Étoile de Przybylski

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HD 101065

Époque J2000.0

Données d'observation
Ascension droite 11h 37m 37.04050s[1]
Déclinaison -46° 42′ 34.8768″[1]
Constellation Centaure
Magnitude apparente 8,02[2]
Caractéristiques
Type spectral B5p
Indice U-B +0,20[2]
Indice B-V +0,76[2]
Indice J-K ?
Astrométrie
Vitesse radiale +10,2[3] km/s
Mouvement propre μα = –47,36[1] mas/a
μδ = +34,44[1] mas/a
Parallaxe 8,93 ± 0,87[1] mas
Distance 365 al
(112 pc)
Caractéristiques physiques
Masse 4,0 ± 0,1[4] M
Rayon  R
Gravité de surface (log g) 4,2[5]
Luminosité  L
Température 6 600[5] K
Métallicité ?
Rotation  km/s
Âge 56,6 ± 27,9[4] a

Autres désignations

V* V816 Cen[6], CD46 7232, HD 101065, SAO 222918, HIP 56709.

L'étoile de Przybylski, ou HD 101065, est une étoile sous-géante[7] variable de type Delta Scuti [8] dite « chimiquement particulière » (CP, pour Chemically Peculiar en anglais) de la constellation du Centaure, à environ 410 années-lumière du Soleil (de l'ordre de 126 pc) soit une parallaxe de 7,95±1,07 parsec[9] .


C'est en 1961 que 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[modifier | modifier le code]

HD 101065 est clairement une étoile de type Ap, ce que confirmerait également la présence d'un champ magnétique de -1408 ± 50 gauss[7].

Oscillations rapides[modifier | modifier le code]

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[modifier | modifier le code]

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

Composition chimique[modifier | modifier le code]

On y relève en particulier une nette sous-abondance du fer et du nickel ainsi qu'une surabondance d'éléments inhabituels tels que :

Notez que le ration isotopique du lithium est de 0.3 (23% contre 7.5% sur la Terre) ce qui suggère une production par spallation à la surface de l'étoile[9].

Selon une étude publiée en 2008[16], les raies correspondant aux actinides suivants auraient été identifiées dans le spectre d'absorption de l'étoile de Przybylski :

  • actinium 89Ac, demi-vie maximum 227Ac 21.772 années
  • protactinium 91Pa, demi-vie maximum 231Pa 32760 années
  • neptunium 93Np, demi-vie maximum 237Np 2.144 millions d'années
  • plutonium 94Pu, demi-vie maximum 244Pu 80 millions d'années
  • américium 95Am, demi-vie maximum 243Am 7370 années
  • curium 96Cm, demi-vie maximum 247Cm 15.6 millions d'années
  • berkélium 97Bk, demi-vie maximum 247Bk 1380 années
  • californium 98Cf, demi-vie maximum 251Cf 898 années
  • einsteinium 99Es, demi-vie maximum 252Es 471.7 jours.

Les demi-vie maximum sont celles de l'isotope le moins instable pour chaque élément, publiées par l'IAEA (International Atomic Energy Agency) [17]

Nature de l'objet[modifier | modifier le code]

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[18] 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[19].

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 propre émissions sont peu absorbés.

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[20], 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.

L'étoile de Przybylski serait peut-être un objet de Thorne-Zytkow[21] de faible masse, résultant de la fusion d'une étoile à neutrons avec une petite étoile ou une grosse planète gazeuse.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a, b, c, d et e (en) van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy & Astrophysics, vol. 474, no 2,‎ novembre 2007, p. 653–664 (liens DOI? et arXiv?) {{{1}}}
  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,‎ 1976, p. 99-108 {{{1}}}
  3. (en) A. Przybylski et P. Morris Kennedy, « The Spectrum of HD 101065 », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 75, no 445,‎ août 1963, p. 349–353 (lien DOI?) {{{1}}}
  4. 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,‎ janvier 2011, p. 190–200 (liens DOI? et arXiv?) {{{1}}}
  5. 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,‎ 2000, p. 299–309 (liens DOI? et arXiv?) {{{1}}}
  6. (en) V* V816 Cen — Étoile variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg
  7. a et b http://dept.astro.lsa.umich.edu/~cowley/przyb.html
  8. http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=HD+101065&bibdisplay=none
  9. 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,‎ 1er juillet 2003, p. 707-713 (lire en ligne)
  10. (en) Antoni Przybylski, « HD 101065 – a G0 Star with High Metal Content », Nature, vol. 189,‎ 4 mars 1961, p. 739 (ISSN 0028-0836, lien DOI?, 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,‎ août 1963, p. 349-353(5) (lien DOI?, lire en ligne)
  12. Kurtz, D.W. Information Bulletin on Variable Stars, vol 1436, 1978VARIATIONS 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 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,‎ 23 février 2004, p. 1087–1093 (lien DOI?, lire en ligne)
  15. http://www.konkoly.hu/cgi-bin/IBVS?1436
  16. (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,‎ avril 2008, p. 89-98 (lire en ligne) DOI:10.3103/S0884591308020049
  17. http://www-nds.iaea.org/relnsd/NdsEnsdf/QueryForm.html
  18. 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,‎ 1957, p. 547 (liens DOI? et Bibcode?)
  19. (en) Georges Michaud, « Diffusion Processes in Peculiar A Stars », Astrophysical Journal, vol. 160,‎ mai 1970, p. 641-658 (lire en ligne) BibCode : 1970ApJ...160..641M
  20. (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,‎ 14 décembre 2007 (lire en ligne)
  21. 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. Résumé disponible sur ADS : 1995MNRAS.274..485P