Stella di Przybylski

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Stella di Przybylski
(HD 101065)
Stella di Przybylski
Classe spettraleF0, F5, G0,[2] o F3 Ho[3]
Tipo di variabileStella Ap a rapida oscillazione[4][5]
Designazioni
alternative		V816 Cen, CD−46°7232, HD 101065, HIP 56709, SAO 222918.[6]
Distanza dal Sole355 anni luce
(109 parsec)
CostellazioneCentauro
Coordinate
(all'epoca J2000.0)
Ascensione retta11h 37m 37.04110s[1]
Declinazione-46° 42′ 34.8754″[1]
Dati fisici
Raggio medio1,90[7] R⊙
Massa
1,543[8] M⊙
Acceleraz. di gravità in superficie4,2 m/s²[9]
Temperatura
superficiale		6653 K[8] (media)
Metallicità−2,40  [Fe/H][10]
Età stimata1,5±0,1 Ga[11]
Dati osservativi
Magnitudine app.8,03
Parallasse9,1920±0,0343 mas[1]
Moto proprioAR: −46,757±0,051 mas/anno
Dec: +34,024±0,047 mas/anno[1]
Velocità radiale+12,4±3 km/s[12]
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Coordinate: Carta celeste 11h 37m 37.0411s, -46° 42′ 34.8754″

La Stella di Przybylski (pron. /pʃɪbɪlskiz/ o /ʃɪbɪlskiz/) o HD 101065, è una stella Ap a rapida oscillazione posta a circa 355 anni luce (109 parsec) dal Sole nella costellazione meridionale del Centauro. È nota per il suo spettro peculiare caratterizzato da una sovrabbondanza di lantanoidi e attinoidi.

Caratteristiche[modifica | modifica wikitesto]

HD 101065 è la stella prototipo delle stelle variabili Ap a rapida oscillazione (RoAP). Nel 1978, è stato scoperto che pulsava fotometricamente per un periodo di 12,15 min[13].

Nel 1961 l'astronomo polacco-australiano Antoni Przybylski scoprì che questa stella aveva uno spettro peculiare che non si adattava agli schemi tipici della classificazione stellare.[14][15] In particolare, le osservazioni di Przybylski indicavano quantità insolitamente basse di ferro e nichel, mentre erano altamente sovrabbondanti elementi esotici quali stronzio, olmio, niobio, scandio, ittrio, cesio, neodimio, praseodimio, torio, itterbio e uranio.[5] Osservazioni successive hanno dimostrato anche la presenza di attinoidi a emivita breve, quali attinio, protoattinio, nettunio, plutonio, americio, curio, berkelio, californio ed einsteinio. Altri elementi radioattivi identificati nello spettro di questa stella sono tecnezio e promezio,[16] mentre è risultato difficile distinguere elementi tipici quali calcio, magnesio, silicio, cromo e titanio, che sono ritenuti estremamente scarsi o assenti.

Sono stati fatti numerosi tentativi di assegnare una classe spettrale convenzionale alla stella. Nel catalogo di Henry Draper fu originariamente classificata come una B5 poiché gli spettri a bassa risoluzione non permettevano l'identificazione delle numerose linee spettrali strette dovute a lantanoidi e attinoidi. La classificazione erronea si basava quindi principalmente sulle linee idrogeno e sull'assenza di linee ionizzate calcio H e K. Quando le osservazioni di Przybylski provarono la composizione insolita essa fu considerata una G0, e successivamente una F8. Studi successivi assegnarono classi F0, F5, G0 o F3 Ho[17] (a indicare una classe F3 ma con linee spettrali dell'elemento olmio). È probabile che sia una stella di sequenza principale con massa e temperatura in qualche misura superiori al Sole.[18]

Nel 2012 era stata individuata una potenziale compagna, una stella di quattordicesima magnitudine (nell'infrarosso) a 8 secondi d'arco di distanza, corrispondente a una separazione di quasi 1000 au[19]. Tuttavia, i dati più recenti di Gaia hanno rilevato che questa stella si trova una distanza di 800±90 anni luce, più del doppio della distanza della stella di Przybylski[20], e dunque l'associazione è solo apparente.

