918
V816 Cen, CPD−46 5445

Widmo

edytuj

W 1961 roku polsko-australijski astronom Antoni Przybylski odkrył, że gwiazda ta ma nietypowe widmo, które nie pasuje do istniejącej klasyfikacji widmowej gwiazd[9][10]. Obserwacje Przybylskiego wykazały niezwykle małą ilość żelaza i niklu w widmie gwiazdy, ale większe ilości nietypowych pierwiastków, takich jak stront, holm, niob, skand, itr, cez, neodym, prazeodym, tor, iterb i uran. Wątpliwość budziło to, czy żelazo w ogóle występuje w tej gwieździe[11]. Współczesne prace pokazują, że żelazo i nikiel są obecne, ale ich zawartość jest o rząd wielkości mniejsza niż w Słońcu; równocześnie zawartość lantanowców i inne rzadko spotykanych pierwiastków jest podwyższona o czynnik 103–104[12].

Wśród linii widmowych wykryto także takie, które odpowiadają pierwiastkom promieniotwórczym, nie mającym stabilnych izotopów. Należą do nich technet i promet. O ile technet ma izotopy o czasie życia rzędu milionów lat i jego obecność w niektórych gwiazdach nie budzi wątpliwości, to najtrwalszy izotop prometu (145Pm) ma czas połowicznego rozpadu równy 17,7 roku i jego obecność wymagałaby stałego uzupełniania przez nieznane procesy[13]. W widmie HD 101065 wykryte zostały także linie spektralne pierwiastków cięższych niż ołów, w tym aktynowców, z których część nie występuje naturalnie na Ziemi. Obserwowane linie przypisano obecności pierwiastków takich jak aktyn (Z=89), protaktyn (91), neptun (93), pluton (94), ameryk (95), kiur (96), berkel (97), kaliforn (98) i einstein (99)[14][15][16]. Ze względu na złożoność atmosfery Gwiazdy Przybylskiego, w której występuje silna aktywność magnetyczna i stratyfikacja, interpretacja widma jest bardzo trudna i dowody na występowanie tam krótkożyciowych aktynowców nie są uznawane za jednoznaczne[17].

Charakterystyka

edytuj

Gwiazda Przybylskiego ma wielkość obserwowaną ok. 8m, przez co nie jest widoczna nieuzbrojonym okiem[1]. Jest to gwiazda osobliwa chemicznie i jednoznaczne przypisanie jej typu widmowego jest trudne ze względu na nietypowe spektrum. Historycznie oceny temperatury i typu widmowego były bardzo różne i wywoływały kontrowersje wśród astronomów[18]. Współcześnie przypisuje się jej typ F8/G0p[1][19]; katalog gwiazd osobliwych chemicznie podaje typ F3 Ho, co podkreśla obecność silnych linii holmu[20]. Gwiazda ma temperaturę ok. 6600 K, promień równy 1,9 promienia Słońca i masę 1,5 M☉[2][3].

Jest to gwiazda zmienna. Była to pierwsza znana magnetycznie aktywna gwiazda osobliwa chemicznie, która przy tym wykazuje szybkie pulsacje (typ roAp), z głównym okresem ok. 12 minut[21][22][18][6]. Charakteryzuje ją także nadzwyczaj powolny obrót wokół osi, trwający co najmniej 43 lata; prawdopodobny rzeczywisty okres obrotu to aż 188 lat. Nie wiadomo, jaki proces odpowiada za wyhamowanie jej rotacji, najczęściej uznaje się, że wynika to z hamowania magnetycznego w początkach istnienia gwiazdy, przed jej wejściem na ciąg główny[6].

Gwiazda ta ma dużą prędkość swoistą, względem sąsiednich gwiazd porusza się z prędkością 23,8 ± 1,9 km/s[23]. Gwiazda nie ma znanych towarzyszek; w jej sąsiedztwie na niebie zaobserwowano inną gwiazdę o wielkości 14m[24], ale rozbieżne wartości paralaksy zmierzone przez sondę Gaia dowodzą, że jest to niezwiązany obiekt tła[4][25].

Hipotezy

edytuj

Dla wyjaśnienia niezwykłych cech tej gwiazdy przedstawiono szereg hipotez. Jedną z nich była obecność bliskiej, niewykrytej gwiazdy neutronowej, która mogłaby bombardować atmosferę Gwiazdy Przybylskiego promieniowaniem gamma, powodując reakcje fotojądrowe lub reakcje z udziałem prędkich neutronów (proces r)[26]. Takiego towarzysza nie wykryto w pomiarach prędkości radialnej[2].

Przybylski w 1975 postulował, że niezwykłe widmo gwiazdy może wiązać się z rozpadem obecnych w niej pierwiastków cięższych od uranu[27]. Jeżeli faktycznie występują tam krótkożyciowe aktynowce[16], to mogą one być produktami rozpadu jeszcze cięższych, hipotetycznie długożyciowych nuklidów z wyspy stabilności. Należą do nich izotopy 298Fl, 304Ubn i 310Ubh. Takie jądra atomowe mogłyby powstać w eksplozji supernowej[28].

