Przybylski'nin yıldızı

HD 101065

HD 101065 Gözlem verileri
( epoch J2000.0 )

Sağ yükseliş	11 saat  37 m  37.04110 s
Sapma	−46 ° 42 ′ 34,8754 ″
takımyıldız	Centaur
Görünen büyüklük	8.02
Takımyıldızdaki konum: Centaur

Özellikler

Spektral tip	F8p
UB endeksi	0.2
BV endeksi	0.76
Değişkenlik	ROAP

Astrometri

Radyal hız	+10,2  km / saniye
Temiz hareket	μ α  = −46.757  mas / a μ δ  = +34.024  mas / a
Paralaks	9,192 0 ± 0.034 3  mas
Mesafe	108.790 3 ± 0.406  adet (∼355  al )

Fiziksel özellikler

kitle	4.0 ± 0.1  M ☉
Yüzey yerçekimi (log g)	4.2
Sıcaklık	6600  K
Yaş	56.6 ± 27.9 M  bir

Diğer gösterimler

V816 Cen , CD -46 7232, CPD -46 5445, HD 101065 , SAO  222918, HIP  56709

HD 101065 gayri olarak bilinen yıldızın Przybylski , bir olduğunu subgiant kimyasal Özellikle için takımyıldızı arasında Centaur bulunan ~ 355  arkadaşlarının (~ 109  adet arasında) Güneş ( paralaks 9.19 ± 0.03  milisaniye ark ). Hızla salınan Ap yıldızlarının (roAp) prototipidir .

1961'de Avustralyalı gökbilimci Antoni Przybylski , bu yıldızın tayfının herhangi bir standart tayf tipine uymadığını keşfetti .

Güçlü manyetik alan

HD 101.065 açıkça olan Ap-tipi yıldız da varlığı ile teyit edilmesi olurdu, manyetik alan -1408 ± 50 gauss .

Hızlı salınımlar

HD 101065 aynı zamanda hızlı salınan Ap yıldızlarının (roAp) prototipidir . 1978'de, bu yıldızı "manyetik Holmium yıldızı" olarak adlandıran DW Kurtz, 12.15 dakikalık bir süre ve 0.01 ila 0.02 maglik bir genlik keşfetti.

Hızlı temiz hareket

Komşularıyla karşılaştırıldığında, HD 101065 hızlı bir öz hareketi vardır 23.8  ±  1.9  km ler -1 .

Kimyasal bileşim

Przybylski'nin yıldızı, açık bir demir ve nikel bolluğu ve aşağıdaki gibi birkaç elementin olağandışı aşırı bolluğu ile karakterizedir :

• alkalin metal olan lityum 3 Li . ;
• nadir bir toprak olan skandiyum 21 Sc  ;
• bir toprak alkali metal olan stronsiyum 38 Sr  ;
• nadir bir toprak olan itriyum 39 Y;
• bir geçiş metali olan niyobyum 41 Nb  ;
• olabilir teknetyum 43 Tc, bir geçiş metali , maksimum yarı ömrü 4.16  Ma ( 97 Tc);
• bir alkali metal olan sezyum 55 Cs  ;
• nadir bir toprak olan praseodimyum 59 Pr  ;
• nadir bir toprak olan neodimyum 60 Nd;
• nadir bir toprak olan prometyum 61 Pm olabilir . maksimum yarı ömür 17,7  a ( 145 Pm);
• ender bir toprak olan holmiyum 67 Ho;
• ender bir toprak olan iterbiyum 70 Yb;
• toryum 90 Pe, bir aktinit , yarılanma ömrü 14 kadar  Ga ( 232 Th);
• Uranyum 92 u, bir aktinit, yarılanma ömrü en fazla 4.468  Ga ( 238 U).

Not bu izotopik oranı 6 Li / 7 Li (lityum) 0.3 (bolluk 6 Li: karşı% 23, yeryüzündeki% 7,5 ) ile üretildiği de bilinmektedir, ufalanmasının yıldız yüzeyi üzerinde.