Paragonata con le stelle vicine, HD 101065 possiede un'alta velocità peculiare di 23,8±1,9 km/s[21].

Ipotesi[modifica | modifica wikitesto]

Gli elementi presenti si formano solo in condizioni peculiari, quali le supernove o la fusione di stelle di neutroni, e spesso non possono essere osservati in natura a causa del loro tempo di decadimento estremamente breve (ad esempio, nessun isotopo dell'einsteinio ha emivita superiore a 471 giorni).

Per spiegare le proprietà insolite della stella sono state formulate varie ipotesi. Secondo una di queste la stella potrebbe contenere nuclidi di lunga durata dell'isola di stabilità (ad es. 298 Fl, 304120 o 310126 ), e gli attinidi di breve durata osservati sarebbero le figlie di questi progenitori, in equilibrio secolare con essi[22][23].

Poiché si allinea a speculazioni secondo cui una specie tecnologica potrebbe contaminare la fotosfera della propria stella con elementi insoliti, o per segnalare la propria presenza,[24][25] o per smaltire rifiuti radioattivi,[26] la stella di Przybylski è stata occasionalmente presa in considerazione come un candidato SETI.[27]

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ a b c d (EN) Gaia Collaboration, A. G. A. Brown e A. Vallenari, Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties, in Astronomy and Astrophysics, vol. 616, 1º agosto 2018, pp. A1, DOI:10.1051/0004-6361/201833051. URL consultato il 3 agosto 2019.
  2. ^ (EN) B.A. Skiff, General Catalogue of Stellar Spectral Classifications, in Vizier Online Data Catalog, ottobre 2014, Bibcode:2014yCat....1.2023S.
  3. ^ (EN) J. Manfroid e P. Renson, Catalogue of Ap, HgMn and Am stars, in Astronomy & Astrophysics, vol. 498, n. 3, 1º maggio 2009, pp. 961–966, DOI:10.1051/0004-6361/200810788. URL consultato il 3 agosto 2019.
  4. ^ (EN) Samus N. N. e Durlevich O. V., VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013), in VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S, vol. 1, 2009, pp. B/gcvs, Bibcode:2009yCat....102025S.
  5. ^ a b Hubrig, S.; Järvinen, S. P.; Madej, J.; Bychkov, V. D.; Ilyin, I.; Schöller, M.; Bychkova, L. V. (2018). "Magnetic and pulsational variability of Przybylski's star (HD 101065)". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 477 (3): 3791. Bibcode:2018MNRAS.477.3791H.
  6. ^ W* V816 Cen, in SIMBAD, Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 6 giugno 2008.
  7. ^ D. Shulyak, T. Ryabchikova e R. Kildiyarova, Realistic model atmosphere and revised abundances of the coolest Ap star HD 101065, in Astronomy and Astrophysics, vol. 520, 2010-9, pp. A88, DOI:10.1051/0004-6361/200913750. URL consultato il 4 agosto 2019.
  8. ^ a b F. Anders et al., Photo-astrometric distances, extinctions, and astrophysical parameters for Gaia EDR3 stars brighter than G=18.5, in Astronomy & Astrophysics, novembre 2021, Bibcode:2022yCat.1354....0A, arXiv:2111.01860.
  9. ^ (EN) C. R. Cowley, T. Ryabchikova e F. Kupka, Abundances in Przybylski's star, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 317, n. 2, 2000-9, pp. 299–309, DOI:10.1046/j.1365-8711.2000.03578.x. URL consultato il 4 agosto 2019.
  10. ^ (EN) A. Przybylski, Is iron present in the atmosphere of HD 101065?, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 178, n. 2, 1º febbraio 1977, pp. 71–84, DOI:10.1093/mnras/178.2.71. URL consultato il 4 agosto 2019.
