Wikipedia

Przybylskis stjärna

stjärna i Kentaurens stjärnbild

Przybylskis stjärna, eller V816 Centauri, är en pulserande variabel av typen snabbt pulserande Ap-stjärna (roAp)[5][6] i stjärnbilden Kentauren.

Przybylskis stjärna
V816 Centauri
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildKentauren
Rektascension11t 37m 37,04s
Deklination-46° 42′ 34,88″[1]
Skenbar magnitud ()7,996-8,02 (V)[2]
Stjärntyp
SpektraltypF8/G0p[1]
U–B0,20[3]
B–V0,757±0,018[4]
VariabeltypPulserande variabel av typen snabbt pulserande Ap-stjärna (roAp)[5][6]
Astrometri
Radialhastighet ()12,40±3 km/s
Egenrörelse (µ)RA: -46,757±0,051 mas/år
Dek.: 34,024±0,047 mas/år
Parallax ()9,1920±0,0343 mas
Avstånd355 lå
Detaljer
Massa4,0 ± 0,1[7] M☉
Radie1,90[8] R☉
Temperatur6600[9] K
Metallicitet–2.40[10]
Andra beteckningar
GSC 08215-01532, PLX 2691.01, UBV 10485, CD-46 7232, HD 101065, PPM 316598, uvby98 100101065, CPC 0 9689, HIC 56709, Renson 29120, Gaia DR2 5372587514128271232, CPD-46 5445, HIP 56709, SAO 222918, Gaia DR1 5372587509828096768, GCRV 62619, 2MASS J11373704-4642348, SKY# 22018, GEN# +1.00101065, TYC 8215-1532-1[1]

Stjärnan varierar mellan visuell magnitud +7,996 och 8,02 med en period av 0,0084306 dygn eller 12,1401 minuter.[2]

Vetenskaplig historia redigera

Det var 1961 som den polsk-australiske astronomen Antoni Przybylski upptäckte att denna stjärna hade ett pekuliärt spektrum, det vill säga ett spektrum som inte passade in i den standard för klassifikation av stjärnor som fanns.[11][12] Przybylski observerade låga halter av järn och nickel i spektrumet, men förhållandevis höga halter av ovanliga grundämnen som strontium, holmium, niob, skandium, yttrium, cesium, neodym, praseodym, torium, ytterbium och uran. Till att börja med tvivlade faktiskt Przybylski att järn överhuvudtaget förekom i spektrumet. Senare observationer visar att järn och liknande metaller förekommer i mindre mängder än normalt i stjärnor, medan lantanoiderna och andra ovanliga grundämnen förekommer i riklig mängd. Lantanoiderna är mellan 1000 och 10000 gånger vanligare i stjärnan än hos Solen. Przybylskis stjärna klassificeras därför som en Ap-stjärna.

Przybylskis stjärna innehåller också ett antal kortlivade aktinider – aktinium, protaktinium, neptunium, plutonium, americium, curium, berkelium, californium och einsteinium har spårats hos stjärnan. Andra radioaktiva grundämnen hos Przybylskis stjärna är teknetium och prometium.[13]

Teorier redigera

På grund av stjärnans märkliga sammansättning har ett antal teorier vädrats. En teori som vunnit uppmärksamhet är att stjärnan innehåller en del långlivade nuklider från stabilitetsön, till exempel 298Fl, 304120 eller 310126 och att de kortlivade aktinider som observerats är dotternuklider till dessa grundämnen som upptäcker i ett slags jämviktsförhållande.[14][15]

Properties redigera

Przybylskis stjärna är prototypstjärna för variabler av typen snabbt pulserande Ap-stjärnor (p = peculiar/pekuliär). 1978 fastställdes att den pulserar med en period på 12,15 minuter.[16] En möjlig följeslagare av magnitud 14 har observerats i infrarött, med ett avstånd av 8 bågsekunder. Det skulle innebära att avståndet är ungefär 1000 AU.[17] Observationerna är motstridiga med andra uppgifter som tyder på att den möjliga följeslagaren i själva verket ligger på ett avstånd av 890±90 ljusår, dvs. mer än dubbelt så långt bort som Przybylskis stjärna.[18]

