Lompat ke isi

Bintang Przybylski: Perbedaan antara revisi

Ensiklopedia Pengetahuan Universitas Islam Sultan Agung

Maintenance script (bicara | kontrib)

37.956 suntingan
Maintenance script (bicara | kontrib)
37.956 suntingan
Impor teks terkontrol dari Wikipedia bahasa Indonesia; revisi 29343028; atribusi sumber disertakan.
 
Maintenance script (bicara | kontrib)
37.956 suntingan
Presentation V4: sitasi, referensi, Math, Wikimedia Commons, dan atribusi
 
Baris 1: Baris 1:
[[File:V816CenLightCurve.png|thumb|right|280px|V816CenLightCurve]]
'''Bintang Przybylski''' (diucapkan  atau ), atau '''HD 101065''', adalah sebuah [[bintang Ap yang berosilasi dengan cepat]] pada jarak sekitar  dari [[Matahari]] di [[rasi bintang|konstelasi]] [[Langit selatan|selatan]] [[Sentaurus (rasi bintang)|Centaurus]]
'''Bintang Przybylski''' (diucapkan  atau ), atau '''HD 101065''', adalah sebuah [[bintang Ap yang berosilasi dengan cepat]] pada jarak sekitar  dari [[Matahari]] di [[rasi bintang|konstelasi]] [[Langit selatan|selatan]] [[Sentaurus (rasi bintang)|Centaurus]]
==Sejarah==
==Sejarah==
Pada tahun 1961, astronom Polandia-Australia [[Antoni Przybylski]] menemukan bahwa [[bintang]] ini memiliki spektrum aneh yang tidak sesuai dengan kerangka standar untuk [[klasifikasi bintang]]. Pengamatan Bintang Przybylski menunjukkan jumlah yang sangat rendah dari [[besi]] dan [[nikel]] dalam [[Spektroskopi astronomi#Spektrum bintang|spektrum]] bintang ini, tetapi jumlah yang lebih tinggi dari unsur-unsur yang tidak biasa seperti [[stronsium]], [[holmium]], [[niobium]], [[skandium]], [[itrium]], [[sesium]], [[neodimium]], [[praseodimium]], [[torium]], [[iterbium]], dan [[uranium]]. Faktanya, pada awalnya Przybylski meragukan bahwa besi ada dalam spektrum sama sekali. Pekerjaan modern menunjukkan bahwa unsur-unsur [[golongan besi]] agak di bawah normal dalam kelimpahan, tetapi jelas bahwa [[lantanida]] dan unsur-unsur eksotis lainnya sangat melimpah.
Pada tahun 1961, astronom Polandia-Australia [[Antoni Przybylski]] menemukan bahwa [[bintang]] ini memiliki spektrum aneh yang tidak sesuai dengan kerangka standar untuk [[klasifikasi bintang]].<ref>A. Przybylski. ''The Spectrum of HD 101065''. ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific''. Agustus 1963. Vol. 75 (445). hlm. 349–353. doi:10.1086/127965.</ref><ref>C. S. Powell. [http://blogs.discovermagazine.com/outthere/2017/06/30/wright/ The Strangest (and Second-Strangest) Star in the Galaxy]. ''Discover''. 30 Juni 2017.</ref> Pengamatan Bintang Przybylski menunjukkan jumlah yang sangat rendah dari [[besi]] dan [[nikel]] dalam [[Spektroskopi astronomi#Spektrum bintang|spektrum]] bintang ini, tetapi jumlah yang lebih tinggi dari unsur-unsur yang tidak biasa seperti [[stronsium]], [[holmium]], [[niobium]], [[skandium]], [[itrium]], [[sesium]], [[neodimium]], [[praseodimium]], [[torium]], [[iterbium]], dan [[uranium]]. Faktanya, pada awalnya Przybylski meragukan bahwa besi ada dalam spektrum sama sekali. Pekerjaan modern menunjukkan bahwa unsur-unsur [[golongan besi]] agak di bawah normal dalam kelimpahan, tetapi jelas bahwa [[lantanida]] dan unsur-unsur eksotis lainnya sangat melimpah.<ref>S. Hubrig. ''Magnetic and pulsational variability of Przybylski's star (HD 101065)''. ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society''. 2018. Vol. 477 (3). hlm. 3791. doi:10.1093/mnras/sty889.</ref>


