Tekst źródłowy strony Gwiazda Przybylskiego

{{Współrzędne astronomiczne|11|37|37|041|−46|42|34|88}}
{{Gwiazda infobox
 |nazwa                       = Gwiazda Przybylskiego
 |oznaczenie Bayera           = 
 |grafika                     = 
 |opis grafiki                = 
 |epoka                       = J2000
 |gwiazdozbiór                = [[Gwiazdozbiór Centaura|Centaur]]
 |rektascensja                = {{RA|11|37|37,041}}<ref name="simbad" />
 |deklinacja                  = {{DEC|−46|42|34,88}}<ref name="simbad" />
 |paralaksa                   = 0,009150 ± 0,000021[[Sekunda kątowa|″]]<ref name="simbad" />
 |odległość                   = 356,47 ± 0,83 [[Rok świetlny|ly]]<br />109,29 ± 0,26 [[Parsek|pc]]
 |pasmo                       = V
 |wielkość obserwowana        = 8,03{{magnitudo}}<ref name="simbad" />
 |strumień promieniowania     = 
 |rozmiar kątowy              = 
 |ruch własny RA              = −46,673 ± 0,015 [[Sekunda kątowa|mas]]/rok<ref name="simbad" />
 |ruch własny DEC             = 34,193 ± 0,018 mas/rok<ref name="simbad" />
 |prędkość radialna           = 9,028 ± 0,0004 km/s<ref name="simbad" />
 |rodzaj gwiazdy              = chemicznie osobliwa i pulsująca typu roAp<ref name="Kurtz2002" /><ref name="Hubrig2018" />
 |typ widmowy                 = 
 |masa                        = 1,525 ± 0,025<ref name="Mkrtichian2008" /> {{Masa Słońca}}
 |promień                     = 1,90 ± 0,08<ref name="Shulyak2010" /> {{Promień Słońca}}
 |pole powierzchni            = 
 |objętość                    = 
 |gęstość                     = 
 |metaliczność                = 
 |wielkość absolutna          = 2,84{{u|obl}}{{magnitudo}}
 |jasność                     = 7,53 {{jasność Słońca}}<ref name="xhip" />
 |okres obrotu                = ~188 [[rok|lat]]<ref name="Hubrig2018" />
 |prędkość obrotu             = 
 |inklinacja                  = 
 |spłaszczenie                = 
 |przyspieszenie grawitacyjne = 
 |prędkość ucieczki           = 
 |wiek                        = 1,5 ± 0,1<ref name="Mkrtichian2008" /> mld lat
 |temperatura                 = 6620 ± 100<ref name="Shulyak2010" /> K
 |krąży wokół                 = [[Centrum Galaktyki]]
 |półoś wielka                = 7128<ref name="xhip" /> pc
 |okres orbitalny             = 
 |mimośród                    = 0,0481<ref name="xhip" />
 |prędkość ruchu              = 
 |skład                       = 
 |Flamsteed                   = 
 |2MASS                       = J11373704-4642348
 |BD                          = 
 |CD                          = CD−46 7232
 |FK5                         = 
 |GC                          = 
 |GJ                          = 
 |HD                          = HD 101065
 |HIP                         = HIP 56709
 |HR                          = 
 |SAO                         = SAO 222918
 |inne nazwy                  = V816 Cen, CPD−46 5445
 |mapa                        = 
 |opis mapy                   = 
 |alt mapy                    = 
 |commons                     = 
}}
'''Gwiazda Przybylskiego'''<ref name="Kuzminski1967" /> (HD 101065, V816 Centauri) – [[gwiazda]] w [[Gwiazdozbiór Centaura|gwiazdozbiorze Centaura]], odległa od [[Słońce|Słońca]] o 356 [[rok świetlny|lat świetlnych]], ma unikalne [[Widmo (spektroskopia)|widmo]] wzbogacone w [[metale ziem rzadkich]], a zubożone w bardziej powszechne [[Pierwiastek chemiczny|pierwiastki]], takie jak [[żelazo]], przez co zaliczana do  {{link-interwiki|Gwiazda osobliwa chemicznie|Q=Q1142192|tekst=gwiazd osobliwych chemicznie}}. Została nazwana na cześć astronoma [[Antoni Przybylski (astronom)|Antoniego Przybylskiego]], który odkrył osobliwy charakter jej widma. Gwiazda ta pokazuje także pulsacje typu roAp. 