  11. ^ D.E. Mkrtichian, A.P. Hatzes, H. Saio e R.R. Shobbrook, The detection of the rich p-mode spectrum and asteroseismology of Przybylski's star, in Astronomy & Astrophysics, vol. 490, n. 3, 2008, pp. 1109–1120, Bibcode:2008A&A...490.1109M, DOI:10.1051/0004-6361:200809890.
  12. ^ Gontcharov G. A, Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system, in Astronomy Letters, vol. 32, n. 11, 2006, pp. 759–771, Bibcode:2006AstL...32..759G, DOI:10.1134/S1063773706110065, arXiv:1606.08053.
  13. ^ Kurtz, D. W. (1978). "12.15 Minute Light Variations in Przybylski's Star, HD 101065". Information Bulletin on Variable Stars. 1436: 1. Bibcode:1978IBVS.1436....1K.
  14. ^ Przybylski, A.; Kennedy, P. Morris (August 1963). "The Spectrum of HD 101065". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 75 (445): 349–353. Bibcode:1963PASP...75..349P. doi:10.1086/127965.
  15. ^ Powell, C. S.; Wright, J. (30 June 2017). "The Strangest (and Second-Strangest) Star in the Galaxy" Archiviato il 5 novembre 2019 in Internet Archive.. Discover. Retrieved 10 September 2017.
  16. ^ Gopka, V. F.; Yushchenko, A. V.; Yushchenko, V. A.; Panov, I. V.; Kim, Ch. (15 May 2008). "Identification of absorption lines of short half-life actinides in the spectrum of Przybylski's star (HD 101065)". Kinematics and Physics of Celestial Bodies. 24 (2): 89–98. Bibcode:2008KPCB...24...89G. doi:10.3103/S0884591308020049.
  17. ^ (EN) P. Renson e J. Manfroid, Catalogue of Ap, HgMn and Am stars, in Astronomy and Astrophysics, vol. 498, n. 3, 2009, p. 961, Bibcode:2009A&A...498..961R, DOI:10.1051/0004-6361/200810788.
  18. ^ (EN) C. R. Cowley, T. Ryabchikova e F. Kupka, Abundances in Przybylski's star, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 317, n. 2, 2000-09, pp. 299–309, DOI:10.1046/j.1365-8711.2000.03578.x. URL consultato il 26 maggio 2022.
  19. ^ Schöller, M.; Correia, S.; Hubrig, S.; Kurtz, D. W. (2012). "Multiplicity of rapidly oscillating Ap stars". Astronomy & Astrophysics. 545: A38. arXiv:1208.0480. Bibcode:2012A&A...545A..38S. doi:10.1051/0004-6361/201118538.
  20. ^ Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. 5372587509831616384 Gaia DR2 record for this source at VizieR.
  21. ^ Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (January 2011), "A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun", 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
  22. ^ Jason Wright (16 March 2017). "Przybylski's Star III: Neutron Stars, Unbinilium, and aliens". Retrieved 31 July 2018.
  23. ^ V. A. Dzuba; V. V. Flambaum; J. K. Webb (2017). "Isotope shift and search for metastable superheavy elements in astrophysical data". Physical Review A. 95 (6): 062515. arXiv:1703.04250. Bibcode:2017PhRvA..95f2515D. doi:10.1103/PhysRevA.95.062515.
  24. ^ (EN) F.D. Drake, THE RADIO SEARCH FOR INTELLIGENT EXTRATERRESTRIAL LIFE, Elsevier, 1965, pp. 323–345, DOI:10.1016/b978-1-4832-0047-7.50015-0, ISBN 978-1-4832-0047-7. URL consultato il 26 maggio 2022.
  25. ^ (EN) Iosif S. Šklovskij e Carl Sagan, Intelligent Life in the Universe, Holden-Day, 1966, pp. 406-407.
  26. ^ (EN) Daniel P. Whitmire e David P. Wright, Nuclear waste spectrum as evidence of technological extraterrestrial civilizations, in Icarus, vol. 42, n. 1, 1980-04, pp. 149–156, DOI:10.1016/0019-1035(80)90253-5. URL consultato il 26 maggio 2022.
  27. ^ (EN) Jason T. Wright, Exoplanets and SETI, Springer International Publishing, 2018, pp. 3405–3412, DOI:10.1007/978-3-319-55333-7_186, ISBN 978-3-319-55332-0. URL consultato il 26 maggio 2022.

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