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La estrella de Przybylski

La estrella de Przybylski (pronunciada / pʃɪˈbɪlsk iːz / o / ʃɪˈbɪlsk iːz / ), o HD 101065 , es una estrella Ap de rápida oscilación a aproximadamente 356 años luz (109 parsecs) del Sol en la constelación austral de Centauro . Tiene un espectro único que muestra sobreabundancia de la mayoría de los elementos de tierras raras , incluidos algunos isótopos radiactivos de vida corta , pero subabundancias 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 para la 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 de que el hierro estuviera presente en el espectro. El trabajo moderno muestra que los elementos del grupo del hierro están algo por debajo de lo normal en abundancia, pero está claro que los lantánidos y otros elementos exóticos son altamente sobreabundantes. [7]

La estrella de Przybylski posiblemente también contiene muchos elementos actínidos de vida corta diferentes , como actinio , protactinio , neptunio , plutonio , americio , curio , berkelio , californio y einstenio , que se han detectado teóricamente. [16] El isótopo conocido de mayor vida del einstenio tiene una vida media de solo 472 días, aunque según el astrofísico Stephane 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 debe confirmarse". [17] Además, Vera F. Gopka, autora principal de los estudios de actínidos, admite que "la posición de las líneas de los elementos radiactivos buscados simplemente se visualizaron en el espectro sintético como marcadores verticales porque no hay datos atómicos para estas líneas excepto sus longitudes de onda... lo que permite calcular sus perfiles con intensidades más o menos reales". [18] Los espectros de firma de los isótopos de einstenio se han analizado exhaustivamente experimentalmente (en 2021), [19] aunque actualmente no hay ninguna investigación publicada que confirme si las firmas de einstenio teorizadas que se proponen encontrar en el espectro de la estrella coinciden con los resultados determinados en el laboratorio.

Los elementos radiactivos identificados de manera verificable en esta estrella incluyen tecnecio y prometio . [16] Mientras que los isótopos de tecnecio de vida más larga conocidos tienen vidas medias de millones de años, el isótopo de prometio de vida más larga conocido tiene una vida media de solo 17,7 años; para que aún esté presente en cantidades mensurables, algún proceso debe estar reponiéndolo constantemente. Sin embargo, la existencia tanto del tecnecio [20] como del prometio [21] fue puesta en duda.

Se han hecho muchos intentos de asignar una clase espectral convencional a esta estrella. El Catálogo Henry Draper le da 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 caliente que el Sol , pero con sus líneas espectrales fuertemente cubiertas por las abundancias extremas de ciertos metales. [22] Un catálogo de estrellas químicamente peculiares le 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 alta velocidad peculiar de23,8 ± 1,9 km/s . [23]

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 está justo al final de su vida en la secuencia principal . Brilla con una luminosidad bolométrica de aproximadamente 5,6  L ☉ a una temperatura efectiva de6.131  K. Tiene una velocidad de rotación proyectada muy lenta para una estrella caliente de secuencia principal de apenas3,5 km/s . Las observaciones de su campo magnético sugieren un posible período de rotación de unos 188 años, aunque se considera que este es el valor mínimo probable. [7] Se ha publicado un índice de metalicidad ([Fe/H]) de −2,40, lo que sugiere niveles de metales que representan 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 que permite una rotación muy lenta, la metalicidad publicada probablemente tampoco represente la proporción de elementos pesados ​​en toda la estrella. [7]

HD 101065 es la estrella prototipo de la clase de estrellas variables de oscilación rápida Ap (roAP). En 1978 se descubrió que pulsaba fotométricamente con un período de 12,15 min. [24]

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 apenas1.000  UA (0,02 años luz); [25] 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. [26]

Hipótesis

Debido a las extrañas propiedades de esta estrella, existen numerosas hipótesis sobre por qué ocurren las rarezas. Una de esas teorías es que la estrella contiene algunos nucleidos de larga vida de la isla de estabilidad (como 298 Fl o 304 Ubn ) y que los actínidos de vida corta observados son los hijos de estos progenitores, que se producen en equilibrio secular con sus padres. [27] [28]

