Wikipedia

Bintang Przybylski

bintang yang terletak di rasi bintang Centaurus
(Dialihkan dari HIP 56709)

Bintang Przybylski (diucapkan /pʃɪˈbɪlskiz/ atau /ʃɪˈbɪlskiz/), atau HD 101065, adalah sebuah bintang Ap yang berosilasi dengan cepat pada jarak sekitar 355 tahun cahaya (109 parsec) dari Matahari di konstelasi selatan Centaurus

HD 101065

Kurva cahaya pita biru untuk V816 Centauri, diadaptasi dari Kurtz dan Wegner (1979)[1]
Data pengamatan
Epos J2000      Ekuinoks J2000
Rasi bintang Centaurus
Asensio rekta  11j 37m 37,04110d[2]
Deklinasi  −46° 42′ 34,8754″[2]
Magnitudo tampak (V) 7,996–8,020[3]
Ciri-ciri
Kelas spektrum F0, F5, atau G0[4] (F3 Ho)[5]
Indeks warna U−B +0,20[6]
Indeks warna B−V +0,76[6]
Jenis variabel roAp[3][7]
Astrometri
Kecepatan radial (Rv)+12,4±3[8] km/s
Gerak diri (μ) RA: −46,757±0,051[2] mdb/thn
Dek.: +34,024±0,047[2] mdb/thn
Paralaks (π)9,1920±0,0343[2] mdb
Jarak355 ± 1 tc
(108,8 ± 0,4 pc)
Detail
Massa1,543[9] M☉
Radius1,90[10] R☉
Gravitasi permukaan (log g)4,051[9]
Suhu6.653[9] K
Metalisitas [Fe/H]−2,40[11]
Usia1,5±0,1[12] gigatahun
Penamaan lain
V816 Cen, CD−46°7232, HD 101065, HIP 56709, SAO 222918.[13]
Referensi basis data
SIMBADdata

Sejarah sunting

Pada tahun 1961, astronom Polandia-Australia Antoni Przybylski menemukan bahwa bintang ini memiliki spektrum aneh yang tidak sesuai dengan kerangka standar untuk klasifikasi bintang.[14][15] Pengamatan Bintang Przybylski menunjukkan jumlah yang sangat rendah dari besi dan nikel dalam spektrum bintang ini, tetapi jumlah yang lebih tinggi dari unsur-unsur yang tidak biasa seperti stronsium, holmium, niobium, skandium, itrium, sesium, neodimium, praseodimium, torium, iterbium, dan uranium. Faktanya, pada awalnya Przybylski meragukan bahwa besi ada dalam spektrum sama sekali. Pekerjaan modern menunjukkan bahwa unsur-unsur golongan besi agak di bawah normal dalam kelimpahan, tetapi jelas bahwa lantanida dan unsur-unsur eksotis lainnya sangat melimpah.[7]

Bintang Przybylski mungkin juga mengandung banyak unsur aktinida berumur pendek yang beragam dengan aktinium, protaktinium, neptunium, plutonium, amerisium, kurium, berkelium, kalifornium, dan einsteinium yang secara teoretis terdeteksi.[butuh klarifikasi] Isotop einsteinium yang telah diketahui yang berumur paling panjang memiliki waktu paruh hanya 472 hari, dengan astrofisikawan Stephane Goriely di Free University of Brussels (ULB) menyatakan (pada 2017) bahwa bukti untuk aktinida semacam itu tidaklah kuat karena “atmosfer bintang Przybylski sangat magnetis, berlapis dan aneh secara kimiawi, sehingga interpretasi spektrumnya tetap sangat kompleks [dan] keberadaan inti tersebut masih harus dikonfirmasi.”[16] Selain itu, penulis utama studi aktinida, Vera F. Gopka, secara langsung mengakui bahwa "posisi garis unsur-unsur radioaktif yang dicari hanya divisualisasikan dalam spektrum sintetis sebagai penanda vertikal karena tidak ada data atom untuk garis-garis ini kecuali panjang gelombangnya (Sansonetti dkk. 2004), memungkinkan seseorang untuk menghitung profil mereka dengan intensitas yang kurang lebih nyata."[17] Spektrum jejak dari isotop einsteinium telah dianalisis secara komprehensif secara eksperimental (pada tahun 2021),[18] meskipun saat ini tidak ada penelitian yang dipublikasikan yang mengonfirmasi apakah jejak einsteinium yamg diteorikan yang diusulkan untuk ditemukan dalam spektrum bintang sesuai dengan hasil yang ditentukan laboratorium.

Unsur radioaktif yang diidentifikasi secara pasti di bintang ini termasuk teknesium dan prometium.[19] Sementara isotop teknesium yang berumur paling panjang diketahui memiliki waktu paruh dalam jutaan tahun, isotop prometium yang berumur paling panjang hanya memiliki waktu paruh 17,7 tahun, yang memerlukan beberapa sumber untuk terus-menerus mengisinya agar ia tetap ada dalam jumlah yang terukur.