Bintang Przybylski mungkin juga mengandung banyak unsur [[aktinida]] berumur pendek yang beragam dengan [[aktinium]], [[protaktinium]], [[neptunium]], [[plutonium]], [[amerisium]], [[kurium]], [[berkelium]], [[kalifornium]], dan [[einsteinium]] yang secara teoretis terdeteksi. [[Isotop einsteinium]] yang telah diketahui yang berumur paling panjang memiliki [[waktu paruh]] hanya 472 hari, dengan astrofisikawan Stephane Goriely di Free University of Brussels (ULB) menyatakan (pada 2017) bahwa bukti untuk aktinida semacam itu tidaklah kuat karena “atmosfer bintang Przybylski sangat magnetis, berlapis dan aneh secara kimiawi, sehingga interpretasi spektrumnya tetap sangat kompleks [dan] keberadaan inti tersebut masih harus dikonfirmasi.” Selain itu, penulis utama studi aktinida, Vera F. Gopka, secara langsung mengakui bahwa "posisi garis unsur-unsur radioaktif yang dicari hanya divisualisasikan dalam spektrum sintetis sebagai penanda vertikal karena tidak ada data atom untuk garis-garis ini kecuali panjang gelombangnya (Sansonetti dkk. 2004), memungkinkan seseorang untuk menghitung profil mereka dengan intensitas yang kurang lebih nyata." Spektrum jejak dari isotop einsteinium telah dianalisis secara komprehensif secara eksperimental (pada tahun 2021), meskipun saat ini tidak ada penelitian yang dipublikasikan yang mengonfirmasi apakah jejak einsteinium yamg diteorikan yang diusulkan untuk ditemukan dalam spektrum bintang sesuai dengan hasil yang ditentukan laboratorium.
Bintang Przybylski mungkin juga mengandung banyak unsur [[aktinida]] berumur pendek yang beragam dengan [[aktinium]], [[protaktinium]], [[neptunium]], [[plutonium]], [[amerisium]], [[kurium]], [[berkelium]], [[kalifornium]], dan [[einsteinium]] yang secara teoretis terdeteksi. [[Isotop einsteinium]] yang telah diketahui yang berumur paling panjang memiliki [[waktu paruh]] hanya 472 hari, dengan astrofisikawan Stephane Goriely di Free University of Brussels (ULB) menyatakan (pada 2017) bahwa bukti untuk aktinida semacam itu tidaklah kuat karena “atmosfer bintang Przybylski sangat magnetis, berlapis dan aneh secara kimiawi, sehingga interpretasi spektrumnya tetap sangat kompleks [dan] keberadaan inti tersebut masih harus dikonfirmasi.”<ref>Jesse Empsak. [https://www.newscientist.com/article/2125615-oddball-star-could-be-home-to-long-sought-superheavy-elements/ Oddball star could be home to long-sought superheavy elements]. ''New Scientist''. 23 Maret 2017.</ref> Selain itu, penulis utama studi aktinida, Vera F. Gopka, secara langsung mengakui bahwa "posisi garis unsur-unsur radioaktif yang dicari hanya divisualisasikan dalam spektrum sintetis sebagai penanda vertikal karena tidak ada data atom untuk garis-garis ini kecuali panjang gelombangnya (Sansonetti dkk. 2004), memungkinkan seseorang untuk menghitung profil mereka dengan intensitas yang kurang lebih nyata."<ref>V. F. Gopka. ''On the radioactive shells in peculiar main sequence stars: the phenomenon of Przybylski's star''. ''Proceedings of the International Astronomical Union''. 2005. Vol. 2004. hlm. 734–742. doi:10.1017/S174392130500966X.</ref> Spektrum jejak dari isotop einsteinium telah dianalisis secara komprehensif secara eksperimental (pada tahun 2021),<ref>S. Nothhelfer. ''Nuclear structure investigations of 253−255 Es by laser spectroscopy''. ''Physical Review C''. 2022. Vol. 105. doi:10.1103/PhysRevC.105.L021302.</ref> meskipun saat ini tidak ada penelitian yang dipublikasikan yang mengonfirmasi apakah jejak einsteinium yamg diteorikan yang diusulkan untuk ditemukan dalam spektrum bintang sesuai dengan hasil yang ditentukan laboratorium.


