Przybylskis stjärna

Przybylskis stjärna ( HD 101065 ) är en säregen huvudsekvensstjärna cirka 410 ljusår från solen i stjärnbilden Centaurus .

Historia och egenskaper

År 1961 upptäckte den polsk-australiska astronomen Anthony Przybylski att denna stjärna har ett märkligt spektrum som inte passar in i standardramverket för stjärnklassificering . Przybylskis observationer visade ovanligt låga mängder järn och nickel i stjärnans spektrum och stora mängder sällsynta grundämnen som strontium , niob , skandium , yttrium , cesium , neodym , praseodym , torium , ytterbium , holmium och . Till en början tvivlade Przybylski på att järn överhuvudtaget fanns i spektrumet. Modernt arbete visar att elementen i järngruppen fortfarande finns i mängder något under normen, men det är också tydligt att mängden lantanider och andra exotiska grundämnen är extremt överdriven. Som ett resultat är dessa märkliga stjärnor separerade i en separat klass av Ap-stjärnor [5] .

Följande radioaktiva grundämnen hittades också i Przybylskys stjärna: teknetium , promethium , actinium , protactinium , neptunium , plutonium , americium , curium , berkelium , californium , einsteinium [6] . Förutom de vanliga linjerna av singeljoniserat kalcium (Ca II) H och K, har spektrumet av HD 101065 starka linjer av singeljoniserade lantanider , och på så sätt liknar det S-stjärnor , vars atmosfärer är berikade med nysyntetiserad materia som har rest sig från deras inre [7] .

Flera hypoteser har föreslagits för att förklara de ovanliga egenskaperna hos Przybylskis stjärna. Den första är att det är en kall extrem Ap-klassstjärna. Denna teori bekräftas i samband med upptäckten av en magnetisk fältstyrka på flera kilogauss i HD 101065 , som liknar många andra Ap-stjärnor. En av de olösta svårigheterna med att tolka HD 101065 som en Ap-stjärna är dock att dess spektrum inte liknar det för andra Ap-stjärnor. Linjerna av neutralt och joniserat järn i Ap-stjärnornas spektra är starka, och i vissa fall finns det ett tydligt överskott av järn, vilket inte är fallet för Przybylskis stjärna [8] . År 2008 föreslog ukrainska forskare en annan hypotes för att förklara egenskaperna hos Przybylsky-stjärnan. Dess författare hävdar att stjärnan har en följeslagare - en pulsar . Under påverkan av dess röntgen- och elektron-positronstrålning äger termonukleära reaktioner rum i atmosfären av Przybylski-stjärnan . Som ett resultat syntetiseras tunga grundämnen, som vanligtvis endast bildas under supernovaexplosioner , i denna stjärna i den övre atmosfären [9] . Förekomsten av en närliggande massiv pulsarföljeslagare bekräftas dock inte av moderna data om stjärnans radiella hastigheter.

Snabba svängningar

HD 101065 är prototypen för stjärnor i roAp -klassen . År 1978, enligt fotometriska observationer, fann man att stjärnan pulserar med en period av 12,15 minuter [2] . Baserat på precisionsmätningar av stjärnans radiella hastigheter erhållna med HARPS- spektrometern vid det 3,6 meter långa teleskopet vid det sydeuropeiska observatoriet, upptäcktes ett multiperiodiskt pulsationsspektrum som visar avståndet mellan pulsationsfrekvenserna, karakteristiskt för akustiska svängningar med hög överton [ 10] . Frekvensdelningsmodellering gjorde det möjligt att bestämma de exakta parametrarna, stjärnans ålder och storleken på dess magnetfält .

Anteckningar

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Objekt och alias  (eng.)  (länk ej tillgänglig) . NASA/IPAC/NExSci Star & Exo Planet Observations . Arkiverad från originalet den 5 maj 2012.
2. ↑ 1 2 Kurtz, DW Information Bulletin on Variable Stars, vol 1436, 1978  (  länk ej tillgänglig) . Hämtad 4 augusti 2010. Arkiverad från originalet 3 oktober 2018.
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 V* V816 Cen -- Variabel  stjärna . SIMBAD . Centre de Donnees astronomiques de Strasbourg. Arkiverad från originalet den 5 maj 2012.
4. ↑ Från skenbar magnitud och parallax
5. ↑ Przybylski, A.; Kennedy, PM  The Spectrum of HD 101065  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific . - 1963. - Vol. 74 , nr. 445 . - s. 349-353 . - doi : 10.1086/127965 .  (Engelsk)
6. ↑ Gopka, VF; Jusjtjenko, A.V.; Jusjtjenko, V.A.; Panov, IV; Kim, Ch. Identifiering av absorptionslinjer för aktinider med kort halveringstid i spektrumet av Przybylskis stjärna (HD 101065  )  // Kinematics and Physics of Celestial Bodies : journal. - 2008. - 15 maj ( vol. 24 , nr 2 ). - S. 89-98 . - doi : 10.3103/S0884591308020049 . - .
7. ↑ Przybylskis mest ovanliga stjärna  (eng.)  (inte tillgänglig länk) . C. Cowley . Arkiverad från originalet den 5 maj 2012.
8. ↑ Przybylskis stjärna (HD 101065  ) . Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight . Arkiverad från originalet den 5 maj 2012.
9. ↑ En hypotes för att förklara ursprunget till Przybylskis stjärna (HD 101065)  (eng.)  (otillgänglig länk - historia ) . VF Gopka, OM Ul'yanov och SM Andrievskii .
10. ↑ D.E. Mkrtichian, A.P. Hatzes, H. Saio, R.R. Shobbrook. Detekteringen av det rika p-lägesspektrumet och asteroseismologin hos Przybylskis stjärna  // Astronomy and Astrophysics  . — EDP Sciences , 2008-09-17. — Vol. 490 , iss. 3 . - P. 1109-1120 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361:200809890 . Arkiverad från originalet den 3 augusti 2019.

Litteratur

• Cowley, C.R; Hubrig, S; Bord, D.J (2003). "Actinides in HD 101065 (Przybylski's Star)". American Astronomical Society Meeting Abstracts #202 . 202 : 32,09. Bibcode : 2003AAS...202.3209C .
• Surdin V. G. Star of Przybylsky // Vår skola. 2002. Nr 10. S. 4-9.

Länkar

• Przybylskis mest ovanliga stjärna