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Étoile de Przybylski

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HD 101065

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Pour les articles homonymes, voir Przybylski.

HD 101065
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 11h 37m 37,04110s[1]
Déclinaison −46° 42′ 34,8754″[1]
Constellation Centaure
Magnitude apparente 8,02[2]

Localisation dans la constellation : Centaure

(Voir situation dans la constellation : Centaure)
Caractéristiques
Type spectral F8p[3]
Indice U-B +0,20[2]
Indice B-V +0,76[2]
Variabilité roAp[3]
Astrométrie
Vitesse radiale +10,2 km/s[4]
Mouvement propre μα = −46,757 mas/a[1]
μδ = +34,024 mas/a[1]
Parallaxe 9,192 0 ± 0,034 3 mas[1]
Distance 108,790 3 ± 0,406 pc (∼355 al)[1]
Caractéristiques physiques
Masse 4,0 ± 0,1 M☉[5]
Gravité de surface (log g) 4,2[6]
Température 6 600 K[6]
Métallicité [Fe/H] = −2,40[7]
Âge 56,6 ± 27,9 M a[5]

Désignations

V816 Cen, CD-46 7232, CPD-46 5445, HD 101065, SAO 222918, HIP 56709[8]

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HD 101065, officieusement surnommée l'étoile de Przybylski, est une étoile sous-géante[9] chimiquement particulière de la constellation du Centaure située à ∼ 355 a.l. (∼ 109 pc) du Soleil (parallaxe de 9,19 ± 0,03 millisecondes d'arc)[1]. Elle est le prototype des étoiles Ap à oscillations rapides (roAp)[3].

En 1961, l'astronome australien Antoni Przybylski a découvert que le spectre de cette étoile ne correspondait à aucun type spectral standard[10],[11].

Champ magnétique fort

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HD 101065 est clairement une étoile de type Ap, ce que confirmerait également la présence d'un champ magnétique de −1 408 ± 50 gauss[9].

Oscillations rapides

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HD 101065 est également le prototype des étoiles Ap à oscillations rapides (roAp). En 1978, D. W. Kurtz[12] qui appelle cette étoile "the magnetic Holmium star" lui a découvert une période de 12,15 minutes et une amplitude de 0,01 à 0,02 mag.

Mouvement propre rapide

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Comparée à ses voisines, HD 101065 a un mouvement propre rapide de 23,8 ± 1,9 km s–1 [13].

Composition chimique

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L'étoile de Przybylski se caractérise par une nette sous-abondance du fer et du nickel et une surabondance inhabituelle de plusieurs éléments tels que :

À noter que le rapport isotopique 6Li/7Li (lithium) est de 0,3[14] (abondance de 6Li : 23 %, contre 7,5 % sur Terre), ce qui suggère une production par spallation à la surface de l'étoile[14].

Selon une étude[17] publiée en 2008, les raies correspondant aux actinides suivants auraient été identifiées dans le spectre d'absorption de l'étoile de Przybylski :

Les demi-vie maximum sont celles de l'isotope le moins instable pour chaque élément, publiées par l'Agence internationale de l'énergie atomique (AIEA)[18]

Nature de l'objet

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L'étoile de Przybylski a produit récemment ces actinides observés dans le spectre d'absorption car leur demi-vie est brève. Par exemple, la plus longue période radioactive pour l'einsteinium est de 471,7 jours pour l'isotope 252Es. Pour produire ces nucléides lourds, le processus r[19] requiert une source de neutrons assez intense pour que les noyaux absorbent plus de quatre neutrons avant d’émettre une particule bêta, et la fusion nucléaire demande des noyaux assez lourds suffisamment accélérés pour vaincre leurs répulsion électrostatique (ex. : rayons cosmiques).

Si ces éléments instables sont produits en profondeur dans l'étoile, une convection très rapide doit les apporter à la surface avant qu'ils ne se désintègrent de sorte qu'ils soient encore suffisamment abondants pour pouvoir être détectés. Or les étoiles chimiquement particulières de type Ap ont un champ magnétique fort et une vitesse de rotation plutôt faible. Leur champ magnétique généralement élevés empêchent l'homogénéisation chimique par convection entre les différentes couches de ces étoiles[20].

Beaucoup de neutrons, de rayons gamma ainsi que des électrons et des noyaux atomiques très accélérés comme des rayons cosmiques frappant l'atmosphère de l'étoile de Przybylski produiraient par spallation du lithium et d'autres neutrons avec beaucoup de rayons X et de rayons gamma secondaires ainsi que par fusion nucléaire des noyaux d'éléments plus lourds. Une convection rapide avec les couches profondes de l'étoile ne serait plus nécessaire et une absence de convection favoriseraient le maintien des éléments produits dans l'atmosphère externe où ils absorbent la lumière émise par les couches plus basse et où leurs propres émissions sont peu absorbées.

Une supernova voisine produit beaucoup de neutrons et des noyaux atomiques très accélérés comme des rayons cosmiques. Pour qu'il reste assez d'einsteinium pour le détecter, cette supernova devait être récente (moins que 50 ans). Or, à environ 410 années-lumière, elle aurait très probablement été visible à l’œil nu, sauf si elle était cachée derrière vraiment beaucoup de poussières. L'étoile de Przybylski aurait dû être très proche de la supernova et aurait aussi acquis une grande vitesse.

Un jet ou le disque d'accrétion d'une étoile à neutrons ou d'un trou noir proche peuvent produire des neutrons, des rayons gamma ainsi que des électrons et noyaux atomiques très accélérés comme des rayons cosmiques. L'étoile à neutrons ou le trou noir, moins lumineux, sont plus faciles à cacher qu'une supernova et peuvent produire des rayonnements en continu.

