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Estrella de Przybylski

estrella

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 llinies espectrales fuertes d'elementos lantánidos. El so 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 subxigante.[8]

Ficha d'oxetu celesteEstrella de Przybylski
estrella[1]
Epónimu Antoni Przybylski
Datos d'observación
Ascensión reuta (α) 174,40433791894 °[2]
Declinación (δ) −46,709687609848 °[2]
Distancia a la Tierra 108,7903 pc
Magnitú aparente (V) 8,03 (banda V)
Constelación Centaurus[4]
Velocidá radial 12,4 km/s[5]
Parallax 9,192 mas[2]
Radiu 1,9 Radius solars
Diámetru 2 760 000 km [6]
Tipu espectral B5[7]
Otros nomes
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Coordenaes: Sky map 11h 37m 37.041s, -46° 42′ 34.875″

Los primeros estudios del campu magnéticu de la Estrella de Przybylski amosaron un campu magnéticu llonxitudinal nel rangu Hz = −2100 a −2500 ± 450 G, ensin que s'atopara una variabilidá significativa n'este. Midíes posteriores conceden la metá de fuercia al campu magnéticu llonxitudinal, Hz = −1014 ± 72 G.[9] En 1978 atopóse que la Estrella de Przybylski ye una estrella pulsante[10] y ye prototipu de les estrelles Ap d'oscilaciones rápides (roAp). Observaciones de la velocidá radial utilizando'l espectrómetru HARPS amuesen oscilaciones multiperiódicas con dos grupos de maneres igualmente espaciados.[11]

La composición química de la Estrella de Przybylski ye enigmática. Yá en 1974 identificáronse llinies espectrales correspondientes a 51 elementos químicos distintos.[12] Posteriores observaciones evidenciaron la sobreabundancia de lantánidos y tamién confirmaron, con un grau altu d'enfotu, la presencia de llinies de tecneciu y de prometiu —que'l so periodu de semidesintegración ye de 17,7 años—.[13] Tamién s'identificaron les llinies de tolos elementos radiactivos con 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 erupciones, tienen llugar na so atmósfera.[13] Igualmente suxirióse que la esistencia d'elementos con Z < 92 débese al escayencia radiactiva natural de toriu y uraniu estratificado na atmósfera cimera. Otra posible esplicación rellacionar col fuerte campu magnéticu, pudiendo tar nel orixe d'una aceleración significativa de partícules cargaes, principalmente protones y partícules alfa, que modifiquen el conteníu superficial pola interaición col material estelar.[14]

A pesar de munchos años d'investigaciones, les estraordinaries anomalíes químiques de la Estrella de Przybylski permanecen ensin esplicación.[11]

Referencies

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  1. ↑ Afirmao en: SIMBAD.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Afirmao en: Gaia DR2. Llingua de la obra o nome: inglés. Data d'espublización: 25 abril 2018.
  3. ↑ Afirmao en: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Llingua de la obra o nome: inglés. Data d'espublización: 2002.
  4. ↑ Afirmao en: VizieR. Llingua de la obra o nome: inglés.
  5. ↑ «Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system» (n'inglés). Astronomy Letters (11):  páxs. 759–771. payares 2006. doi:10.1134/S1063773706110065. 
  6. ↑ Oleg Kochukhov (23 xunetu 2014). «Interferometry of chemically peculiar stars: theoretical predictions versus modern observing facilities» (n'inglés). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (2):  páxs. 1629–1642. doi:10.1093/MNRAS/STU1259. 
  7. ↑ «VizieR Online Data Catalog: Henry Draper Catalogue and Extension, published in Ann. Harvard Obs. 91-100 (1918-1925)» (n'inglés). Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College. sieglu XX. 
  8. ↑ Przybylski's Star (HD 101065). The Internet Encyclopedia of Science
  9. ↑ Hubrig, S.; Kurtz, D. W.; Bagnulo, S.; Szeifert, T.; Schöller, M.; Mathys, G.; Dziembowski, W. A. (2004). «Measurements of magnetic fields over the pulsation cycle in six roAp stars with FORS 1 at the VLT». Astronomy and Astrophysics 415. páxs. 661-669. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2004A%26A...415..661H&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  10. ↑ Kurtz, D. W. (1978). «12.15 Minute Light Variations in Przybylski's Star, HD 101065». Information Bulletin on Variable Stars 1436 (1). http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1978IBVS.1436....1K&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  11. ↑ 11,0 11,1 Mkrtichian, D. Y.; Hatzes, A. P. (2005). «HD 101065, the Most Peculiar Star: First Results from Precise Radial Velocity Study». Journal of Astrophysics and Astronomy 26. páxs. 185-191. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2005JApA...26..185M&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  12. ↑ Wegner, G.; Petford, A. D. (1974). «Abundance analysis of Przybylski's star (HD 101065)». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 168. páxs. 557 - 575. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1974MNRAS.168..557W&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  13. ↑ 13,0 13,1 Cowley, C. R.; Bidelman, W. P.; Hubrig, S.; Mathys, G.; Bord, D. J. (2004). «On the possible presence of promethium in the spectra of HD 101065 (Przybylski's star) and HD 965». Astronomy and Astrophysics 419. páxs. 1087-1093. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2004A%26A...419.1087C&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  14. ↑ Goriely, S. (2007). «Nucleosynthesis by accelerated particles to account for the surface composition of HD 101065». Astronomy and Astrophysics 466 (2). páxs. 619-626. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007A%26A...466..619G&db_key=AST&nosetcookie=1. 

Coordenaes:   11h 37m 37.041s, -46° 42′ 34.875″

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