Unikalne cechy gwiazdy sprawiły, że jest ona także potencjalnym obiektem zainteresowania poszukiwaczy inteligencji pozaziemskiej[29]. Wiąże się to ze spekulacjami, że cywilizacja technologiczna może pozbywać się odpadów promieniotwórczych, wyrzucając je na gwiazdę[30], bądź też celowo wpływać na widmo gwiazdy, aby zwrócić na siebie uwagę innych[31][32].

Zobacz też

edytuj

Uwagi

edytuj
  1. ↑ Obliczona na podstawie paralaksy i wielkości obserwowanej.

Przypisy

edytuj
  1. ↑ a b c d e f g h i j k V816 Cen w bazie SIMBAD (ang.)
  2. ↑ a b c d D.E. Mkrtichian, A.P. Hatzes, H. Saio, R.R. Shobbrook. The detection of the rich p-mode spectrum and asteroseismology of Przybylski's star. „Astronomy & Astrophysics”. 490 (3), s. 1109–1120, 2008. DOI: 10.1051/0004-6361:200809890. Bibcode: 2008A&A...490.1109M. (ang.). 
  3. ↑ a b c D. Shulyak, T. Ryabchikova, R. Kildiyarova, O. Kochukhov. Realistic model atmosphere and revised abundances of the coolest Ap star HD 101065. „Astronomy and Astrophysics”. 520, s. A88, 2010. DOI: 10.1051/0004-6361/200913750. arXiv:1004.0246. Bibcode: 2010A&A...520A..88S. (ang.). 
  4. ↑ a b A. Vallenari, Gaia, Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties, „Astronomy and Astrophysics”, 674, 2023, A1, DOI: 10.1051/0004-6361/202243940, Bibcode: 2023A&A...674A...1G, arXiv:2208.00211. [wpis w katalogu].
  5. ↑ a b c Anderson, E.; Francis, C.: HIP 56709. [w:] Extended Hipparcos Compilation (XHIP) [on-line]. VizieR, 2012. [dostęp 2024-02-19]. (ang.).
  6. ↑ a b c S. Hubrig i inni, Magnetic and pulsational variability of Przybylski's star (HD 101065), „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 3, 477, 2018, s. 3791, DOI: 10.1093/mnras/sty889, Bibcode: 2018MNRAS.477.3791H, arXiv:1804.07260 (ang.).
  7. ↑ S. Ghazaryan, G. Alecian, A.A. Hakobyan, New catalogue of chemically peculiar stars, and statistical analysis, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 3, 480, 2018, s. 2953, DOI: 10.1093/mnras/sty1912, Bibcode: 2018MNRAS.480.2953G, arXiv:1807.06902 (ang.).
  8. ↑ Bolesław Kuźmiński, Polskie nazwy na mapie świata, Nasza Księgarnia, 1967, s. 149.
  9. ↑ Antoni Przybylski, HD 101065—a G 0 Star with High Metal Content, „Nature”, 4766, 189, 1961, s. 739, DOI: 10.1038/189739a0.
  10. ↑ A. Przybylski, P. Morris Kennedy. The Spectrum of HD 101065. „Publications of the Astronomical Society of the Pacific”. 75 (445), s. 349–353, 1963. DOI: 10.1086/127965. Bibcode: 1963PASP...75..349P. (ang.). 
  11. ↑ A. Przybylski. Is iron present in the atmosphere of HD 101065. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 178 (2), s. 71–84, 1977. DOI: 10.1093/mnras/178.2.71. Bibcode: 1977MNRAS.178...71P. (ang.). 
  12. ↑ C.R. Cowley, T. Ryabchikova, F. Kupka, D.J. Bord i inni. Abundances in Przybylski's star. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 317 (2), s. 299–309, 2000. DOI: 10.1046/j.1365-8711.2000.03578.x. Bibcode: 2000MNRAS.317..299C. (ang.). 
  13. ↑ C.R. Cowley, W.P. Bidelman, S. Hubrig, G. Mathys, D.J. Bord. On the possible presence of promethium in the spectra of HD 101065 (Przybylski's star) and HD 965. „Astronomy and Astrophysics”. 419, s. 1087–1093, 2004. DOI: 10.1051/0004-6361:20035726. (ang.). 
  14. ↑ William P. Bidelman, Tc and Other Unstable Elements in Przybylski's Star, „Cosmic Abundances as Records of Stellar Evolution and Nucleosynthesis in honor of David L. Lambert, ASP Conference Series”, 336, 2005, s. 309-312, Bibcode: 2005ASPC..336..309B.
  15. ↑ Vera F. Gopka, Alexander V. Yushchenko, Angelina V. Shavrina, David E. Mkrtichian, Artie P. Hatzes, Sergey M. Andrievsky, Larissa V. Chernysheva. On the radioactive shells in peculiar main sequence stars: the phenomenon of Przybylski's star. „Proceedings of the International Astronomical Union”. 2004, s. 734–742, 2005. DOI: 10.1017/S174392130500966X. (ang.). 
