プリズビルスキーの星

101065 高解像度

V816ケンタウリの青色光度 曲線。KurtzとWegner (1979) [1]より改変。
観測データ エポックJ2000      エキノックスJ2000
星座	ケンタウルス
赤経	11時間37分37.04096秒[2]
偏角	−46° 42′ 34.8779″ [2]
見かけの等級 （V）	7.996–8.020 [3]
特徴
スペクトル型	F0、F5、またはG0 [4] (F3 Ho) [5]
U−B色指数	+0.20 [6]
B−V色指数	+0.76 [6]
変数型	ロアプ[3] [7]
天体測量
視線速度(R v )	+12.4 ± 3 [8]  km/s
固有運動（μ）	ラ: −46.783 ± 0.015 [2] マス/年 12 月: +34.193 ± 0.018 [2] マス/年
視差（π）	9.1496 ± 0.0213 マス[2]
距離	356.5 ± 0.8 光年 (109.3 ± 0.3  pc )
詳細
質量	1.4 [2] メートル☉
半径	1.90 [9]  R ☉
明るさ	5.55 [2  ] L☉
表面重力（log  g）	3.97 [2] グラフ
温度	6,131 [2] キロ
金属度[Fe/H]	−2.40 [10] デックス
回転	188 年[7]
回転速度( v  sin  i )	3.50 [11]  km/s
年	1.5 ± 0.1 [12] ギガ
その他の指定
V816 センチュリー、CD −46°7232、HD  101065、HIP  56709、SAO  222918 [13]
データベース参照
シンバド	データ

プシビルスキーの星（発音：/ p ʃ ɪ ˈ b ɪ l s k iː z /または/ ʃ ɪ ˈ b ɪ l s k iː z /）またはHD 101065は、南の星座ケンタウルス座にある、太陽から約356光年（109パーセク）離れた、急速に振動するAp星です。この星は、短寿命の放射性同位体を含むほとんどの希土類元素が過剰である一方で、鉄などのより一般的な元素が不足しているという独特のスペクトルを持っています。

1961年、ポーランド系オーストラリア人の天文学者アントニ・プリズビルスキは、この恒星が標準的な恒星分類の枠組みに当てはまらない特異なスペクトルを持っていることを発見した。^{[14] [15]} プリズビルスキの観測によると、この恒星のスペクトルには鉄とニッケルが異常に少なく、ストロンチウム、ホルミウム、ニオブ、スカンジウム、イットリウム、セシウム、ネオジム、プラセオジム、トリウム、イッテルビウム、ウランなどの珍しい元素が多く含まれていた。実際、プリズビルスキは当初、スペクトルに鉄が存在すること自体を疑っていた。現代の研究では、鉄族元素の量は正常よりやや少ないが、ランタノイドやその他のエキゾチックな元素が過剰であることは明らかである。^[7]

プリズビルスキーの星には、アクチニウム、プロトアクチニウム、ネプツニウム、プルトニウム、アメリシウム、キュリウム、バークリウム、カリホルニウム、アインシュタイニウムが理論的に検出されており、さまざまな短寿命アクチニド元素が含まれている可能性があります。 ^[16]アインシュタイニウムの最も長寿命の同位体の半減期はわずか472日ですが、天体物理学者のステファン・ゴリエリーによると、そのようなアクチニドの証拠は強力ではなく、「プリズビルスキーの恒星の大気は磁性が強く、成層化しており、化学的に特異であるため、そのスペクトルの解釈は依然として極めて複雑であり、そのような核の存在はまだ確認されていません。」とのことです。^[17]さらに、アクチニド研究の主執筆者であるヴェラ・F・ゴプカは、「探査中の放射性元素の線の位置は、波長以外にこれらの線の原子データがないため、合成スペクトルで垂直マーカーとして単純に視覚化されただけであり、多かれ少なかれ実際の強度でプロファイルを計算することができる」と認めている。^[18]アインスタイニウム同位体のシグネチャスペクトルはその後、実験的に包括的に分析されている（2021年）が、^[19]現在のところ、星のスペクトルで発見されると提案されている理論上のアインスタイニウムシグネチャが、実験室で決定された結果と一致するかどうかを確認する研究は発表されていない。