Se även redigera

Referenser redigera

Noter redigera

  1. ^ [a b c] ”Basic data: V* V816 Cen – Variable Star of delta Sct type” (på engelska). Centre de Données astronomiques de Strasbourg. http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=V816+Cen&submit=SIMBAD+search. Läst 7 oktober 2018. 
  2. ^ [a b] ”V0816 Cen” (på engelska). The International Variable Star Index. AAVSO – American Association of Variable Star Observers. https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=8113. Läst 7 oktober 2018. 
  3. ^ Wegner, G. (1976). ”On the reddening and the effective temperature of HD 101065” (på engelska). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 177: sid. 99-108. doi:10.1093/mnras/177.1.99. 
  4. ^ van Leeuwen (2007). ”Hipparcos, the New Reduction” (på engelska). http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=I/311/hip2&HIP=56709. Läst 7 oktober 2018. 
  5. ^ [a b] Samus, N. N.; Durlevich, O. V. et al (2009). ”VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)” (på engelska). VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally Published In: 2009yCat....102025S 1. 
  6. ^ [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)” (på engelska). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 477 (3): sid. 3791. 
  7. ^ Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (januari 2011). ”A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun” (på engelska). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 410 (1): sid. 190–200. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x. 
  8. ^ Shulyak, D.; Ryabchikova, T.; Kildiyarova, R.; Kochukhov, O.. ”Realistic model atmosphere and revised abundances of the coolest Ap star HD 101065” (på engelska). Astronomy and Astrophysics 520: sid. A88. doi:10.1051/0004-6361/200913750. 
  9. ^ Cowley, C. R.; Ryabchikova, T.; Kupka, F.; Bord, D. J.; Mathys, G.; Bidelman, W. P. (2000). ”Abundances in Przybylski's star” (på engelska). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 317 (2): sid. 299–309. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03578.x. 
  10. ^ Przybylski, A. (januari 1977). ”Is iron present in the atmosphere of HD 101065” (på engelska). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 178 (2): sid. 71–84. doi:10.1093/mnras/178.2.71. 
  11. ^ Przybylski, A.; Kennedy, P. Morris (augusti 1963). ”The Spectrum of HD 101065” (på engelska). Publications of the Astronomical Society of the Pacific 75 (445): sid. 349–353. doi:10.1086/127965. 
  12. ^ Powell, C. S.; Wright, J. (30 juni 2017). ”The Strangest (and Second-Strangest) Star in the Galaxy” (på engelska). Discover. Arkiverad från originalet den 5 november 2019. https://web.archive.org/web/20191105124435/http://blogs.discovermagazine.com/outthere/2017/06/30/wright/. Läst 6 oktober 2018. 
  13. ^ Gopka, V. F.; Yushchenko, A. V.; Yushchenko, V. A.; Panov, I. V.; Kim, Ch. (15 maj 2008). ”Identification of absorption lines of short half-life actinides in the spectrum of Przybylski’s star (HD 101065)” (på engelska). Kinematics and Physics of Celestial Bodies 24 (2): sid. 89–98. doi:10.3103/S0884591308020049. 
  14. ^ Jason Wright (16 mars 2017). ”Przybylski’s Star III: Neutron Stars, Unbinilium, and aliens” (på engelska). https://sites.psu.edu/astrowright/2017/03/16/przybylskis-star-iii-neutron-stars-unbinilium-and-aliens/. Läst 6 oktober 2018. 
  15. ^ ”Isotope shift and search for metastable superheavy elements in astrophysical data” (på engelska). Physical Review A 95 (6): sid. 062515. 2017. doi:10.1103/PhysRevA.95.062515. 
  16. ^ Kurtz, D. W. (1978). ”12.15 Minute Light Variations in Przybylski's Star, HD 101065” (på engelska). Information Bulletin on Variable Stars 1436: sid. 1. 
  17. ^ Schöller, M.; Correia, S.; Hubrig, S.; Kurtz, D. W. (2012). ”Multiplicity of rapidly oscillating Ap stars” (på engelska). Astronomy & Astrophysics 545: sid. A38. doi:10.1051/0004-6361/201118538. 
  18. ^ Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (augusti 2018). ”Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties” (på engelska). Astronomy & Astrophysics 616: sid. A1. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Läst 26 oktober. 
Hämtad från ”https://sv.wikipedia.org/w/index.php?title=Przybylskis_stjärna&oldid=51489094”