Unsur radioaktif yang diidentifikasi secara pasti di bintang ini termasuk [[teknesium]] dan [[prometium]]. Sementara [[isotop teknesium]] yang berumur paling panjang diketahui memiliki waktu paruh dalam jutaan tahun, [[isotop prometium]] yang berumur paling panjang hanya memiliki waktu paruh 17,7 tahun, yang memerlukan beberapa sumber untuk terus-menerus mengisinya agar ia tetap ada dalam jumlah yang terukur.
Unsur radioaktif yang diidentifikasi secara pasti di bintang ini termasuk [[teknesium]] dan [[prometium]].<ref>V. F. Gopka. ''Identification of absorption lines of short half-life actinides in the spectrum of Przybylski's star (HD 101065)''. ''Kinematics and Physics of Celestial Bodies''. 15 Mei 2008. Vol. 24 (2). hlm. 89–98. doi:10.3103/S0884591308020049.</ref> Sementara [[isotop teknesium]] yang berumur paling panjang diketahui memiliki waktu paruh dalam jutaan tahun, [[isotop prometium]] yang berumur paling panjang hanya memiliki waktu paruh 17,7 tahun, yang memerlukan beberapa sumber untuk terus-menerus mengisinya agar ia tetap ada dalam jumlah yang terukur.


Ada banyak upaya untuk menetapkan kelas spektral konvensional untuk bintang ini. [[Katalog Henry Draper]] memberikan kelas B5.  Analisis lebih rinci ketika sifat tidak biasa dari bintang itu ditemukan diperkirakan kelas F8 atau G0. Studi selanjutnya memberikan kelas F0 atau F5 ke G0. Ia dianggap sebagai bintang [[deret utama]] dengan suhu yang agak lebih panas daripada [[Matahari]], tetapi dengan [[garis spektrum]]nya yang sangat diselimuti oleh kelimpahan logam tertentu yang ekstrem.  Katalog [[bintang yang aneh secara kimiawi]] memberikan tipe F3 Ho, menunjukkan [[bintang Ap]] dengan kelas spektral perkiraan F3 dan garis holmium yang kuat.
Ada banyak upaya untuk menetapkan kelas spektral konvensional untuk bintang ini. [[Katalog Henry Draper]] memberikan kelas B5.  Analisis lebih rinci ketika sifat tidak biasa dari bintang itu ditemukan diperkirakan kelas F8 atau G0. Studi selanjutnya memberikan kelas F0 atau F5 ke G0.<ref>B. A. Skiff. ''General Catalogue of Stellar Spectral Classifications''. ''Vizier Online Data Catalog''. Oktober 2014.</ref> Ia dianggap sebagai bintang [[deret utama]] dengan suhu yang agak lebih panas daripada [[Matahari]], tetapi dengan [[garis spektrum]]nya yang sangat diselimuti oleh kelimpahan logam tertentu yang ekstrem.<ref>C. R. Cowley. [https://archive.org/details/sim_monthly-notices-of-the-royal-astronomical-society_2000-09-11_317_2/page/298 Abundances in Przybylski's star]. ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society''. 2000. Vol. 317 (2). hlm. 299–309. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03578.x.</ref> Katalog [[bintang yang aneh secara kimiawi]] memberikan tipe F3 Ho, menunjukkan [[bintang Ap]] dengan kelas spektral perkiraan F3 dan garis holmium yang kuat.<ref>P. Renson. ''Catalogue of Ap, Hg ''Mn'' and Am stars''. ''Astronomy and Astrophysics''. 2009. Vol. 498 (3). hlm. 961. doi:10.1051/0004-6361/200810788.</ref>


