Étoile de Przybylski

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].

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.

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

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 :

• le lithium ₃Li, un métal alcalin[14]. ;
• le scandium ₂₁Sc, une terre rare ;
• le strontium ₃₈Sr, un métal alcalino-terreux ;
• l'yttrium ₃₉Y, une terre rare ;
• le niobium ₄₁Nb, un métal de transition ;
• peut être le technétium ₄₃Tc, un métal de transition[15], demi-vie maximum 4,16 Ma (⁹⁷Tc) ;
• le césium ₅₅Cs, un métal alcalin ;
• le praséodyme ₅₉Pr, une terre rare ;
• le néodyme ₆₀Nd, une terre rare ;
• peut être le prométhium ₆₁Pm, une terre rare[15]. demi-vie maximum 17,7 a (¹⁴⁵Pm) ;
• l'holmium ₆₇Ho, une terre rare[16] ;
• l'ytterbium ₇₀Yb, une terre rare ;
• le thorium ₉₀Th, un actinide, demi-vie maximum 14 Ga (²³²Th) ;
• l'uranium ₉₂U, un actinide, demi-vie maximum 4,468 Ga (²³⁸U).

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 :

• actinium ₈₉Ac, demi-vie maximum ²²⁷Ac : 21,772 a ;
• protactinium ₉₁Pa, demi-vie maximum ²³¹Pa : 32 760 a ;
• neptunium ₉₃Np, demi-vie maximum ²³⁷Np : 2,144 Ma ;
• plutonium ₉₄Pu, demi-vie maximum ²⁴⁴Pu : 80 Ma ;
• américium ₉₅Am, demi-vie maximum ²⁴³Am : 7 370 a ;
• curium ₉₆Cm, demi-vie maximum ²⁴⁷Cm : 15,6 Ma ;
• berkélium ₉₇Bk,demi-vie maximum ²⁴⁷Bk : 1 380 a ;
• californium ₉₈Cf, demi-vie maximum ²⁵¹Cf : 898 a ;
• einsteinium ₉₉Es, demi-vie maximum ²⁵²Es : 471,7 j.

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]

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.