この恒星で確認されている放射性元素には、テクネチウムとプロメチウムがある。^[16]テクネチウムの最も長寿命な同位体の半減期は数百万年であるのに対し、プロメチウムの最も長寿命な同位体の半減期はわずか17.7年である。プロメチウムが測定可能な量で存在するためには、何らかのプロセスによって絶えず補充されているに違いない。しかし、テクネチウム^[20]とプロメチウム^[21]の存在は疑われていた。

この恒星に従来のスペクトルクラスを割り当てる試みは数多く行われてきた。ヘンリー・ドレイパー・カタログではクラスは B5 とされている。この恒星の異常な性質が発見されたときのより詳細な分析では、クラスは F8 または G0 と推定された。その後の研究では、クラスは F0 または F5 から G0 とされた。^[4]この恒星は、太陽よりもいくらか高温の主系列星である可能性が高いと考えられているが、そのスペクトル線は特定の金属の極端な豊富さによって強く覆われている。^[22]化学的に特異な恒星のカタログでは、タイプが F3 Ho とされており、これはほぼスペクトルクラスが F3 で、強いホルミウム線を持つAp 恒星を示している。 ^[5]

近隣の恒星と比較して、HD 101065は高い固有速度を持ちます。23.8 ± 1.9km/s [ ^23]

HD 101065は質量が約150 万_☉ 、年齢が約15億年で、主系列の寿命の終わりに差し掛かっていると計算されています。有効温度は1000 ℃で、放射光度は約560 万_☉です。6,131  K 。主系列の高温星としては極めて遅い投影回転速度を持ち、3.5 km/s。磁場の観測から、自転周期は約 188 年と推定されるが、これは最小の可能性が高い値だと考えられている。^[7] 金属量指数 ([Fe/H]) は -2.40 と発表されており、金属レベルは太陽の数パーセントに過ぎないことを示唆しているが、この値だけでは、この星のユニークなスペクトルに示される化学組成を適切に表すことはできない。スペクトルから導き出された他の金属のレベルは、太陽の数千倍も高い。^[11] また、Ap 型星の化学的特異性は、非常に遅い自転によって可能になる元素の成層化に大きく起因するため、発表されている金属量も、星全体の重元素の割合を表していない可能性が高い。^[7]

HD 101065は、急速振動Ap星（roAP）変光星クラスの原型星です。1978年に、測光的に12.15分周期で脈動していることが発見されました。^[24]

伴星の可能性がある恒星も発見された。赤外線で14等級の恒星で、8秒角離れている。これは、わずか1,000  AU（0.02光年）^[25] 。しかし、ガイアデータリリース2によると、この2つの星は我々から見ると非常に近い角度で離れているように見えるが、この2番目の星から我々を隔てる実際の距離は890 ± 90光年であり、これはプリビルスキーの星までの距離の2倍以上である。^[26]

この恒星の奇妙な性質のため、なぜ奇妙なことが起こるのかについては多くの仮説が立てられている。その1つは、この恒星には安定島由来の長寿命核種（²⁹⁸ Flや³⁰⁴ Ubnなど）が含まれており、観測された短寿命アクチニドはこれらの祖先の娘核種であり、親核種と永年平衡状態にあるというものである。 ^{[27] [28]}

近くの中性子星の伴星からの恒星風が観測された放射性元素を生成する可能性が示唆されたが、その後の視線速度測定によりこの可能性は排除された。^[29]最近では、伴星が存在する可能性はあるが、それが天空の平面を周回している場合は視線速度法では観測できないという提案がなされている。そのシナリオでは、伴星も重水素を生成するため、依然として検出される可能性があるが、^[30]これまでのところ、分光学的に重水素は発見されていない。^[31]

プリビルスキーの星は、技術的な種族が他の文明にその存在を知らせるため^{[32] [33] 、あるいは}核廃棄物を処分するため[34 ^]、その恒星の光球に異常な元素を撒くのではないかという憶測と一致するため、SETI候補として時折注目を集めてきた^[29]。

• Cowley, C. R; Hubrig, S; Bord, D. J (2003). 「HD 101065 (Przybylski の星) のアクチニド」.アメリカ天文学会抄録 #202 . 202 : 32.09.書誌コード:2003AAS...202.3209C.
• プリビルスキー星のスペクトル
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