Ada banyak upaya untuk menetapkan kelas spektral konvensional untuk bintang ini. Katalog Henry Draper memberikan kelas B5. Analisis lebih rinci ketika sifat tidak biasa dari bintang itu ditemukan diperkirakan kelas F8 atau G0. Studi selanjutnya memberikan kelas F0 atau F5 ke G0.[4] Ia dianggap sebagai bintang deret utama dengan suhu yang agak lebih panas daripada Matahari, tetapi dengan garis spektrumnya yang sangat diselimuti oleh kelimpahan logam tertentu yang ekstrem.[20] Katalog bintang yang aneh secara kimiawi memberikan tipe F3 Ho, menunjukkan bintang Ap dengan kelas spektral perkiraan F3 dan garis holmium yang kuat.[5]

Dibandingkan dengan bintang tetangganya, HD 101065 memiliki kecepatan aneh yang tinggi, yaitu 23,8±1,9 km/s.[21]

Hipotesis sunting

Karena sifat aneh dari bintang ini, ada banyak hipotesis tentang mengapa keanehan tersebut terjadi. Salah satu teori tersebut adalah bahwa bintang tersebut mengandung beberapa nuklida berumur panjang dari pulau stabilitas (seperti 298Fl atau 304120) dan bahwa aktinida berumur pendek yang teramati adalah anak (produk peluruhan) dari nenek moyang ini, yang terjadi dalam kesetimbangan sekuler dengan induknya.[22][23]

Ia kadang-kadang menarik perhatian sebagai kandidat SETI[24] karena ia sejalan dengan spekulasi bahwa spesies teknologi dapat mengasinkan fotosfer bintangnya dengan unsur yang tidak biasa, baik untuk menandakan kehadirannya[25][26] atau untuk membuang limbah nuklir.[27]

Properti sunting

HD 101065 adalah bintang prototipe dari kelas bintang variabel bintang Ap yang berosilasi dengan cepat (roAP). Pada tahun 1978, ia ditemukan berdenyut secara fotometris dengan periode 12,15 menit.[28]

Sebuah pendamping potensial juga telah terdeteksi, sebuah bintang bermagnitudo 14 (dalam inframerah) yang berjarak 8 detik busur. Ini bisa berarti pemisahannya hanya 1.000 SA (0,02 tahun cahaya);[29] namun, Rilis Data Gaia 2 menunjukkan bahwa walaupun kedua bintang itu tampak bagi kita sebagai bintang yang dipisahkan oleh sudut yang sangat dekat, jarak sebenarnya yang memisahkan kita dari bintang kedua ini berjarak 890±90 tahun cahaya yang berarti lebih dari dua kali lebih jauh dari Bintang Przybylski.[30]