2008'de yayınlanan bir araştırmaya göre , Przybylski'nin yıldızının emilim spektrumunda aşağıdaki aktinitlere karşılık gelen çizgiler tanımlanmıştır :

• aktinyum 89 Ac, maksimum yarı ömür 227 Ac: 21.772  a  ;
• protaktinyum 91 Pa, maksimum yarı ömür 231 Pa: 32 760  a  ;
• neptunium 93 Np, maksimum yarı ömür 237 Np: 2.144  Ma  ;
• plütonyum 94 Pu, maksimum yarılanma ömrü 244 Pu: 80  Ma  ;
• americium 95 Am, maksimum yarılanma ömrü 243 Am: 7,370  a  ;
• küriyum 96 Cm, maksimum yarılanma ömrü 247 Cm: 15.6  Ma  ;
• berkelium 97 Bk, maksimum yarı ömür 247 Bk: 1380  a  ;
• kaliforniyum 98 Cf, maksimum yarı ömür 251 Cf: 898  a  ;
• einsteinium 99 Es, maksimum yarı ömür 252 Es: 471.7  d .

Maksimum yarı ömürleri UAEA (Uluslararası Atom Enerjisi Ajansı) tarafından yayınlanan her bir eleman için en az kararsız izotopunun olanlar vardır

Nesnenin doğası

Przybylski'nin yıldızı, yarı ömürleri kısa olduğu için absorpsiyon spektrumunda gözlemlenen bu aktinitleri kısa süre önce üretti. Örneğin, en uzun yarılanma ömrü için aynştaynyum için 471,7 gündür izotopunun 252 Es. Bu üretmek için ağır nüklidler , r, işlem bir gerektirir nötron kaynağı çekirdekleri fazla dört emmek için yoğun yeterince nötron bir yayıcı önce beta parçacığı ve nükleer füzyon çekirdek yeterince ağır bunların üstesinden gelmek için yeterli hızlandırılmış gerektirir elektrostatik itmeyi (örneğin kozmik ışınlar ).

Bu dengesiz elementler yıldızın derinliklerinde üretilirse, çok hızlı konveksiyon onları bozulmadan önce yüzeye getirmelidir, böylece hala tespit edilebilecek kadar bol miktarda bulunurlar. Bununla birlikte, kimyasal olarak özel Ap tipi yıldızlar güçlü bir manyetik alana ve oldukça düşük bir dönme hızına sahiptir . Genel olarak yüksek manyetik alanları, bu yıldızların farklı katmanları arasında konveksiyon yoluyla kimyasal homojenleşmeyi önler.

Çok sayıda nötron , gama ışınları sıra sıra son derece hızlandırılmış elektronlar ve atom çekirdekleri gibi kozmik ışınlar Przybylski yıldızı atmosferini isabet olur spallate lityum ve bir sürü diğer nötronlar X ışınları ve gama ışınları ikincil yanı sıra tarafından nükleer füzyon çekirdeklerinin daha ağır elementler. Yıldızın derin katmanlarıyla hızlı bir konveksiyon artık gerekli olmayacak ve konveksiyonun olmaması, dış atmosferde üretilen elementlerin, alt katmanlardan yayılan ışığı emdikleri ve kendi emisyonlarının çok az absorbe edildiği yerlerde korunmasını destekleyecektir. .

Bir yakındaki süpernova çok üreten nötronlar ve atomik çekirdekleri çok gibi hızlandırılmış kozmik ışınlar . Yeterince einsteinyum kalması için, bu süpernovanın yakın zamanda (50 yaşından küçük) olması gerekiyordu. Şimdi, yaklaşık 410  ışıkyılı uzaklıkta , gerçekten çok fazla tozun arkasına gizlenmemişse, büyük olasılıkla çıplak gözle görülebilirdi. Przybylski'nin yıldızı süpernovaya çok yakın olmalı ve aynı zamanda büyük bir hız kazanmalıydı.

