Estrella en la constelación de Centauro
La estrella de Przybylski (pronunciada o ), o HD 101065 , es una estrella Ap que oscila rápidamente a aproximadamente 356 años luz (109 parsecs ) del Sol en la constelación austral de Centauro . Tiene un espectro único que muestra una sobreabundancia de la mayoría de los elementos de tierras raras , incluidos algunos isótopos radiactivos de vida corta , pero una escasez de elementos más comunes como el hierro.
Historial de observación
En 1961, el astrónomo polaco-australiano Antoni Przybylski descubrió que esta estrella tenía un espectro peculiar que no encajaría en el marco estándar de clasificación estelar . [14] [15] Las observaciones de Przybylski indicaron cantidades inusualmente bajas de hierro y níquel en el espectro de la estrella , pero cantidades más altas de elementos inusuales como estroncio , holmio , niobio , escandio , itrio , cesio , neodimio , praseodimio , torio , iterbio y uranio . De hecho, al principio Przybylski dudó que el hierro estuviera presente en el espectro. Los trabajos modernos muestran que los elementos del grupo del hierro tienen una abundancia algo inferior a lo normal, pero está claro que los lantánidos y otros elementos exóticos son muy abundantes. [7]
La estrella de Przybylski posiblemente también contenga muchos elementos actínidos diferentes de vida corta , siendo teóricamente detectados actinio , protactinio , neptunio , plutonio , americio , curio , berkelio , californio y einstenio . [16] El isótopo de einstenio más longevo conocido tiene una vida media de sólo 472 días, aunque según el astrofísico Stéphane Goriely, la evidencia de tales actínidos no es sólida, ya que "la atmósfera estelar de Przybylski es altamente magnética , estratificada y químicamente peculiar". , por lo que la interpretación de su espectro sigue siendo extremadamente compleja [y] la presencia de tales núcleos aún está por confirmar". [17] Además, Vera F. Gopka, autora principal de los estudios sobre actínidos, admite que "las posiciones de las líneas de los elementos radiactivos buscados se visualizaron simplemente en el espectro sintético como marcadores verticales porque no hay datos atómicos para estas líneas excepto sus longitudes de onda . [18] Desde entonces, los espectros característicos de los isótopos de einstenio se han analizado exhaustivamente de forma experimental (en 2021), [19] aunque actualmente no hay ninguna investigación publicada que confirme si las firmas teorizadas de einstenio propuestas para encontrar en el espectro de la estrella coinciden con los resultados determinados en laboratorio. .
Los elementos radiactivos verificablemente identificados en esta estrella incluyen tecnecio y prometio . [16] Mientras que los isótopos de tecnecio más longevos conocidos tienen una vida media de millones de años, el isótopo de prometio más longevo conocido tiene una vida media de sólo 17,7 años; para que siga presente en cantidades mensurables, algún proceso debe reponerlo constantemente.
Ha habido muchos intentos de asignar una clase espectral convencional a esta estrella. El catálogo Henry Draper otorga una clase de B5. Un análisis más detallado cuando se descubrió la naturaleza inusual de la estrella estimó una clase de F8 o G0. Estudios posteriores dieron clases de F0 o F5 a G0. [4] Se considera probable que sea una estrella de secuencia principal con una temperatura algo más alta que la del Sol , pero con sus líneas espectrales fuertemente cubiertas por la extrema abundancia de ciertos metales. [20] Un catálogo de estrellas químicamente peculiares da el tipo F3 Ho, lo que indica una estrella Ap con una clase espectral aproximada de F3 y fuertes líneas de holmio . [5]
En comparación con las estrellas vecinas, HD 101065 tiene una velocidad peculiar alta de23,8 ± 1,9 kilómetros por segundo . [21]
Hipótesis
Debido a las extrañas propiedades de esta estrella, existen numerosas hipótesis sobre por qué ocurren estas rarezas. Una de esas teorías es que la estrella contiene algunos nucleidos de vida larga de la isla de estabilidad (como 298 Fl o 304 Ubn ) y que los actínidos de vida corta observados son hijos de estos progenitores y se encuentran en equilibrio secular con sus padres. [22] [23]