  16. ↑ a b V.F. Gopka, A.V. Yushchenko, V.A. Yushchenko, I.V. Panov i inni. 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), s. 89–98, 2008-05-15. DOI: 10.3103/S0884591308020049. Bibcode: 2008KPCB...24...89G. (ang.). 
  17. ↑ Jesse Empsak: Oddball star could be home to long-sought superheavy elements. 2017-03-23. [dostęp 2022-05-29]. (ang.).
  18. ↑ a b Don W. Kurtz, HD 101065–Przybylski’s Star: A Most Peculiar Star, „Exotic Stars as Challenges to Evolution, ASP Conference Proceedings”, 279, 2002, s. 351, Bibcode: 2002ASPC..279..351K.
  19. ↑ B.A. Skiff, General Catalogue of Stellar Spectral Classifications, Vizier Online Data Catalog, 2014, Bibcode: 2014yCat....1.2023S (ang.).
  20. ↑ P. Renson, J. Manfroid. Catalogue of Ap, HgMn and Am stars. „Astronomy and Astrophysics”. 498 (3), s. 961, 2009. DOI: 10.1051/0004-6361/200810788. Bibcode: 2009A&A...498..961R. (ang.). 
  21. ↑ D.W. Kurtz. 12.15 Minute Light Variations in Przybylski's Star, HD 101065. „Information Bulletin on Variable Stars”. 1436, s. 1, 1978. Bibcode: 1978IBVS.1436....1K. (ang.). 
  22. ↑ Don Kurtz, Gary Wegner, The nature of Przybylski's star: an Ap star model inferred from the light variations and temperature, „The Astrophysical Journal”, 232, 1979, s. 510–519, DOI: 10.1086/157310, Bibcode: 1979ApJ...232..510K (ang.).
  23. ↑ N. Tetzlaff, R. Neuhäuser, M.M. Hohle. A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 410 (1), s. 190–200, 2011. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x. arXiv:1007.4883. Bibcode: 2011MNRAS.410..190T. (ang.). 
  24. ↑ M. Schöller, S. Correia, S. Hubrig, D. W. Kurtz. Multiplicity of rapidly oscillating Ap stars. „Astronomy & Astrophysics”. 545, s. A38, 2012. DOI: 10.1051/0004-6361/201118538. arXiv:1208.0480. Bibcode: 2012A&A...545A..38S. (ang.). 
  25. ↑ A. Vallenari, Gaia, Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties, „Astronomy and Astrophysics”, 674, 2023, A1, DOI: 10.1051/0004-6361/202243940, Bibcode: 2023A&A...674A...1G, arXiv:2208.00211. [wpis w katalogu].
  26. ↑ V.F. Gopka, O.M. Ul'yanov, S.M. Andrievskii. A hypothesis for explaining the origin of Przybylski’s star (HD 101065). „Physics of Stars and Interstellar Medium”. 24, s. 36–43, 2008. DOI: 10.1007/s11963-008-1005-7. (ang.). 
  27. ↑ Antoni Przybylski, Can the Peculiarities of HD 101065 be Explained by Fission of Transuranium Elements?, „Publications of the Astronomical Society of Australia”, 6, 2, 1975, s. 352-353.
  28. ↑ V.A. Dzuba, J.K. Webb. Isotope shift and search for metastable superheavy elements in astrophysical data. „Physical Review A”. 95 (6), s. 062515, 2017. DOI: 10.1103/PhysRevA.95.062515. arXiv:1703.04250. Bibcode: 2017PhRvA..95f2515D. (ang.). 
  29. ↑ Exoplanets and SETI. W: Jason T. Wright: Handbook of Exoplanets. Springer, Cham, 2018, s. 3405–3412. DOI: 10.1007/978-3-319-55333-7_186. ISBN 978-3-319-55332-0. (ang.).
  30. ↑ D.P. Whitmire, D.P. Wright. Nuclear waste spectrum as evidence of technological extraterrestrial civilizations. „Icarus”. 42 (1), s. 149–156, 1980. DOI: 10.1016/0019-1035(80)90253-5. Bibcode: 1980Icar...42..149W. (ang.). 
  31. ↑ Chapter IX - The Radio Search for Intelligent Extraterrestrial Life. W: Frank D. Drake: Current Aspects of Exobiology. Pergamon, 1965, s. 342-343. DOI: 10.1016/B978-1-4832-0047-7.50015-0. ISBN 978-1-4832-0047-7. (ang.).
  32. ↑ Iosif S. Shklovskii, Carl Sagan: Intelligent Life in the Universe. Holden-Day, 1966, s. 406–407. (ang.).

Linki zewnętrzne

edytuj
Źródło: „https://pl.wikipedia.org/w/index.php?title=Gwiazda_Przybylskiego&oldid=74420076”