Bir nötron yıldızından veya yakındaki bir kara delikten gelen bir jet veya yığılma diski, nötronlar , gama ışınları ve ayrıca kozmik ışınlar gibi yüksek oranda hızlandırılmış elektronlar ve atom çekirdekleri üretebilir . Daha az parlak nötron yıldızı veya kara deliğin saklanması süpernovadan daha kolaydır ve sürekli olarak radyasyon üretebilir.

VF Gopka, OM Ulyanov, SM Andrievsky, yörünge düzlemi Przybylski'nin yıldızı yakınındaki görüş hattımıza neredeyse dik olan bir nötron yıldızı tespit edilemezdi ( radyal hız Doppler etkisiyle tespit edilemeyecek kadar düşük ve ışık alt dev). Nötron yıldızı yayarlar olur gama ışınları kapmak için enerjik yeterince nötronları çekirdeklerden yanı sıra elektronlar formu için enerjik yeterince nötron ile çarpışma sonucu proton . Bu nötronlar bir r süreci besleyecektir.

Olası Thorne-Zytkow nesnesi

Belki de Przybylski'nin yıldızı, bir nötron yıldızının küçük bir yıldızla veya büyük bir gaz gezegeniyle birleşmesinden kaynaklanan düşük kütleli bir Thorne-largeytkow nesnesidir .