Referensi sunting

  1. ^ Kurtz, Don; Wegner, Gary (September 1979). "The nature of Przybylski's star: an Ap star model inferred from the light variations and temperature". The Astrophysical Journal. 232: 510–519. Bibcode:1979ApJ...232..510K. doi:10.1086/157310. 
  2. ^ a b c d e Brown, A. G. A.; et al. (kolaborasi Gaia) (Agustus 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  .  5372587514128271232 Catatan Gaia DR2 untuk sumber tersebut di VizieR.
  3. ^ a b Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S. 
  4. ^ a b Skiff, B. A. (Oktober 2014). "General Catalogue of Stellar Spectral Classifications". Vizier Online Data Catalog. Bibcode:2014yCat....1.2023S. 
  5. ^ a b Renson, P.; Manfroid, J. (2009). "Catalogue of Ap, Hg Mn and Am stars". Astronomy and Astrophysics. 498 (3): 961. Bibcode:2009A&A...498..961R. doi:10.1051/0004-6361/200810788  . 
  6. ^ a b Wegner, G. (1976). "On the reddening and the effective temperature of HD 101065". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 177: 99–108. Bibcode:1976MNRAS.177...99W. doi:10.1093/mnras/177.1.99  . 
  7. ^ 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)". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 477 (3): 3791. arXiv:1804.07260  . Bibcode:2018MNRAS.477.3791H. doi:10.1093/mnras/sty889. 
  8. ^ Gontcharov, G. A (2006). "Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system". Astronomy Letters. 32 (11): 759–771. arXiv:1606.08053  . Bibcode:2006AstL...32..759G. doi:10.1134/S1063773706110065. 
  9. ^ a b c F. Anders; A. Khalatyan; A.B.A. Queiroz; et al. (2022). "Photo-astrometric distances, extinctions, and astrophysical parameters for Gaia EDR3 stars brighter than G=18.5". Astronomy & Astrophysics. 658: A91. arXiv:2111.01860  . Bibcode:2022yCat.1354....0A. doi:10.1051/0004-6361/202142369. 
  10. ^ Shulyak, D.; Ryabchikova, T.; Kildiyarova, R.; Kochukhov, O. (2010). "Realistic model atmosphere and revised abundances of the coolest Ap star HD 101065". Astronomy and Astrophysics. 520: A88. arXiv:1004.0246  . Bibcode:2010A&A...520A..88S. doi:10.1051/0004-6361/200913750. 
  11. ^ Przybylski, A. (Januari 1977). "Is iron present in the atmosphere of HD 101065". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 178 (2): 71–84. Bibcode:1977MNRAS.178...71P. doi:10.1093/mnras/178.2.71  . 
  12. ^ Mkrtichian, D. E.; Hatzes, A. P.; Saio, H.; Shobbrook, R. R. (2008). "The detection of the rich p-mode spectrum and asteroseismology of Przybylski's star". Astronomy & Astrophysics. 490 (3): 1109–1120. Bibcode:2008A&A...490.1109M. doi:10.1051/0004-6361:200809890. 
  13. ^ "V* V816 Cen". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. 
  14. ^ Przybylski, A.; Kennedy, P. Morris (Agustus 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  . 
  15. ^ Powell, C. S.; Wright, J. (30 Juni 2017). "The Strangest (and Second-Strangest) Star in the Galaxy". Discover. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2019-11-05. Diakses tanggal 28 September 2022. 
  16. ^ Jesse Empsak (23 Maret 2017). "Oddball star could be home to long-sought superheavy elements". New Scientist. Diakses tanggal 28 September 2022. 
  17. ^ Gopka, V. F.; Yushchenko, Alexander V.; Shavrina, Angelina V.; Mkrtichian, David E.; Hatzes, Artie P.; Andrievsky, Sergey M.; Chernysheva, Larissa V. (2005). "On the radioactive shells in peculiar main sequence stars: the phenomenon of Przybylski's star". Proceedings of the International Astronomical Union. 2004: 734–742. doi:10.1017/S174392130500966X. 
  18. ^ Nothhelfer, S.; Albrecht-Schönzart, Th.E.; Block, M.; Chhetri, P.; Düllmann, Ch.E.; Ezold, J.G.; Gadelshin, V.; Gaiser, A.; Giacoppo, F.; Heinke, R.; Kieck, T.; Kneip, N.; Laatiaoui, M.; Mokry, Ch.; Raeder, S.; Runke, J.; Schneider, F.; Sperling, J.M.; Studer, D.; Thörle-Pospiech, P.; Trautmann, N.; Weber, F.; Wendt, K. (2022). "Nuclear structure investigations of 253−255Es by laser spectroscopy". Physical Review C. 105. doi:10.1103/PhysRevC.105.L021302. 
  19. ^ Gopka, V. F.; Yushchenko, A. V.; Yushchenko, V. A.; Panov, I. V.; Kim, Ch. (15 Mei 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. 
  20. ^ Cowley, C. R.; Ryabchikova, T.; Kupka, F.; Bord, D. J.; Mathys, G.; Bidelman, W. P. (2000). "Abundances in Przybylski's star". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 317 (2): 299–309. Bibcode:2000MNRAS.317..299C. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03578.x  . 
  21. ^ Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (Januari 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 
  22. ^ Jason Wright (16 Maret 2017). "Przybylski's Star III: Neutron Stars, Unbinilium, and aliens". Astrowright. Diakses tanggal 28 September 2022. 
  23. ^ 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. 
  24. ^ Jason T. Wright (2018). "Exoplanets and SETI". Dalam Hans J. Deeg; Juan Antonio Belmonte. Handbook of Exoplanets. Springer, Cham. hlm. 3405–3412. arXiv:1707.02175  . doi:10.1007/978-3-319-55333-7_186. ISBN 978-3-319-55332-0. 
  25. ^ Frank D. Drake (1965). "Chapter IX - The Radio Search for Intelligent Extraterrestrial Life". Dalam Gregg Mamikunian; Michael H. Briggs. Current Aspects of Exobiology. Pergamon. doi:10.1016/B978-1-4832-0047-7.50015-0. ISBN 9781483200477. 
  26. ^ Iosif S. Shklovskii; Carl Sagan (1966). Intelligent Life in the Universe. Holden-Day. hlm. 406–407. 
  27. ^ D.P. Whitmire; D.P. Wright (April 1980). "Nuclear waste spectrum as evidence of technological extraterrestrial civilizations". Icarus. 42 (1): 149–156. Bibcode:1980Icar...42..149W. doi:10.1016/0019-1035(80)90253-5. 
  28. ^ 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. 
  29. ^ 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. 
  30. ^ Brown, A. G. A.; et al. (kolaborasi Gaia) (Agustus 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 Catatan Gaia DR2 untuk sumber tersebut di VizieR.

Pranala luar sunting

Diperoleh dari "https://wiki-indonesia.club/w/index.php?title=Bintang_Przybylski&oldid=24534291"