Dibandingkan dengan bintang tetangganya, HD&nbsp;101065 memiliki [[kecepatan aneh]] yang tinggi, yaitu .
Dibandingkan dengan bintang tetangganya, HD&nbsp;101065 memiliki [[kecepatan aneh]] yang tinggi, yaitu .<ref>N. Tetzlaff. ''A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun''. ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society''. Januari 2011. Vol. 410 (1). hlm. 190–200. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x.</ref>
==Hipotesis==
==Hipotesis==
Karena sifat aneh dari bintang ini, ada banyak [[hipotesis]] tentang mengapa keanehan tersebut terjadi. Salah satu teori tersebut adalah bahwa bintang tersebut mengandung beberapa [[nuklida]] berumur panjang dari [[Pulau kestabilan nuklir|pulau stabilitas]] (seperti <sup>298</sup>[[flerovium|Fl]] atau <sup>304</sup>[[unbinilium|120]]) dan bahwa aktinida berumur pendek yang teramati adalah anak ([[produk peluruhan]]) dari nenek moyang ini, yang terjadi dalam [[kesetimbangan sekuler]] dengan induknya.
Karena sifat aneh dari bintang ini, ada banyak [[hipotesis]] tentang mengapa keanehan tersebut terjadi. Salah satu teori tersebut adalah bahwa bintang tersebut mengandung beberapa [[nuklida]] berumur panjang dari [[Pulau kestabilan nuklir|pulau stabilitas]] (seperti <sup>298</sup>[[flerovium|Fl]] atau <sup>304</sup>[[unbinilium|120]]) dan bahwa aktinida berumur pendek yang teramati adalah anak ([[produk peluruhan]]) dari nenek moyang ini, yang terjadi dalam [[kesetimbangan sekuler]] dengan induknya.<ref>Jason Wright. [https://sites.psu.edu/astrowright/2017/03/16/przybylskis-star-iii-neutron-stars-unbinilium-and-aliens/ Przybylski's Star III: Neutron Stars, Unbinilium, and aliens]. ''Astrowright''. 16 Maret 2017.</ref><ref>V. A. Dzuba. ''Isotope shift and search for metastable superheavy elements in astrophysical data''. ''Physical Review A''. 2017. Vol. 95 (6). hlm. 062515. doi:10.1103/PhysRevA.95.062515.</ref>


