Pada tahun 1961, astronom Polandia-Australia Antoni Przybylski menemukan bahwa bintang ini memiliki spektrum aneh yang tidak sesuai dengan kerangka standar untuk klasifikasi bintang.[14][15] 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.[7]
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.[butuh klarifikasi]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.”[16] 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."[17] Spektrum jejak dari isotop einsteinium telah dianalisis secara komprehensif secara eksperimental (pada tahun 2021),[18] 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.[19] 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.[4] 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.[20] Katalog bintang yang aneh secara kimiawi memberikan tipe F3 Ho, menunjukkan bintang Ap dengan kelas spektral perkiraan F3 dan garis holmium yang kuat.[5]
Dibandingkan dengan bintang tetangganya, HD101065 memiliki kecepatan aneh yang tinggi, yaitu 23,8±1,9km/s.[21]
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.[22][23]
Ia kadang-kadang menarik perhatian sebagai kandidat SETI[24] karena ia sejalan dengan spekulasi bahwa spesies teknologi dapat mengasinkan fotosfer bintangnya dengan unsur yang tidak biasa, baik untuk menandakan kehadirannya[25][26] atau untuk membuang limbah nuklir.[27]
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);[29] 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 890±90 tahun cahaya yang berarti lebih dari dua kali lebih jauh dari Bintang Przybylski.[30]
12Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; etal. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S.
12Skiff, B. A. (Oktober 2014). "General Catalogue of Stellar Spectral Classifications". Vizier Online Data Catalog. Bibcode:2014yCat....1.2023S.
12Hubrig, S.; Järvinen, S. P.; Madej, J.; Bychkov, V. D.; Ilyin, I.; Schöller, M.; Bychkova, L. V. (2018). "Magnetic and pulsational variability of Przybylski's star (HD 101065)". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 477 (3): 3791. arXiv:1804.07260. Bibcode:2018MNRAS.477.3791H. doi:10.1093/mnras/sty889. S2CID55698015. Pemeliharaan CS1: DOI bebas tanpa ditandai (link)
↑Mkrtichian, D. E.; Hatzes, A. P.; Saio, H.; Shobbrook, R. R. (2008). "The detection of the rich p-mode spectrum and asteroseismology of Przybylski's star". Astronomy & Astrophysics. 490 (3): 1109–1120. Bibcode:2008A&A...490.1109M. doi:10.1051/0004-6361:200809890.
↑Gopka, V. F.; Yushchenko, Alexander V.; Shavrina, Angelina V.; Mkrtichian, David E.; Hatzes, Artie P.; Andrievsky, Sergey M.; Chernysheva, Larissa V. (2005). "On the radioactive shells in peculiar main sequence stars: the phenomenon of Przybylski's star". Proceedings of the International Astronomical Union. 2004: 734–742. doi:10.1017/S174392130500966X. S2CID122474778.
↑Gopka, V. F.; Yushchenko, A. V.; Yushchenko, V. A.; Panov, I. V.; Kim, Ch. (15 Mei 2008). "Identification of absorption lines of short half-life actinides in the spectrum of Przybylski's star (HD 101065)". Kinematics and Physics of Celestial Bodies. 24 (2): 89–98. Bibcode:2008KPCB...24...89G. doi:10.3103/S0884591308020049. S2CID120526363.
↑Frank D. Drake (1965). "Chapter IX - The Radio Search for Intelligent Extraterrestrial Life". Dalam Gregg Mamikunian; Michael H. Briggs (ed.). Current Aspects of Exobiology. Pergamon. doi:10.1016/B978-1-4832-0047-7.50015-0. ISBN9781483200477.
↑Kurtz, D. W. (1978). "12.15 Minute Light Variations in Przybylski's Star, HD 101065". Information Bulletin on Variable Stars. 1436: 1. Bibcode:1978IBVS.1436....1K.
(Inggris) Cowley, C. R; Hubrig, S; Bord, D. J (2003). "Actinides in HD 101065 (Przybylski's Star)". American Astronomical Society Meeting Abstracts #202. 202: 32.09. Bibcode:2003AAS...202.3209C.