Notlar ve referanslar

1. (en) AGA Brown ve ark. (Gaia işbirliği), "  Gaia Data Release 2: İçeriklerin ve anket özelliklerinin özeti  " , Astronomy & Astrophysics , cilt.  616, Ağustos 2018, makale n o  A1 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201833051 , Bibcode  2018A & A ... 616A ... 1G , arXiv  1804.09365 ). Gaia DR2 Bu kaynak için fark üzerinde VizieR .
2. (en) G. Wegner , "  MS 101065'in kızarması ve efektif sıcaklığı hakkında  " , Kraliyet Astronomi Derneği Aylık Bildirimleri , cilt.  177, 1976, s.  99-108 ( Bibcode  1997A & A ... 323L..49P )
3. (en) N. N Samus ' , EV Kazarovets et al. , "  Değişken Yıldızların Genel Kataloğu : GCVS Sürüm 5.1  " , Astronomi Raporları , cilt.  61, n o  1,2017, s.  80-88 ( DOI  10.1134 / S1063772917010085 , Bibcode  2017ARep ... 61 ... 80S , çevrimiçi okuyun )
4. (in) A. Przybylski ve Morris P. Kennedy , "  The Spectrum of HD 101065  " , Publications of the Astronomical Society of the Pacific , Cilt.  75, n o  445, Ağustos 1963, s.  349-353 ( DOI  10,1086 / 127.965 , bibcode  1963PASP ... 75..349P )
5. (en) N. Tetzlaff , R. Neuhäuser ve MM Hohle , "  Güneşten 3 kpc uzakta genç hipparcos yıldızlarının bir kataloğu  " , Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri , cilt.  410, n o  1, Ocak 2011, s.  190-200 ( DOI  10.1111 / j.1365-2966.2010.17434.x , bibcode  2011MNRAS.410..190T , arXiv  1007,4883 )
6. (en) CR Cowley , T. Ryabchikova , F. Kupka , DJ Bord , G. Mathys ve WP Bidelman , "  Przybylski'nin yıldızındaki Bolluklar  " , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , cilt.  317, n o  2 2000, s.  299–309 ( DOI  10.1046 / j.1365-8711.2000.03578.x , Bibcode  2000MNRAS.317..299C , arXiv  1007.4883 )
7. (in) V * V816 Cen - Star değişken veritabanında Sinbad Strasbourg Astronomik Veri Merkezi .
8. http://dept.astro.lsa.umich.edu/~cowley/przyb.html
9. (inç) Antoni Przybylski , "  HD 101065 - G0 Yüksek Metal İçeriğine Sahip Yıldız  " , Nature , cilt.  189, 4 Mart 1961, s.  739 ( ISSN  0028-0836 , DOI  10.1038 / 189739a0 , çevrimiçi okuyun )
10. (inç) Antoni Przybylski ve PM Kennedy , "  The Spectrum of HD 101065  " , Publications of the Astronomical Society of the Pacific , Cilt.  74, n o  445, Ağustos 1963, s.  349-353 (5) ( DOI  10.1086 / 127965 , çevrimiçi okuma )
11. Kurtz, DW Information Bulletin on Variable Stars, cilt 1436, 1978 PRZYBYLSKI'S STAR'DAKİ DEĞİŞİKLİKLER
12. Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R .; Hohle, MM (Ocak 2011), "Güneşten 3 kpc içinde kaçak genç Hipparcos yıldızlarının bir kataloğu", Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri 410 (1): 190–200, arXiv: 1007.4883, Bibcode: 2011MNRAS.410. .190T, doi: 10.1111 / j.1365-2966.2010.17434.x
13. (tr) AV Shavrina , NS Polosukhina , Ya. V. Pavlenko , AV Yuşçenko , S. Quinet , M. kesmek , S. Kuzey , VF Gopka , J. Zverko , J. Zhiznovský ve A. Köprülü , “  Li roAp yıldız HD 101.065 spektrumu (Przybylski yıldız) I 6708 Å spektral bölge  ” , Astronomi ve Astrofizik , 1 st Temmuz 2003, s.  707-713 ( çevrimiçi okuyun )
14. (en) CR Cowley , WP Bidelman , S. Hubrig , G. Mathys ve DJ Bord , "  HD 101065 (Przybylski'nin yıldızı) ve HD 965 spektrumlarında olası prometyum varlığı üzerine  " , Astronomy & Astrophysics , uçuş.  419,23 Şubat 2004, s.  1087-1093 ( DOI 10.1051 / 0004-6361: 20035726 , çevrimiçi okuyun ) 
15. http://www.konkoly.hu/cgi-bin/IBVS?1436
16. (in) VF Gopka , AV Yushchenko , VA Yushchenko , IV Panov ve Ch. Kim , "  Przybylski'nin yıldızı (HD 101065) spektrumundaki kısa yarı ömürlü aktinitlerin absorpsiyon çizgilerinin belirlenmesi  " , Göksel Cisimlerin Kinematiği ve Fiziği , uçuş.  24, n o  2Nisan 2008, s.  89-98 ( DOI  10.3103 / S0884591308020049 , çevrimiçi okuyun ).
17. “  NDS  ENSDF, ” üzerinde iaea.org (erişilen 22 Nisan 2021 ) .
18. EM Burbidge, GR Burbidge, WA Fowler ve F. Hoyle, "  Synthesis of the Elements in Stars  ", Reviews of Modern Physics , cilt.  29, n, o  , 4,1957, s.  547 ( DOI  10.1103 / RevModPhys.29.547 , Bibcode  1957RvMP ... 29..547B )
19. (in) Georges Michaud , "  Tuhaf A Yıldızlarında Difüzyon İşlemleri  " , Astrophysical Journal , cilt.  160, Mayıs 1970, s.  641-658 ( çevrimiçi okuyun ) BibCode: 1970ApJ ... 160..641M
20. (inç) VF Gopka , OM Ulyanov ve SM Andrievsky , "  Can-Bp Ap Yıldızlarının Doğası Üzerine: HD101065 ve HR465'e Bir Uygulama  " , Astrophysical Journal ,14 Aralık 2007( çevrimiçi okuyun )
21. Örneğin bakınız: Podsiadlowski, Philipp; Cannon, Robert C .; Rees, Martin J. , Devasa Thorne-Zytkow nesnelerinin evrimi ve nihai kaderi , 1995, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 274, 485. "  Bibliyografik Kodu: 1995MNRAS.274..485P  " , ADS hakkında