Ia kadang-kadang menarik perhatian sebagai kandidat [[Search for extraterrestrial intelligence|SETI]] karena ia sejalan dengan spekulasi bahwa [[Kecerdasan ekstraterestrial|spesies teknologi]] dapat mengasinkan fotosfer bintangnya dengan unsur yang tidak biasa, baik untuk menandakan kehadirannya atau untuk membuang [[Limbah radioaktif|limbah nuklir]].
Ia kadang-kadang menarik perhatian sebagai kandidat [[Search for extraterrestrial intelligence|SETI]]<ref>Jason T. Wright. [http://arxiv.org/abs/1707.02175 Handbook of Exoplanets]. Springer, Cham. 2018. hlm. 3405–3412. doi:10.1007/978-3-319-55333-7_186. ISBN 978-3-319-55332-0.</ref> karena ia sejalan dengan spekulasi bahwa [[Kecerdasan ekstraterestrial|spesies teknologi]] dapat mengasinkan fotosfer bintangnya dengan unsur yang tidak biasa, baik untuk menandakan kehadirannya<ref>Frank D. Drake. ''Current Aspects of Exobiology''. Pergamon. 1965. doi:10.1016/B978-1-4832-0047-7.50015-0. ISBN 9781483200477.</ref><ref>Iosif S. Shklovskii. [https://archive.org/details/intelligentlifei00shkl Intelligent Life in the Universe]. Holden-Day. 1966. hlm. [https://archive.org/details/intelligentlifei00shkl/page/406 406]–407.</ref> atau untuk membuang [[Limbah radioaktif|limbah nuklir]].<ref>D.P. Whitmire. [https://archive.org/details/icarus_1980-04_42_1/page/149 Nuclear waste spectrum as evidence of technological extraterrestrial civilizations]. ''Icarus''. April 1980. Vol. 42 (1). hlm. 149–156. doi:10.1016/0019-1035(80)90253-5.</ref>
==Properti==
==Properti==
HD 101065 adalah bintang prototipe dari kelas bintang variabel [[bintang Ap yang berosilasi dengan cepat]] (roAP). Pada tahun 1978, ia ditemukan berdenyut secara [[Fotometri (astronomi)|fotometris]] dengan periode 12,15 menit.
HD 101065 adalah bintang prototipe dari kelas bintang variabel [[bintang Ap yang berosilasi dengan cepat]] (roAP). Pada tahun 1978, ia ditemukan berdenyut secara [[Fotometri (astronomi)|fotometris]] dengan periode 12,15 menit.<ref>Don Kurtz. [https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1979-09-01_232_2/page/510 The nature of Przybylski's star: an Ap star model inferred from the light variations and temperature]. ''The Astrophysical Journal''. September 1979. Vol. 232. hlm. 510–519. doi:10.1086/157310.</ref>
 
Sebuah pendamping potensial juga telah terdeteksi, sebuah bintang bermagnitudo 14 (dalam inframerah) yang berjarak 8 [[Menit busur|detik busur]]. Ini bisa berarti pemisahannya hanya 1.000 [[Satuan astronomi|SA]] (0,02 tahun cahaya); tetapi, [[Gaia (pesawat luar angkasa)#Rilis data|Rilis Data Gaia 2]] menunjukkan bahwa walaupun kedua bintang itu tampak bagi kita sebagai bintang yang dipisahkan oleh sudut yang sangat dekat, jarak sebenarnya yang memisahkan kita dari bintang kedua ini berjarak  tahun cahaya yang berarti lebih dari dua kali lebih jauh dari Bintang Przybylski.
==Referensi==


Sebuah pendamping potensial juga telah terdeteksi, sebuah bintang bermagnitudo 14 (dalam inframerah) yang berjarak 8 [[Menit busur|detik busur]]. Ini bisa berarti pemisahannya hanya 1.000 [[Satuan astronomi|SA]] (0,02 tahun cahaya);<ref>M. Schöller. ''Multiplicity of rapidly oscillating Ap stars''. ''Astronomy & Astrophysics''. 2012. Vol. 545. hlm. A38. doi:10.1051/0004-6361/201118538.</ref> tetapi, [[Gaia (pesawat luar angkasa)#Rilis data|Rilis Data Gaia 2]] menunjukkan bahwa walaupun kedua bintang itu tampak bagi kita sebagai bintang yang dipisahkan oleh sudut yang sangat dekat, jarak sebenarnya yang memisahkan kita dari bintang kedua ini berjarak  tahun cahaya yang berarti lebih dari dua kali lebih jauh dari Bintang Przybylski.<ref>[https://id.wikipedia.org/w/index.php?title=Bintang+Przybylski&oldid=29343028 sumber pada Wikipedia bahasa Indonesia]</ref>
==Pranala luar==
==Pranala luar==
*
*  
* [http://www-personal.umich.edu/~cowley/przyb.html Przybylski's Most Unusual Star]
* [http://www-personal.umich.edu/~cowley/przyb.html Przybylski's Most Unusual Star]


