프시빌스키의 별

로마자이름 = Przybylski's Star caption = 프시빌스키의 별을 포함하는 항성장 (중앙의 밝은 별, 북쪽은 아래) appmag_v=7.996–8.020 variable=roAp absmag_v=+2.8 0.1 names=V816 Cen, CD−46°7232, HD 101065, HIP 56709, SAO 222918 Simbad=HD+101065 End **프시빌스키의 별**(Przybylski's Star, i로 발음) 또는 **HD 101065**는 센타우루스자리의 남쪽 하늘에서 태양으로부터 약 lk=on 떨어져 있는 고속 진동 Ap형 별이다. 이 별은 특이별로issn=0035-8711 희토류 원소의 대부분이 과다하게 존재하지만 철과 같은 일반적인 원소는 부족하게 나타나는 독특한 스펙트럼을 보인다.
# 관측사
청색 대역 광도곡선]] 이 별은 1873년 4월 29일 벤자민 앱토르프 굴드가 처음 기록했으며, 1875.0년 역기점 기준으로 적경 32.89, 적위 08, 겉보기등급 8.5등급으로 Zone 257의 10번째 항성으로 등재되었다.bibcode=1884RNAO....3...76. 1961년 폴란드-호주 천문학자 안토니 프시빌스키는 이 별의 특이한 스펙트럼이 항성 분류의 표준 틀에 맞지 않는다는 것을 발견했다. 프시빌스키의 관측에 따르면 이 별의 항성 스펙트럼에는 철과 니켈이 비정상적으로 적게 존재하지만, 스트론튬, 홀뮴, 나이오븀, 스칸듐, 이트륨, 세슘, 네오디뮴, 프라세오디뮴, 토륨, 이터븀, 우라늄과 같은 특이한 원소가 이보다 더 많이 존재한다. 사실 처음에는 프시빌스키도 스펙트럼에 철이 전혀 존재하지 않는다고 의심했다. 최신 연구에 따르면 철족 원소는 풍부도가 정상보다 다소 낮지만, 특히 란타넘족 원소는 매우 과다하게 존재한다. 이 별에 전통적인 항성 분류를 부여하려는 시도가 많았다. 헨리 드레이퍼 목록은 B5 등급으로 분류했다. 별의 특이한 특성이 발견되었을 때 더 자세한 분석에서는 F8 또는 G0 등급으로 추정했다. 이후 연구에서는 F0 또는 F5에서 G0 등급으로 분류했다. 이 별은 태양보다 약간 더 뜨거운 온도를 가진 주계열 항성으로 추정되지만, 특정 금속의 극단적인 풍부도로 인해 스펙트럼선이 강하게 가려져 있다. 특이별 목록에서는 이 별을 F3 Ho형으로 분류하는데, 이는 약 F3의 스펙트럼 등급과 강한 홀뮴 선을 가진 Ap형 별임을 나타낸다. 주변 별과 비교할 때 HD 101065는 u=km/s의 높은 특이운동을 가진다.
# 특성
약 link=y의 질량과 약 15억 년의 나이를 가진 HD 101065는 주계열 수명의 거의 끝에 있는 것으로 계산된다. 이 별은 ul=K의 유효온도에서 약 link=y의 복사 광도로 빛난다. 이 별은 뜨거운 주계열 항성치고는 매우 느린 u=km/s의 투영 자전 속도를 가지고 있다. 자기장 관측에 따르면 가능한 최소값으로 약 188년의 자전 주기가 나타나지만, 이는 최소값으로 간주된다. −2.40의 금속함량 지수([Fe/H])가 발표되었지만 (태양의 1% 미만), 이 단일 값(철에 대한)은 이 별의 독특한 스펙트럼에서 보이는 화학적 구성을 적절히 나타내지 못한다. 스펙트럼에서 유도된 다른 일부 금속의 수준은 태양보다 수천 배 높다. 또한, Ap형 별의 화학적 특이성은 일반적으로 매우 느린 자전으로 인해 허용되는 원소의 층화에 크게 기인하므로, 발표된 금속함량은 별 전체의 무거운 원소 비율을 대표하지 않을 것으로 추정된다. HD 101065는 고속 진동 Ap형 별(roAp) 변광성 유형의 원형 별이다. 1978년, 이 별은 12.15 분의 주기로 측광적으로 맥동하는 것으로 발견되었다. 또한 잠재적인 동반성이 감지되었는데, 8 각 초 떨어진 곳에 14등급 별(적외선에서)이 있으며, 이는 주성까지의 거리에서 최소 fmt=commas (0.02 광년)의 분리를 나타낸다. 그러나 가이아 데이터 릴리스 2에 따르면 이 쌍성은 광학적일 뿐이며, 이 두 번째 별까지의 거리는 u=light-years로, 프시빌스키의 별까지의 거리의 두 배 이상이다.
## 화학적으로 특이한 대기
프시빌스키의 항성 대기는 "매우 자기적이며, 층화되어 있고 화학적으로 특이하다."access-date=29 May 2022issn=0146-641013 두 가지 다른 유형의 비정상적인 분광 관측이 보고되었다. 많은 다른 짧은 수명의 악티늄족 원소, 즉 악티늄, 프로트악티늄, 넵투늄, 플루토늄, 아메리슘, 퀴륨, 버클륨, 캘리포늄, 아인슈타이늄이 흡수 스펙트럼에서 보고되었다.s2cid=120526363osti=1491614 방사성 원소로는 테크네튬과 프로메튬도 보고되었다.Bidelman, W. P. (2005, September). Tc and other unstable elements in Przybylski's star. In Cosmic Abundances as Records of Stellar Evolution and Nucleosynthesis (Vol. 336, p. 309). 알려진 테크네튬 동위 원소 중 가장 수명이 긴 것들은 수백만 년의 반감기를 가지는 반면, 알려진 프로메튬 동위 원소 중 가장 수명이 긴 동위 원소는 단 17.7년의 반감기를 가진다. 항성 대기에 이러한 원소들이 존재한다는 것은 끊임없이 이 원소가 보충되는 어떤 과정이 있음을 의미한다.bibcode= 2023AN....34430056A 이러한 보충을 설명하기 위한 모델은 자기적으로 가속된 입자에 의한 항성 대기의 지속적인 충돌issn=0004-6361 또는 동반성인 중성자별에서 오는 것을 가정한다.Andrievsky, S. M. (2022). An Enigma of the Przybylski Star. Odessa Astronomical Publications, 35, 13. 그러나 더 최근의 스펙트럼 분석은 테크네튬bibcode=2023AN....34430077A이나 프로메튬의 존재를 확인하지 못했다. 다른 비정상적인 분광 관측은 원자 번호 35 < Z < 82인 원소들의 풍부도가 태양계에서 관측된 것보다 천 배 더 많다는 것이다.issn=0146-6410issn=0035-8711 프시빌스키의 원래 관측은 희토류 원소의 매우 높은 풍부도를 발견했으며, 홀뮴은 태양 스펙트럼에서 발견되기 전에도 이 별의 대기에서 확인되었다.issn=0035-8711 특이한 확산 과정(화학적 특이성의 일반적인 원인)이 이러한 관측을 설명할 수 있지만, 대기 입자 폭격으로 인한 핵반응도 이 이상을 설명할 수 있다. 프시빌스키의 별은 가끔 외계 지능 탐사 (SETI) 후보로 주목받았는데, 이는 기술 문명이 다른 문명에게 자신의 존재를 알리기 위해 또는 핵 폐기물을 처리하기 위해 별의 광구에 특이한 원소를 뿌릴 수 있다는 추측과 일치하기 때문이다.