Se sugirió que el viento estelar de una estrella de neutrones compañera cercana podría producir los elementos radiactivos observados, pero las mediciones de velocidad radial posteriores parecieron excluir esta posibilidad. [29] Más recientemente se ha propuesto que puede haber una compañera pero que sea imposible observarla con métodos de velocidad radial si orbita en el plano del cielo. En ese escenario, aún podría detectarse ya que también produciría deuterio , [30] pero hasta ahora no se ha encontrado deuterio mediante espectroscopia. [31]

La estrella de Przybylski ha atraído ocasionalmente la atención como candidata a SETI [29] 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 [32] [33] o para deshacerse de desechos nucleares . [34]

Referencias

  1. ^ Kurtz, Don; Wegner, Gary (septiembre de 1979). "La naturaleza de la estrella de Przybylski: un modelo de estrella Ap inferido a partir de las variaciones de luz y temperatura". The Astrophysical Journal . 232 : 510–519. Bibcode :1979ApJ...232..510K. doi :10.1086/157310.
  2. ^ 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 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID  244398875. Registro Gaia DR3 para esta fuente en VizieR .
  3. ^ 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 Bibliográfico :2009yCat....102025S.
  4. ^ ab Skiff, BA (octubre de 2014). "Catálogo general de clasificaciones espectrales estelares". Catálogo de datos en línea de Vizier . Código bibliográfico :2014yCat....1.2023S.
  5. ^ ab Renson, P.; Manfroid, J. (2009). "Catálogo de estrellas Ap, Hg Mn y Am". Astronomía y Astrofísica . 498 (3): 961. Bibcode :2009A&A...498..961R. doi : 10.1051/0004-6361/200810788 .
  6. ^ ab Wegner, G. (1976). "Sobre el enrojecimiento y la temperatura efectiva de HD 101065". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 177 : 99–108. Bibcode :1976MNRAS.177...99W. doi : 10.1093/mnras/177.1.99 .
  7. ^ 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)". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 477 (3): 3791. arXiv : 1804.07260 . Código Bibliográfico :2018MNRAS.477.3791H. doi : 10.1093/mnras/sty889 . S2CID  55698015.
  8. ^ Gontcharov, G. A (2006). "Compilación de Pulkovo de velocidades radiales para 35 495 estrellas Hipparcos en un sistema común". Astronomy Letters . 32 (11): 759–771. arXiv : 1606.08053 . Código Bibliográfico :2006AstL...32..759G. doi :10.1134/S1063773706110065. S2CID  119231169.
  9. ^ Shulyak, D.; Ryabchikova, T.; Kildiyarova, R.; Kochukhov, O. (2010). "Modelo realista de la atmósfera y abundancias revisadas de la estrella Ap más fría HD 101065". Astronomía y Astrofísica . 520 : A88. arXiv : 1004.0246 . Código Bibliográfico :2010A&A...520A..88S. doi :10.1051/0004-6361/200913750. S2CID  53538833.
  10. ^ Przybylski, A. (enero de 1977). "¿Hay hierro presente en la atmósfera de HD 101065?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 178 (2): 71–84. Bibcode :1977MNRAS.178...71P. doi : 10.1093/mnras/178.2.71 .
  11. ^ ab Ghazaryan, S.; Alecian, G.; Hakobyan, AA (2018). "Nuevo catálogo de estrellas químicamente peculiares y análisis estadístico". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 480 (3): 2953. arXiv : 1807.06902 . Bibcode :2018MNRAS.480.2953G. doi : 10.1093/mnras/sty1912 .
  12. ^ Mkrtichian, DE; Hatzes, AP; Saio, H.; Shobbrook, RR (2008). "La detección del rico espectro de modo p y la asterosismología de la estrella de Przybylski". Astronomía y Astrofísica . 490 (3): 1109–1120. Bibcode :2008A&A...490.1109M. doi : 10.1051/0004-6361:200809890 .
  13. ^ "V* V816 Cent". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 6 de junio de 2008 .
  14. ^ Przybylski, A.; Kennedy, P. Morris (agosto de 1963). "El espectro de HD 101065". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 75 (445): 349–353. Bibcode :1963PASP...75..349P. doi : 10.1086/127965 .