== Referensi ==
<references />


== Sumber dan atribusi ==


== Sumber dan atribusi ==
Konten artikel ini diadaptasi dari [https://id.wikipedia.org/w/index.php?title=Bintang+Przybylski&oldid=29343028 Wikipedia bahasa Indonesia], revisi 29343028 (2026-06-13T23:22:48Z), yang tersedia berdasarkan lisensi Creative Commons Atribusi-BerbagiSerupa (CC BY-SA). Gambar pada artikel ini bersumber dari Wikimedia Commons dan mengikuti ketentuan lisensi masing-masing berkas. Mohon gunakan konten dan media secara bijak serta sesuai dengan ketentuan lisensi yang berlaku.


Konten artikel ini diadaptasi dari [https://id.wikipedia.org/w/index.php?title=Bintang+Przybylski&oldid=29343028 Wikipedia bahasa Indonesia], revisi 29343028 (2026-06-13T23:22:48Z), yang tersedia berdasarkan lisensi Creative Commons Atribusi-BerbagiSerupa (CC BY-SA). Mohon gunakan konten ini secara bijak serta sesuai dengan ketentuan lisensi yang berlaku.
<!-- WIKI_UNISSULA_PRESENTATION_V4 -->

Revisi terkini sejak 26 Agustus 2026 14.02

V816CenLightCurve

Bintang Przybylski (diucapkan atau ), atau HD 101065, adalah sebuah bintang Ap yang berosilasi dengan cepat pada jarak sekitar dari Matahari di konstelasi selatan Centaurus

Sejarah

Pada tahun 1961, astronom Polandia-Australia Antoni Przybylski menemukan bahwa bintang ini memiliki spektrum aneh yang tidak sesuai dengan kerangka standar untuk klasifikasi bintang.[1][2] Pengamatan Bintang Przybylski menunjukkan jumlah yang sangat rendah dari besi dan nikel dalam spektrum bintang ini, tetapi jumlah yang lebih tinggi dari unsur-unsur yang tidak biasa seperti stronsium, holmium, niobium, skandium, itrium, sesium, neodimium, praseodimium, torium, iterbium, dan uranium. Faktanya, pada awalnya Przybylski meragukan bahwa besi ada dalam spektrum sama sekali. Pekerjaan modern menunjukkan bahwa unsur-unsur golongan besi agak di bawah normal dalam kelimpahan, tetapi jelas bahwa lantanida dan unsur-unsur eksotis lainnya sangat melimpah.[3]

Bintang Przybylski mungkin juga mengandung banyak unsur aktinida berumur pendek yang beragam dengan aktinium, protaktinium, neptunium, plutonium, amerisium, kurium, berkelium, kalifornium, dan einsteinium yang secara teoretis terdeteksi. Isotop einsteinium yang telah diketahui yang berumur paling panjang memiliki waktu paruh hanya 472 hari, dengan astrofisikawan Stephane Goriely di Free University of Brussels (ULB) menyatakan (pada 2017) bahwa bukti untuk aktinida semacam itu tidaklah kuat karena “atmosfer bintang Przybylski sangat magnetis, berlapis dan aneh secara kimiawi, sehingga interpretasi spektrumnya tetap sangat kompleks [dan] keberadaan inti tersebut masih harus dikonfirmasi.”[4] Selain itu, penulis utama studi aktinida, Vera F. Gopka, secara langsung mengakui bahwa "posisi garis unsur-unsur radioaktif yang dicari hanya divisualisasikan dalam spektrum sintetis sebagai penanda vertikal karena tidak ada data atom untuk garis-garis ini kecuali panjang gelombangnya (Sansonetti dkk. 2004), memungkinkan seseorang untuk menghitung profil mereka dengan intensitas yang kurang lebih nyata."[5] Spektrum jejak dari isotop einsteinium telah dianalisis secara komprehensif secara eksperimental (pada tahun 2021),[6] meskipun saat ini tidak ada penelitian yang dipublikasikan yang mengonfirmasi apakah jejak einsteinium yamg diteorikan yang diusulkan untuk ditemukan dalam spektrum bintang sesuai dengan hasil yang ditentukan laboratorium.

