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Diferencies ente revisiones de «Estrella de Przybylski»

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| [[Catálogu Henry Draper|HD]]&nbsp;101065 / [[Catálogu Hipparcos|HIP]]&nbsp;56709<br />[[Catálogu SAO|SAO]]&nbsp;222918 / [[Bonner Durchmusterung|CD]]-46&nbsp;7232
|}
La '''Estrella de Przybylski''' (V816 Centauri) ye una [[estrella]] na [[constelación]] de [[Centaurus]] de [[magnitú aparente]] +8,02. Descubierta pol astrónomu [[Antoni Przybylski]] (pronunciáu ''Yibilski'') en [[1961]], ye una [[estrella químicamente peculiar]] estrema, con [[llíneallinia espectral|llíneesllinies espectrales]] fuertes d'elementos [[lantánidos]]. El so [[espectroscopia astronómica|espectru]] ye similar al d'una [[estrella de tipu S]] —estrella bien evolucionada con una atmósfera arriquecida por material procedente de la [[nucleosíntesis]] interior—, pero n'otros aspeutos asemeyar a una estrella de la [[secuencia principal]] o a una [[subgigante]].<ref>[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/Przybylskis_Star.html Przybylski’s Star] (HD 101065). The Internet Encyclopedia of Science</ref>
 
Los primeros estudios del [[campu magnético estelar|campu magnético]] de la Estrella de Przybylski amosaron un campu magnético llonxitudinal nel rangu H<sub>z</sub> = −2100 a −2500 ± 450 [[Gauss (unidá electromagnética)|G]], ensin que s'atopara una variabilidá significativa n'este. Midíes posteriores conceden la metá de fuerza al campu magnético llonxitudinal, H<sub>z</sub> = −1014 ± 72 G.<ref>{{cita publicación
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}}</ref>
 
La composición química de la Estrella de Przybylski ye enigmática. Yá en [[1974]] identificáronse llíneesllinies espectrales correspondientes a 51 [[elementu químicu|elementos químicos]] distintos.<ref>{{cita publicación
| autor = Wegner, G.; Petford, A. D.
| títulu = Abundance analysis of Przybylski's star (HD 101065)
Llinia 84:
| id = pp. 557 - 575
| url = http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1974MNRAS.168..557W&db_key=AST&nosetcookie=1
}}</ref> Posteriores observaciones evidenciaron la sobreabundancia de lantánidos y tamién confirmaron, con un grau altu d'enfotu, la presencia de llíneesllinies de [[tecneciu]] y de [[prometio]] —que'l so [[periodu de semidesintegración]] ye de 17,7 años—.<ref name=Cowley>{{cita publicación
| autor = Cowley, C. R.; Bidelman, W. P.; Hubrig, S.; Mathys, G.; Bord, D. J.
| títulu = On the possible presence of promethium in the spectra of HD 101065 (Przybylski's star) and HD 965
Llinia 93:
| id = pp. 1087-1093
| url = http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2004A%26A...419.1087C&db_key=AST&nosetcookie=1
}}</ref> Tamién s'identificaron les llíneesllinies de tolos elementos [[radiactividad|radiactivos]] con [[númberu atómicu|númberos atómicos]] ente Z = 84 y Z = 99, sacante [[astato]] y [[franciu]]. La presencia d'estos elementos radiactivos de vida tan curtia ye malo d'entender. Propúnxose que dellos procesos desconocíos, del tipu fogarales o [[erupción solar|erupciones]], tienen llugar na so atmósfera.<ref name=Cowley />
Igualmente suxurióse que la esistencia d'elementos con Z < 92 ye debida al [[escayencia radioactiva|escayencia radiactiva]] natural de [[torio]] y [[uraniu]] estratificado na atmósfera cimera.
Otra posible esplicación rellacionar col fuerte campu magnético, pudiendo tar nel orixe d'una aceleración significativa de partícules cargaes, principalmente [[protón|protones]] y [[partícules alfa]], que modifiquen el conteníu superficial pola interacción col material estelar.<ref name=Goriely>{{cita publicación
Sacáu de «https://ast.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_Przybylski»