Estrela de Przybylski

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Estrela de Przybylski
Dados observacionais (J2000)
Constelação Centaurus
Asc. reta 11h 37m 37,04s[1]
Declinação -46° 42′ 34,88″[1]
Magnitude aparente 8,03[1]
Características
Tipo espectral F8/G0p[1]
Cor (U-B) 0,20[1]
Cor (B-V) 0,76[1]
Variabilidade estrela roAp[2]
Astrometria
Velocidade radial 12,4 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -46,67 mas/a[3]
Mov. próprio (DEC) 34,19 mas/a[3]
Paralaxe 9,1496 ± 0,0213 mas[3]
Distância 356,5 ± 0,8 anos-luz
109,29 ± 0,25 pc
Magnitude absoluta 2,8
Detalhes
Massa 2,27 ± 0,59[4] M☉
Raio 1,98 ± 0,03[4] R☉
Gravidade superficial log g = 4,2 cgs[4]
Luminosidade 5,92 ± 0,37[4] L☉
Temperatura 6400[4] K
Rotação v sin i = 3,5 ± 0,5 km/s[5]
Idade 56,6 ± 27,9 milhões[6]
de anos
Outras denominações
Estrela de Przybylski, V816 Centauri, CD-46 7232, HD 101065, HIP 56709, SAO 222918.[1]
Estrela de Przybylski

A Estrela de Przybylski (HD 101065) é uma estrela peculiar na constelação de Centaurus. Recebeu o nome do astrônomo Antoni Przybylski, que descobriu em 1961 seu espectro peculiar que não se encaixa nos padrões de classificação estelar.[7] Tem uma magnitude aparente visual de 8,03,[1] sendo invisível a olho nu. De acordo com dados de paralaxe, do terceiro lançamento do catálogo Gaia, está localizada a uma distância de aproximadamente 357 anos-luz (109 parsecs) da Terra.[3] Tem uma alta velocidade peculiar de 23,8 ± 1,9 km/s, em relação às estrelas vizinhas, sendo uma possível estrela fugitiva.[6]

Esta é uma estrela Ap e uma das estrelas mais peculiares já achadas. Seu espectro apresenta uma abundância baixa de ferro e níquel e extremamente alta de elementos pesados, como terras raras (lantanídeos mais escândio e ítrio), que têm abundâncias até 10000 vezes superiores às do Sol.[8][5] Também foram detectados no espectro elementos radioativos de meia vida curta, como promécio, tecnécio e alguns actinídeos, cuja existência não é explicada por processos de difusão na atmosfera, a teoria dominante sobre peculiaridades químicas em estrelas.[9][10] Já foi sugerido que esses elementos são criados por interação de material da estrela com partículas carregadas do campo magnético.[10] Como é comum em estrelas Ap, a Estrela de Przybylski possui um forte campo magnético de 2300 ± 350 G.[5]

A Estrela de Przybylski é também uma estrela roAp (estrela Ap de oscilação rápida, um subtipo das estrelas Ap) e a primeira estrela desse tipo descoberta. Essas são estrelas magnéticas que apresentam pulsações de baixa amplitude com períodos muito curtos, semelhantes a variáveis δ Scuti.[2] As pulsações da Estrela de Przybylski foram detectadas fotometricamente em 1978 e têm um período de 12,141 ± 0,003 minutos com uma amplitude de 0,012 magnitudes na banda B.[11]

Curva de luz (banda azul) da Estrela de Przybylski

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h i «V* V816 Cen -- Variable Star of delta Sct type». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 26 de agosto de 2017 
  2. ↑ a b Kurtz, D. W. (setembro de 1982). «Rapidly oscillating AP stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 200: 807-859. Bibcode:1982MNRAS.200..807K. doi:10.1093/mnras/200.3.807 
  3. ↑ a b c d Gaia Collaboration: Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; et al. (maio de 2021). «Gaia Early Data Release 3. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 649: A1, 20 pp. Bibcode:2021A&A...649A...1G. arXiv:2012.01533Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/202039657  Catálogo VizieR
  4. ↑ a b c d e Shulyak, D.; Ryabchikova, T.; Kochukhov, O. (março de 2013). «Fundamental parameters of bright Ap stars from wide-range energy distributions and advanced atmospheric models». Astronomy & Astrophysics. 551: A14, 10. Bibcode:2013A&A...551A..14S. doi:10.1051/0004-6361/201220425 
  5. ↑ a b c Cowley, C. R.; et al. (setembro de 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 
  6. ↑ a b Tetzlaff, N.; Neuhauser, R.; Hohle, M. M. (janeiro de 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. Bibcode:2011MNRAS.410..190T. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x 
  7. ↑ Przybylski, Antoni (março de 1961). «HD 101065-a G0 Star with High Metal Content». Nature. 189 (4766). 739 páginas. Bibcode:1961Natur.189..739P. doi:10.1038/189739a0 
  8. ↑ Shulyak, D.; Ryabchikova, T.; Kildiyarova, R.; Kochukhov, O. (setembro de 2010). «Realistic model atmosphere and revised abundances of the coolest Ap star HD 101065». Astronomy and Astrophysics. 520: A88, 12. Bibcode:2010A&A...520A..88S. doi:10.1051/0004-6361/200913750 
  9. ↑ Cowley, C. R.; Bidelman, W. P.; Hubrig, S.; Mathys, G.; Bord, D. J. (junho de 2004). «On the possible presence of promethium in the spectra of HD 101065 (Przybylski's star) and HD 965». Astronomy and Astrophysics. 419: 1087-1093. Bibcode:2004A&A...419.1087C. doi:10.1051/0004-6361:20035726 
  10. ↑ a b Goriely, S. (maio de 2007). «Nucleosynthesis by accelerated particles to account for the surface composition of HD 101065». Astronomy and Astrophysics. 466 (2): 619-626. Bibcode:2007A&A...466..619G. doi:10.1051/0004-6361:20066583 
  11. ↑ Kurtz, D.; Wegner, G. (setembro de 1979). «The nature of Przybylski's star - an AP star model inferred from the light variations and temperature». Astrophysical Journal. 232: 510-519. Bibcode:1979ApJ...232..510K. doi:10.1086/157310 

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