== Widmo ==
W 1961 roku polsko-australijski astronom Antoni Przybylski odkrył, że gwiazda ta ma nietypowe widmo, które nie pasuje do istniejącej klasyfikacji widmowej gwiazd<ref name="Przybylski1961" /><ref name="Przybylski1963" />. Obserwacje te wykazały niezwykle małą ilość żelaza i [[Nikiel|niklu]] w widmie gwiazdy, ale większe ilości nietypowych pierwiastków, takich jak [[stront]], [[holm (pierwiastek)|holm]], [[niob]], [[skand]], [[itr]], [[cez]], [[neodym]], [[prazeodym]], [[tor (pierwiastek)|tor]], [[iterb]] i [[uran (pierwiastek)|uran]]. Wątpliwość budziło to, czy żelazo w ogóle występuje w tej gwieździe<ref name="Przybylski1977" />. Współczesne prace pokazują, że żelazo i nikiel są obecne, ale ich zawartość jest o rząd wielkości mniejsza niż w Słońcu; równocześnie zawartość [[Lantanowce|lantanowców]] i innych rzadko spotykanych pierwiastków jest wyższa o czynnik 10<sup>3</sup>–10<sup>4</sup><ref name="Cowley2000" />.

Wśród linii widmowych wykryto także takie, które odpowiadają pierwiastkom promieniotwórczym, nie mającym stabilnych [[izotopy|izotopów]]. Należą do nich [[technet]] i [[promet]]. O ile technet ma izotopy o czasie życia rzędu milionów lat i jego obecność w niektórych gwiazdach nie budzi wątpliwości, to najtrwalszy izotop prometu ({{chem|145|Pm}}) ma [[czas połowicznego rozpadu]] równy 17,7 roku a jego obecność wymagałaby stałego uzupełniania przez nieznane procesy<ref name="Cowley2004" />. W widmie HD 101065 wykryte zostały także linie spektralne pierwiastków cięższych niż [[ołów]], w tym [[Aktynowce|aktynowców]], z których część nie występuje naturalnie na Ziemi. Obserwowane linie przypisano pierwiastkom takim jak [[aktyn]] ([[Liczba atomowa|Z]]=89), [[protaktyn]] (91), [[Neptun (pierwiastek)|neptun]] (93), [[Pluton (pierwiastek)|pluton]] (94), [[ameryk]] (95), [[Kiur (pierwiastek)|kiur]] (96), [[berkel]] (97), [[kaliforn]] (98) i [[Einstein (pierwiastek)|einstein]] (99)<ref name="Bidelman2005" /><ref name="Gopka2005" /><ref name="Gopka2008b" />. Ze względu na złożoność atmosfery Gwiazdy Przybylskiego, w której występuje silna aktywność [[magnetyzm|magnetyczna]] i stratyfikacja, interpretacja widma jest bardzo trudna, a dowody na występowanie tam krótkożyciowych aktynowców nie są uznawane za jednoznaczne<ref name="NSoddball" />. Wiele linii w widmie wciąż nie ma identyfikacji<ref name="Mkrtichian2008" />.

== Charakterystyka ==
Gwiazda Przybylskiego ma [[Obserwowana wielkość gwiazdowa|wielkość obserwowaną]] ok. 8{{magnitudo}}, przez co nie jest widoczna [[Gołe oko|nieuzbrojonym okiem]]<ref name="simbad" />. Jest to gwiazda osobliwa chemicznie i jednoznaczne przypisanie jej [[Typ widmowy|typu widmowego]] jest trudne ze względu na nietypowe spektrum. Historycznie oceny temperatury i typu widmowego były bardzo różne i wywoływały kontrowersje wśród astronomów: [[Katalog Henry’ego Drapera]] błędnie przypisywał jej typ [[Gwiazdy typu widmowego B|B5]]; Przybylski stwierdził, że na podstawie widma ciągłego można jej przypisać [[Gwiazdy typu widmowego K|typ K0]], zaś linie wodoru sugerują [[Gwiazdy typu widmowego F|typ F8]]-[[Gwiazdy typu widmowego G|G0]]<ref name="Kurtz2002" /><ref name="Skiff2014" />. Katalog gwiazd osobliwych chemicznie podaje typ F3 Ho, co podkreśla obecność silnych linii [[Holm (pierwiastek)|holmu]]<ref name="RensonManfroid2009" />. Gwiazda ma promień równy 1,9 [[Promień Słońca|promienia Słońca]] i masę 1,5 {{Masa Słońca}}<ref name="Mkrtichian2008" /><ref name="Shulyak2010" />. Obecnie jej [[Temperatura efektywna (fizyka)|temperatura efektywna]] oceniana jest na 6620 [[Kelwin|K]]<ref name="Mkrtichian2008" />, choć przez wiele lat wyniki pomiarów zawierały się w szerokim przedziale 5900–7500 K<ref name="KurtzMartinez2000" />.

