La Stella di Przybylski (pron. /pʃɪbɪlskiz/ o /ʃɪbɪlskiz/) o HD 101065, è una stella Ap a rapida oscillazione posta a circa dal Sole nella costellazione meridionale del Centauro. È nota per il suo spettro peculiare caratterizzato da una sovrabbondanza di lantanoidi e attinoidi.
Caratteristiche 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 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..
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.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.Powell, C. S.; Wright, J. (30 June 2017). "The Strangest (and Second-Strangest) Star in the Galaxy" . Discover. Retrieved 10 September 2017. 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.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. 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,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. 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 (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.
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 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.. Tuttavia, i dati più recenti di Gaia hanno rilevato che questa stella si trova una distanza di , più del doppio della distanza della stella di PrzybylskiBrown, 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., e dunque l'associazione è solo apparente.
Paragonata con le stelle vicine, HD 101065 possiede un'alta velocità peculiare di 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.
Ipotesi 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 ).
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 essiJason Wright (16 March 2017). "Przybylski's Star III: Neutron Stars, Unbinilium, and aliens". Retrieved 31 July 2018.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..
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, o per smaltire rifiuti radioattivi, la stella di Przybylski è stata occasionalmente presa in considerazione come un candidato SETI.
Note
Voci correlate Metallicità Stella peculiare
Collegamenti esterni
Categoria:Stelle di classe spettrale F