Unsur radioaktif yang diidentifikasi secara pasti di bintang ini termasuk teknesium dan prometium.[7] Sementara isotop teknesium yang berumur paling panjang diketahui memiliki waktu paruh dalam jutaan tahun, isotop prometium yang berumur paling panjang hanya memiliki waktu paruh 17,7 tahun, yang memerlukan beberapa sumber untuk terus-menerus mengisinya agar ia tetap ada dalam jumlah yang terukur.

Ada banyak upaya untuk menetapkan kelas spektral konvensional untuk bintang ini. Katalog Henry Draper memberikan kelas B5. Analisis lebih rinci ketika sifat tidak biasa dari bintang itu ditemukan diperkirakan kelas F8 atau G0. Studi selanjutnya memberikan kelas F0 atau F5 ke G0.[8] Ia dianggap sebagai bintang deret utama dengan suhu yang agak lebih panas daripada Matahari, tetapi dengan garis spektrumnya yang sangat diselimuti oleh kelimpahan logam tertentu yang ekstrem.[9] Katalog bintang yang aneh secara kimiawi memberikan tipe F3 Ho, menunjukkan bintang Ap dengan kelas spektral perkiraan F3 dan garis holmium yang kuat.[10]

Dibandingkan dengan bintang tetangganya, HD 101065 memiliki kecepatan aneh yang tinggi, yaitu .[11]

Hipotesis

Karena sifat aneh dari bintang ini, ada banyak hipotesis tentang mengapa keanehan tersebut terjadi. Salah satu teori tersebut adalah bahwa bintang tersebut mengandung beberapa nuklida berumur panjang dari pulau stabilitas (seperti 298Fl atau 304120) dan bahwa aktinida berumur pendek yang teramati adalah anak (produk peluruhan) dari nenek moyang ini, yang terjadi dalam kesetimbangan sekuler dengan induknya.[12][13]

Ia kadang-kadang menarik perhatian sebagai kandidat SETI[14] karena ia sejalan dengan spekulasi bahwa spesies teknologi dapat mengasinkan fotosfer bintangnya dengan unsur yang tidak biasa, baik untuk menandakan kehadirannya[15][16] atau untuk membuang limbah nuklir.[17]

Properti

HD 101065 adalah bintang prototipe dari kelas bintang variabel bintang Ap yang berosilasi dengan cepat (roAP). Pada tahun 1978, ia ditemukan berdenyut secara fotometris dengan periode 12,15 menit.[18]

Sebuah pendamping potensial juga telah terdeteksi, sebuah bintang bermagnitudo 14 (dalam inframerah) yang berjarak 8 detik busur. Ini bisa berarti pemisahannya hanya 1.000 SA (0,02 tahun cahaya);[19] tetapi, Rilis Data Gaia 2 menunjukkan bahwa walaupun kedua bintang itu tampak bagi kita sebagai bintang yang dipisahkan oleh sudut yang sangat dekat, jarak sebenarnya yang memisahkan kita dari bintang kedua ini berjarak tahun cahaya yang berarti lebih dari dua kali lebih jauh dari Bintang Przybylski.[20]