Se sugirió que el viento estelar procedente de una estrella de neutrones cercana podría producir los elementos radiactivos observados, pero las mediciones posteriores de la velocidad radial parecieron excluir esta posibilidad. [24] Más recientemente se ha propuesto que un compañero puede estar presente pero es imposible observarlo con métodos de velocidad radial si orbita en el plano del cielo. En ese caso, todavía se puede detectar, ya que también produciría deuterio , [25] pero hasta ahora no se ha encontrado espectroscópicamente ningún deuterio. [26]
La estrella de Przybylski ha atraído ocasionalmente la atención como candidata SETI [24] en la medida en que se alinea con la especulación de que una especie tecnológica puede salar la fotosfera de su estrella con elementos inusuales, ya sea para señalar su presencia a otras civilizaciones [27] [28] o para deshacerse de los residuos nucleares . [29]
Propiedades
Con una masa de aproximadamente 1,5 M ☉ y una edad de alrededor de 1.500 millones de años, se calcula que HD 101065 se encuentra justo al final de su vida de secuencia principal . Brilla con una luminosidad bolométrica de aproximadamente 5,6 L ☉ a una temperatura efectiva de6.131 mil . Tiene una velocidad de rotación proyectada muy lenta para una estrella caliente de secuencia principal de apenas3,5 kilómetros por segundo . Las observaciones de su campo magnético sugieren un posible período de rotación de unos 188 años, aunque se considera un valor mínimo probable. [7] Se ha publicado un índice de metalicidad ([Fe/H]) de −2,40, lo que sugiere niveles de metales de solo un pequeño porcentaje de los del Sol, pero este valor único no representa adecuadamente la composición química que se muestra en el espectro único de la estrella. Los niveles de algunos otros metales derivados del espectro son miles de veces más altos que en el Sol. [11] Además, debido a que las peculiaridades químicas de las estrellas Ap se deben en gran medida a la estratificación de elementos permitida por una rotación muy lenta, la metalicidad publicada probablemente tampoco representa la proporción de elementos pesados en toda la estrella. [7]
HD 101065 es el prototipo de estrella de la clase de estrellas variables de estrella Ap (roAP), de rápida oscilación. En 1978, se descubrió que pulsaba fotométricamente con un período de 12,15 min. [30]
También se había detectado una posible compañera, una estrella de magnitud 14 (en infrarrojo) a 8 segundos de arco de distancia. Esto podría haber significado una separación de sólo1.000 AU (0,02 años luz); [31] sin embargo, Gaia Data Release 2 sugiere que si bien esas dos estrellas nos parecen separadas por un ángulo muy cercano, la distancia real que nos separa de esta segunda estrella es890 ± 90 años luz , que es más del doble de la distancia a la estrella de Przybylski. [32]
Referencias
- ^ Kurtz, Don; Wegner, Gary (septiembre de 1979). "La naturaleza de la estrella de Przybylski: un modelo de estrella Ap inferido de las variaciones de luz y temperatura". La revista astrofísica . 232 : 510–519. Código bibliográfico : 1979ApJ...232..510K. doi :10.1086/157310.
- ^ abcdefghi Vallenari, A.; et al. (Colaboración Gaia) (2023). "Gaia Data Release 3. Resumen del contenido y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Código Bib : 2023A y A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875. Registro Gaia DR3 para esta fuente en VizieR .
- ^ ab Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus + 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B/GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat....102025S . 1 : B/gcvs. Código Bib : 2009yCat....102025S.
- ^ ab Skiff, BA (octubre de 2014). "Catálogo general de clasificaciones espectrales estelares". Catálogo de datos en línea de Vizier . Código Bib : 2014yCat....1.2023S.
- ^ ab Renson, P.; Manfroide, J. (2009). "Catálogo de estrellas Ap, Hg Mn y Am". Astronomía y Astrofísica . 498 (3): 961. Código bibliográfico : 2009A&A...498..961R. doi : 10.1051/0004-6361/200810788 .
- ^ ab Wegner, G. (1976). "Sobre el enrojecimiento y la temperatura efectiva de HD 101065". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 177 : 99-108. Código bibliográfico : 1976MNRAS.177...99W. doi : 10.1093/mnras/177.1.99 .