  15. ^ Powell, CS; Wright, J. (30 de junio de 2017). «La estrella más extraña (y la segunda más extraña) de la galaxia». Discover . Consultado el 12 de diciembre de 2022 .
  16. ^ ab Gopka, VF; Yushchenko, AV; Yushchenko, VA; Panov, IV; Kim, Ch. (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 cuerpos celestes . 24 (2): 89–98. Bibcode :2008KPCB...24...89G. doi :10.3103/S0884591308020049. S2CID  120526363.
  17. ^ Jesse Empsak (23 de marzo de 2017). «Una extraña estrella podría albergar elementos superpesados ​​largamente buscados». New Scientist . Consultado el 29 de mayo de 2022 .
  18. ^ Gopka, VF; Yushchenko, Alexander V.; Shavrina, Angelina V.; Mkrtichian, David E.; Hatzes, Artie P.; Andrievsky, Sergey M.; Chernysheva, Larissa 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.
  19. ^ 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.
  20. ^ Andrievsky, Sergei M.; Korotin, Sergey A.; Werner, Klaus (2023). "Revisión de la abundancia de tecnecio radiactivo en la estrella de Przybylski". Astronomische Nachrichten . 344 (7). arXiv : 2308.04479 . doi : 10.1002/asna.20230077. ISSN  0004-6337.
  21. ^ Andrievsky, Sergei M.; Korotin, Sergey A.; Werner, Klaus; Kovtyukh, Valery V. (2023). "Un enigma de la estrella de Przybylski: ¿hay prometio en su superficie?". Astronomische Nachrichten . 344 (5). arXiv : 2304.13623 . doi : 10.1002/asna.20230056. ISSN  0004-6337.
  22. ^ Cowley, CR; Ryabchikova, T.; Kupka, F.; Bord, DJ; Mathys, G.; Bidelman, WP (2000). "Abundancias en la estrella de Przybylski". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 317 (2): 299–309. Bibcode :2000MNRAS.317..299C. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03578.x . hdl : 2027.42/74704 .
  23. ^ Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, MM (enero de 2011), "Un catálogo de estrellas jóvenes de Hipparcos que se encuentran a 3 kpc del Sol", Monthly Notices of the 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
  24. ^ 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.
  25. ^ 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 Bibliográfico :2012A&A...545A..38S. doi :10.1051/0004-6361/201118538. S2CID  119311263.
  26. ^ Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Datos de Gaia Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Registro Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
  27. ^ Jason Wright (16 de marzo de 2017). «La estrella de Przybylski III: estrellas de neutrones, unbinilio y extraterrestres». Astrowright . Consultado el 31 de julio de 2018 .
  28. ^ VA Dzuba; VV Flambaum; JK Webb (2017). "Desplazamiento isotópico y búsqueda de elementos superpesados ​​metaestables en datos astrofísicos". Physical Review A . 95 (6): 062515. arXiv : 1703.04250 . Código Bibliográfico :2017PhRvA..95f2515D. doi :10.1103/PhysRevA.95.062515. S2CID  118956691.
  29. ^ 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.S2CID119228548  .​
  30. ^ Andrievsky, SM (2022). "Un enigma de la estrella Przybylski". Publicaciones astronómicas de Odessa . 35 : 13–17. Código Bibliográfico :2022OAP....35...13A. doi : 10.18524/1810-4215.2022.35.268673 . S2CID  254907782.
  31. ^ 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.
  32. ^ 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 . Pergamon. doi :10.1016/B978-1-4832-0047-7.50015-0. ISBN 9781483200477.
  33. ^ Iosif S. Shklovskii; Carl Sagan (1966). Vida inteligente en el universo . Holden-Day. págs. 406–407.
  34. ^ DP Whitmire; DP Wright (abril de 1980). "Espectro de residuos nucleares como evidencia de civilizaciones tecnológicas extraterrestres". Icarus . 42 (1): 149–156. Bibcode :1980Icar...42..149W. doi :10.1016/0019-1035(80)90253-5.

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