Selon V. F. Gopka, O. M. Ulyanov, S. M. Andrievsky[21], une étoile à neutrons dont le plan de l'orbite serait presque perpendiculaire à notre ligne de visée près de l'étoile de Przybylski serait indétectable (vitesse radiale trop faible pour être détectée par effet Doppler et lumière noyée dans celle de la sous-géante). L'étoile à neutrons émettrait des rayons gamma assez énergétiques pour arracher des neutrons aux noyaux, ainsi que des électrons assez énergétiques pour former des neutrons par collision avec des protons. Ces neutrons alimenteraient un processus r.

Possible objet de Thorne-Zytkow

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L'étoile de Przybylski serait peut-être un objet de Thorne-Żytkow[22] de faible masse, résultant de la fusion d'une étoile à neutrons avec une petite étoile ou une grosse planète gazeuse.

Notes et références

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  1. ↑ a b c d e f et g (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 2 : Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365). Notice Gaia DR2 pour cette source sur VizieR.
  2. ↑ a b et c (en) G. Wegner, « On the reddening and the effective température of AD 101065 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 177,‎ , p. 99-108 (Bibcode 1997A&A...323L..49P)
  3. ↑ a b et c (en) N. N Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61, no 1,‎ , p. 80-88 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S, lire en ligne)
  4. ↑ (en) A. Przybylski et P. Morris Kennedy, « The Spectrum of HD 101065 », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 75, no 445,‎ , p. 349–353 (DOI 10.1086/127965, Bibcode 1963PASP...75..349P)
  5. ↑ a et b (en) N. Tetzlaff, R. Neuhäuser et M. M. Hohle, « A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 410, no 1,‎ , p. 190–200 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x, Bibcode 2011MNRAS.410..190T, arXiv 1007.4883)
  6. ↑ a et b (en) C. R. Cowley, T. Ryabchikova, F. Kupka, D. J. Bord, G. Mathys et W. P. Bidelman, « Abundances in Przybylski's star », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 317, no 2,‎ , p. 299–309 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2000.03578.x, Bibcode 2000MNRAS.317..299C, arXiv 1007.4883)
  7. ↑ (en) A. Przybylski, « Is iron present in the atmosphere of HD 101065? », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 178, no 2,‎ , p. 71–84 (DOI 10.1093/mnras/178.2.71, Bibcode 1977MNRAS.178...71P)
  8. ↑ (en) V* V816 Cen — Étoile variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  9. ↑ a et b « dept.astro.lsa.umich.edu/~cowl… »(Archive.org • Wikiwix • Archive.is • Google • Que faire ?).
  10. ↑ (en) Antoni Przybylski, « HD 101065 – a G0 Star with High Metal Content », Nature, vol. 189,‎ , p. 739 (ISSN 0028-0836, DOI 10.1038/189739a0, lire en ligne)
  11. ↑ (en) Antoni Przybylski et P. M. Kennedy, « The Spectrum of HD 101065 », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 74, no 445,‎ , p. 349-353(5) (DOI 10.1086/127965, lire en ligne)
  12. ↑ Kurtz, D.W. Information Bulletin on Variable Stars, vol 1436, 1978 VARIATIONS IN PRZYBYLSKI'S STAR
  13. ↑ 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
  14. ↑ a b et c (en) A. V. Shavrina, N. S. Polosukhina, Ya. V. Pavlenko, A. V. Yushchenko, P. Quinet, M. Hack, P. North, V. F. Gopka, J. Zverko, J. Zhiznovský et A. Veles, « The spectrum of the roAp star HD 101065 (Przybylski's star) in the Li I 6708 Å spectral region », Astronomy & Astrophysics,‎ , p. 707-713 (lire en ligne)
  15. ↑ a et b (en) C. R. Cowley, W. P. Bidelman, S. Hubrig, G. Mathys et D. J. Bord, « On the possible presence of promethium in the spectra of HD 101065 (Przybylski's star) and HD 965 », Astronomy & Astrophysics, vol. 419,‎ , p. 1087-1093 (DOI 10.1051/0004-6361:20035726, lire en ligne)
  16. ↑ https://archive.wikiwix.com/cache/19981130000000/http://www.konkoly.hu/cgi-bin/IBVS?1436.
  17. ↑ (en) V. F. Gopka, A. V. Yushchenko, V. A. Yushchenko, I. V. Panov et Ch. Kim, « Identification of absorption lines of short half-life actinides in the spectrum of Przybylski’s star (HD 101065) », Kinematics and Physics of Celestial Bodies, vol. 24, no 2,‎ , p. 89-98 (DOI 10.3103/S0884591308020049, lire en ligne).
  18. ↑ « NDS ENSDF », sur iaea.org (consulté le ).
  19. ↑ E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, and F. Hoyle, « Synthesis of the Elements in Stars », Reviews of Modern Physics, vol. 29, no 4,‎ , p. 547 (DOI 10.1103/RevModPhys.29.547, Bibcode 1957RvMP...29..547B)
  20. ↑ (en) Georges Michaud, « Diffusion Processes in Peculiar A Stars », Astrophysical Journal, vol. 160,‎ , p. 641-658 (lire en ligne) BibCode : 1970ApJ...160..641M
  21. ↑ (en) V. F. Gopka, O. M. Ulyanov et S. M. Andrievsky, « On the possible nature of Bp-Ap Stars: an application to HD101065 and HR465 », Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne)
  22. ↑ Voir par exemple : Podsiadlowski, Philipp ; Cannon, Robert C. ; Rees, Martin J., The evolution and final fate of massive Thorne-Zytkow objects, 1995, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 274, 485. « Bibliographic Code: 1995MNRAS.274..485P », sur ADS
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