- ^ ABCDE Hubrig, S.; Järvinen, SP; Madej, J.; Bychkov, VD; Ilyin, I.; Schöller, M.; Bychkova, LV (2018). "Variabilidad magnética y pulsacional de la estrella de Przybylski (HD 101065)". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 477 (3): 3791. arXiv : 1804.07260 . Código Bib : 2018MNRAS.477.3791H. doi : 10.1093/mnras/sty889 . S2CID 55698015.
- ^ Gontcharov, GA (2006). "Recopilación Pulkovo de velocidades radiales para 35 495 estrellas Hipparcos en un sistema común". Cartas de Astronomía . 32 (11): 759–771. arXiv : 1606.08053 . Código Bib : 2006AstL...32..759G. doi :10.1134/S1063773706110065. S2CID 119231169.
- ^ Shulyak, D.; Ryabchikova, T.; Kildiyarova, R.; Kochukhov, O. (2010). "Ambiente de modelo realista y abundancias revisadas de la estrella Ap más genial HD 101065". Astronomía y Astrofísica . 520 : A88. arXiv : 1004.0246 . Código Bib : 2010A y A...520A..88S. doi :10.1051/0004-6361/200913750. S2CID 53538833.
- ^ Przybylski, A. (enero de 1977). "¿Hay hierro presente en la atmósfera de HD 101065?". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 178 (2): 71–84. Código bibliográfico : 1977MNRAS.178...71P. doi : 10.1093/mnras/178.2.71 .
- ^ ab Ghazaryan, S.; Alecian, G.; Akobian, AA (2018). "Nuevo catálogo de estrellas químicamente peculiares y análisis estadístico". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 480 (3): 2953. arXiv : 1807.06902 . Código Bib : 2018MNRAS.480.2953G. doi : 10.1093/mnras/sty1912 .
- ^ Mkrtichian, DE; Hatzes, AP; Saio, H.; Shobbrook, RR (2008). "La detección del rico espectro en modo p y la astrosismología de la estrella de Przybylski". Astronomía y Astrofísica . 490 (3): 1109-1120. Código Bib : 2008A y A... 490.1109M. doi : 10.1051/0004-6361:200809890 .
- ^ "V* V816 Cent". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 6 de junio de 2008 .
- ^ Przybylski, A.; Kennedy, P. Morris (agosto de 1963). "El espectro de HD 101065". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 75 (445): 349–353. Código bibliográfico : 1963PASP...75..349P. doi : 10.1086/127965 .
- ^ Powell, CS; Wright, J. (30 de junio de 2017). "La estrella más extraña (y la segunda más extraña) de la galaxia". Descubrir . Consultado el 12 de diciembre de 2022 .
- ^ ab Gopka, VF; Yushchenko, AV; Yushchenko, VA; Panov, IV; Kim, cap. (15 de mayo de 2008). "Identificación de líneas de absorción de actínidos de vida media corta en el espectro de la estrella de Przybylski (HD 101065)". Cinemática y Física de los Cuerpos Celestes . 24 (2): 89–98. Código Bib : 2008KPCB...24...89G. doi :10.3103/S0884591308020049. S2CID 120526363.
- ^ Jesse Empsak (23 de marzo de 2017). "La estrella extraña podría albergar elementos superpesados largamente buscados". Nuevo científico . Consultado el 29 de mayo de 2022 .
- ^ Gopka, VF; Yushchenko, Alejandro V.; Shavrina, Angelina V.; Mkrtichian, David E.; Hatzes, Artie P.; Andrievsky, Sergey M.; Chernysheva, Larisa V. (2005). "Sobre las capas radiactivas en estrellas peculiares de la secuencia principal: el fenómeno de la estrella de Przybylski". Actas de la Unión Astronómica Internacional . 2004 : 734–742. doi : 10.1017/S174392130500966X . S2CID 122474778.
- ^ Nothhelfer, S.; Albrecht-Schönzart, Th.E.; Bloque, M.; Chhetri, P.; Düllmann, Ch.E.; Ezold, JG; Gadelshin, V.; Gaiser, A.; Giacoppo, F.; Heinke, R.; Kieck, T.; Kneip, N.; Laatiaoui, M.; Mokry, Ch.; Raeder, S.; Runke, J.; Schneider, F.; Sperling, JM; Studer, D.; Thörle-Pospiech, P.; Trautmann, N.; Weber, F.; Wendt, K. (2022). "Investigaciones de la estructura nuclear de 253-255Es mediante espectroscopia láser". Revisión Física C. 105 . doi : 10.1103/PhysRevC.105.L021302 . S2CID 246603539.