Pranala luar

Referensi

  1. ↑ A. Przybylski. The Spectrum of HD 101065. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Agustus 1963. Vol. 75 (445). hlm. 349–353. doi:10.1086/127965.
  2. ↑ C. S. Powell. The Strangest (and Second-Strangest) Star in the Galaxy. Discover. 30 Juni 2017.
  3. ↑ S. Hubrig. Magnetic and pulsational variability of Przybylski's star (HD 101065). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2018. Vol. 477 (3). hlm. 3791. doi:10.1093/mnras/sty889.
  4. ↑ Jesse Empsak. Oddball star could be home to long-sought superheavy elements. New Scientist. 23 Maret 2017.
  5. ↑ V. F. Gopka. On the radioactive shells in peculiar main sequence stars: the phenomenon of Przybylski's star. Proceedings of the International Astronomical Union. 2005. Vol. 2004. hlm. 734–742. doi:10.1017/S174392130500966X.
  6. ↑ S. Nothhelfer. Nuclear structure investigations of 253−255 Es by laser spectroscopy. Physical Review C. 2022. Vol. 105. doi:10.1103/PhysRevC.105.L021302.
  7. ↑ V. F. Gopka. Identification of absorption lines of short half-life actinides in the spectrum of Przybylski's star (HD 101065). Kinematics and Physics of Celestial Bodies. 15 Mei 2008. Vol. 24 (2). hlm. 89–98. doi:10.3103/S0884591308020049.
  8. ↑ B. A. Skiff. General Catalogue of Stellar Spectral Classifications. Vizier Online Data Catalog. Oktober 2014.
  9. ↑ C. R. Cowley. Abundances in Przybylski's star. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2000. Vol. 317 (2). hlm. 299–309. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03578.x.
  10. ↑ P. Renson. Catalogue of Ap, Hg Mn and Am stars. Astronomy and Astrophysics. 2009. Vol. 498 (3). hlm. 961. doi:10.1051/0004-6361/200810788.
  11. ↑ N. Tetzlaff. A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Januari 2011. Vol. 410 (1). hlm. 190–200. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x.
  12. ↑ Jason Wright. Przybylski's Star III: Neutron Stars, Unbinilium, and aliens. Astrowright. 16 Maret 2017.
  13. ↑ V. A. Dzuba. Isotope shift and search for metastable superheavy elements in astrophysical data. Physical Review A. 2017. Vol. 95 (6). hlm. 062515. doi:10.1103/PhysRevA.95.062515.
  14. ↑ Jason T. Wright. Handbook of Exoplanets. Springer, Cham. 2018. hlm. 3405–3412. doi:10.1007/978-3-319-55333-7_186. ISBN 978-3-319-55332-0.
  15. ↑ Frank D. Drake. Current Aspects of Exobiology. Pergamon. 1965. doi:10.1016/B978-1-4832-0047-7.50015-0. ISBN 9781483200477.
  16. ↑ Iosif S. Shklovskii. Intelligent Life in the Universe. Holden-Day. 1966. hlm. 406–407.
  17. ↑ D.P. Whitmire. Nuclear waste spectrum as evidence of technological extraterrestrial civilizations. Icarus. April 1980. Vol. 42 (1). hlm. 149–156. doi:10.1016/0019-1035(80)90253-5.
  18. ↑ Don Kurtz. The nature of Przybylski's star: an Ap star model inferred from the light variations and temperature. The Astrophysical Journal. September 1979. Vol. 232. hlm. 510–519. doi:10.1086/157310.
  19. ↑ M. Schöller. Multiplicity of rapidly oscillating Ap stars. Astronomy & Astrophysics. 2012. Vol. 545. hlm. A38. doi:10.1051/0004-6361/201118538.
  20. ↑ sumber pada Wikipedia bahasa Indonesia

Sumber dan atribusi

Konten artikel ini diadaptasi dari Wikipedia bahasa Indonesia, revisi 29343028 (2026-06-13T23:22:48Z), yang tersedia berdasarkan lisensi Creative Commons Atribusi-BerbagiSerupa (CC BY-SA). Gambar pada artikel ini bersumber dari Wikimedia Commons dan mengikuti ketentuan lisensi masing-masing berkas. Mohon gunakan konten dan media secara bijak serta sesuai dengan ketentuan lisensi yang berlaku.


Diperoleh dari "https://wiki.unissula.ac.id/index.php?title=Bintang_Przybylski&oldid=14605"