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La estrella de Przybylski

La estrella de Przybylski (pronunciada / p ʃ ɪ ˈ b ɪ l s k iː z / o / ʃ ɪ ˈ b ɪ l s k iː z / ), 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

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