HD 101065
HD 101065Ascensiunea dreaptă | 11 h 37 m 37.04110 s |
---|---|
Declinaţie | −46 ° 42 ′ 34.8754 ″ |
Constelaţie | Centaur |
Magnitudine aparentă | 8.02 |
Locație în constelație: Centaur | |
Tipul spectral | F8p |
---|---|
Indicele UB | 0,2 |
Indicele BV | 0,76 |
Variabilitate | roAp |
Viteza radială | +10,2 km / s |
---|---|
Mișcare curată |
μ α = -46.757 mase / a μ δ = +34.024 mase / a |
Parallax | 9,192 0 ± 0,034 3 mas |
Distanţă | 108.790 3 ± 0.406 buc (∼355 al ) |
Masa | 4,0 ± 0,1 M ☉ |
---|---|
Greutatea suprafeței (log g) | 4.2 |
Temperatura | 6600 K |
Vârstă | 56,6 ± 27,9 M a |
Alte denumiri
V816 Cen , CD -46 7232, CPD -46 5445, HD 101065 , SAO 222918, HIP 56709
HD 101065 , informal cunoscut sub numele de steaua Przybylski , este un subgiant particular chimic la constelația de Centaur situat ~ 355 Al (~ 109 pc ) al Soarelui ( paralaxa 9,19 ± 0,03 milisecunde arc ). Este prototipul stelelor Ap cu oscilație rapidă (roAp).
În 1961, astronomul australian Antoni Przybylski a descoperit că spectrul acestei stele nu se potrivește cu niciun tip spectral standard.
HD 101065 este în mod clar o stea de tip Ap , care ar fi confirmată și de prezența unui câmp magnetic de -1408 ± 50 gauss .
HD 101065 este, de asemenea, prototipul stelelor Ap oscilante rapide (roAp). În 1978, DW Kurtz care numește această stea „steaua magnetică Holmium” a descoperit o perioadă de 12,15 minute și o amplitudine de 0,01 până la 0,02 mag.
Comparativ cu vecinii săi, HD 101065 are o auto-mișcare rapidă de 23,8 ± 1,9 km s −1 .
Steaua lui Przybylski se caracterizează printr-o sub-abundență clară de fier și nichel și o supra-abundență neobișnuită a mai multor elemente precum:
Rețineți că raportul izotopic 6 Li / 7 Li (litiu) este de 0,3 (abundență de 6 Li: 23%, față de 7,5% pe Pământ ), ceea ce sugerează producerea prin spalare pe suprafața stelei.
Potrivit unui studiu publicat în 2008, liniile corespunzătoare următoarelor actinide au fost identificate în spectrul de absorbție al stelei lui Przybylski:
Cele maxime de înjumătățire plasmatică sunt cele mai puțin izotopului instabil pentru fiecare element, publicat de (Agenția Internațională pentru Energie Atomică) al AIEA
Steaua lui Przybylski a produs recent aceste actinide observate în spectrul de absorbție, deoarece timpul lor de înjumătățire este scurt. De exemplu, cea mai lungă perioadă de înjumătățire pentru einsteiniu este de 471,7 zile pentru izotopul 252 Es. Pentru a produce acești nuclizi grei, procesul r necesită o sursă de neutroni suficient de intensă pentru ca nucleele să absoarbă mai mult de patru neutroni înainte de a emite o particulă beta , iar fuziunea nucleară necesită nuclee suficient de grele suficient de accelerate pentru a depăși repulsia lor electrostatică (de exemplu, razele cosmice ).
Dacă aceste elemente instabile sunt produse adânc în interiorul stelei, convecția foarte rapidă trebuie să le aducă la suprafață înainte de a se descompune astfel încât să fie încă suficient de abundente pentru a fi detectate. Cu toate acestea, stelele de tip Ap chimic specifice au un câmp magnetic puternic și o viteză de rotație destul de mică. Câmpurile lor magnetice în general înalte împiedică omogenizarea chimică prin convecție între diferitele straturi ale acestor stele.
O mulțime de neutroni , raze gamma , precum și electroni și nuclei atomici foarte accelerați precum razele cosmice care lovesc atmosfera stelei lui Przybylski ar spala litiu și alți neutroni cu o mulțime de raze X și raze gamma secundare, precum și prin fuziunea nucleară a nucleelor elemente mai grele. O convecție rapidă cu straturile profunde ale stelei nu ar mai fi necesară și absența convecției ar favoriza menținerea elementelor produse în atmosfera externă unde absorb lumina emisă de straturile inferioare și unde propriile lor emisii sunt puțin absorbite ..
O supernova din apropiere produce o mulțime de neutroni și nuclei atomici care sunt foarte accelerați ca raze cosmice . Pentru a rămâne suficient einsteinium pentru a o detecta, această supernovă trebuia să fie recentă (mai mică de 50 de ani). Acum, la aproximativ 410 ani-lumină distanță , cel mai probabil ar fi fost vizibil cu ochiul liber, cu excepția cazului în care ar fi fost ascuns în spatele multor prafuri. Steaua lui Przybylski ar fi trebuit să fie foarte aproape de supernovă și ar fi dobândit, de asemenea, o viteză mare.
Un jet sau discul care acumulează o stea de neutroni sau o gaură neagră din apropiere poate produce neutroni , raze gamma, precum și electroni foarte accelerați și nuclei atomici precum raze cosmice . Mai luminoasă stea neutronică sau gaură neagră este mai ușor de a ascunde decât o supernovă și poate produce radiații în mod continuu.
Potrivit lui VF Gopka, OM Ulyanov, SM Andrievsky, o stea de neutroni al cărei plan de orbită este aproape perpendicular pe linia noastră de vedere de lângă steaua lui Przybylski ar fi nedetectabilă ( viteza radială prea mică pentru a fi detectată de efectul Doppler și lumina înecată în cea a sub-gigant). Stea neutronica ar emite raze gamma suficient de energic pentru a smulge neutroni din nucleele, precum si electroni suficient de energic pentru a forma neutronii prin coliziunea cu protoni . Acești neutroni ar alimenta un proces r.
Poate că steaua lui Przybylski ar fi un obiect Thorne-Żytkow cu masă redusă, rezultat din fuziunea unei stele de neutroni cu o stea mică sau o planetă mare gazoasă.