- ^ Cowley, CR; Ryabchikova, T.; Kupka, F.; Bord, DJ; Mathys, G.; Bidelman, WP (2000). "Abundancias en la estrella de Przybylski". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 317 (2): 299–309. Código bibliográfico : 2000MNRAS.317..299C. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03578.x . hdl : 2027.42/74704 .
- ^ Tetzlaff, N.; Neuhauser, R.; Hohle, MM (enero de 2011), "Un catálogo de estrellas Hipparcos jóvenes fugitivas a 3 kpc del Sol", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 410 (1): 190–200, arXiv : 1007.4883 , Bibcode :2011MNRAS.410 ..190T, doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x , S2CID 118629873
- ^ Jason Wright (16 de marzo de 2017). "La estrella III de Przybylski: estrellas de neutrones, unbinilium y extraterrestres". Astrowright . Consultado el 31 de julio de 2018 .
- ^ VA Dzuba; VV Flambaum; JK Webb (2017). "Desplazamiento de isótopos y búsqueda de elementos superpesados metaestables en datos astrofísicos". Revisión física A. 95 (6): 062515. arXiv : 1703.04250 . Código Bib : 2017PhRvA..95f2515D. doi : 10.1103/PhysRevA.95.062515. S2CID 118956691.
- ^ ab Jason T. Wright (2018). "Exoplanetas y SETI". En Hans J. Deeg; Juan Antonio Belmonte (eds.). Manual de exoplanetas . Springer, Cham. págs. 3405–3412. arXiv : 1707.02175 . doi :10.1007/978-3-319-55333-7_186. ISBN 978-3-319-55332-0. S2CID 119228548.
- ^ Andrievsky, SM (2022). "Un enigma de la estrella de Przybylski". Publicaciones astronómicas de Odessa . 35 : 13-17. Código Bib : 2022OAP....35...13A. doi : 10.18524/1810-4215.2022.35.268673 . S2CID 254907782.
- ^ Andrievsky, SM; Kovtyukh, VV (febrero de 2023). "Explorando la estrella Przybylski en busca de deuterio". Astronomische Nachrichten . 344 (3). arXiv : 2302.02487 . Código Bib : 2023AN....34420133A. doi : 10.1002/asna.20220133. S2CID 256615832.
- ^ Frank D. Drake (1965). "Capítulo IX - La búsqueda por radio de vida extraterrestre inteligente". En Gregg Mamikunian; Michael H. Briggs (eds.). Aspectos actuales de la exobiología . Pérgamo. doi :10.1016/B978-1-4832-0047-7.50015-0. ISBN 9781483200477.
- ^ Iosif S. Shklovskii; Carl Sagan (1966). Vida Inteligente en el Universo . Holden-Day. págs. 406–407.
- ^ DP Whitmire; DP Wright (abril de 1980). "Espectro de residuos nucleares como evidencia de civilizaciones tecnológicas extraterrestres". Ícaro . 42 (1): 149-156. Código Bib : 1980Icar...42..149W. doi :10.1016/0019-1035(80)90253-5.
- ^ Kurtz, DW (1978). "Variaciones de luz de 12,15 minutos en la estrella de Przybylski, HD 101065". Boletín informativo sobre Estrellas Variables . 1436 : 1. Código bibliográfico : 1978IBVS.1436....1K.
- ^ Schöller, M.; Correia, S.; Hubrig, S.; Kurtz, DW (2012). "Multiplicidad de estrellas Ap que oscilan rápidamente". Astronomía y Astrofísica . 545 : A38. arXiv : 1208.0480 . Código Bib : 2012A y A...545A..38S. doi :10.1051/0004-6361/201118538. S2CID 119311263.
- ^ Marrón, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de contenidos y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Registro Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
Enlaces externos
- Cowley, CR; Hubrig, S; Bord, DJ (2003). "Actínidos en HD 101065 (estrella de Przybylski)". Resúmenes de reuniones de la Sociedad Astronómica Estadounidense n.º 202 . 202 : 32.09. Código Bib : 2003AAS...202.3209C.
- Espectro de la estrella de Przybylski
- La estrella más inusual de Przybylski | versión en caché de archive.org