Jest to [[gwiazda zmienna]]. Była to pierwsza znana magnetycznie aktywna gwiazda osobliwa chemicznie, która przy tym wykazuje szybkie pulsacje (typ roAp), z głównym okresem ok. 12 minut<ref name="Kurtz1978" /><ref name="Kurtz1979" /><ref name="Kurtz2002" />. Prędkość obrotu <math>v \sin i</math> została wyznaczona na podstawie szerokości linii widmowych na 3,50 km/s<ref name="Cowley2000" /><ref name="Ghazaryan2018" /><ref name="Hubrig2018" />. Gwiazda ma silne [[pole magnetyczne]]<ref name="WolfHagen1976" />; przyjmując jego [[dipol]]owy charakter, na podstawie długookresowych zmian wartości wzdłużnej składowej [[Indukcja magnetyczna|indukcji pola]] stwierdzono, że obrót gwiazdy wokół osi musi być nadzwyczaj powolny<ref name="Hubrig2018" />. Trwa on co najmniej 43 lata, a prawdopodobny rzeczywisty okres obrotu to aż 188 lat<ref name="Hubrig2018" />. Nie wiadomo, jaki proces odpowiada za wyhamowanie jej rotacji, najczęściej uznaje się, że wynika to z hamowania magnetycznego w początkach istnienia gwiazdy, przed jej wejściem na [[ciąg główny]]<ref name="Hubrig2018" />.

HD 101065 porusza się względem sąsiednich gwiazd z dużą prędkością, równą 23,8 ± 1,9 km/s<ref name="Tetzlaff2011" />. Nie ma znanych towarzyszek; w jej sąsiedztwie na niebie zaobserwowano inną gwiazdę o wielkości 14{{magnitudo}}<ref name="Scholler2012" />, ale rozbieżne wartości [[Paralaksa|paralaksy]] zmierzone przez sondę [[Gaia (sonda kosmiczna)|Gaia]] dowodzą, że jest to niezwiązany obiekt tła<ref name="GaiaDR3" /><ref name="GaiaDR3-companion" />.

== Hipotezy ==
Dla wyjaśnienia niezwykłych cech tej gwiazdy przedstawiono szereg hipotez. Jedną z nich była obecność bliskiej, niewykrytej [[Gwiazda neutronowa|gwiazdy neutronowej]], która mogłaby bombardować atmosferę Gwiazdy Przybylskiego [[Promieniowanie gamma|promieniowaniem gamma]], powodując [[Fotodezintegracja|reakcje fotojądrowe]] lub reakcje z udziałem prędkich [[neutron]]ów ([[proces r]])<ref name="Gopka2008a" />. Takiego towarzysza nie wykryto w pomiarach [[Prędkość radialna|prędkości radialnej]]<ref name="Mkrtichian2008" />.

Przybylski w 1975 roku postulował, że niezwykłe widmo gwiazdy może wiązać się z rozpadem obecnych w niej pierwiastków cięższych od uranu<ref name="Przybylski1975" />. Jeżeli faktycznie występują tam krótkożyciowe aktynowce<ref name="Gopka2008b" />, to mogą one być [[produkt rozpadu|produktami rozpadu]] jeszcze cięższych, hipotetycznie długożyciowych [[nuklid]]ów z [[Wyspa stabilności|wyspy stabilności]]. Należą do nich [[izotopy]] {{chem|link=flerow|298|Fl}}, {{chem|link=unbinil|304|Ubn}} i {{chem|link=unbiheks|310|Ubh}}. Takie jądra atomowe mogłyby powstać w eksplozji [[supernowa|supernowej]]<ref name="Dzuba2017" />.

Unikatowe cechy gwiazdy sprawiły, że jest ona także potencjalnym obiektem zainteresowania [[Search for Extraterrestrial Intelligence|poszukiwaczy inteligencji pozaziemskiej]]<ref name="Wright2018" />. Wiąże się to ze spekulacjami, że [[cywilizacja]] technologiczna może pozbywać się [[Odpady promieniotwórcze|odpadów promieniotwórczych]], wyrzucając je na gwiazdę<ref name="WhitmireWright1980" />, bądź też celowo wpływać na widmo gwiazdy, aby zwrócić na siebie uwagę innych<ref name="Drake1965" /><ref name="ShklovskiiSagan1966" />.

== Zobacz też ==
* [[Lista gwiazd w gwiazdozbiorze Centaura]]

== Uwagi ==
{{Uwagi|
<ref name="obl">Obliczona na podstawie paralaksy i wielkości obserwowanej.</ref>
}}

== Przypisy ==
<references>
<ref name="Bidelman2005">{{Cytuj | autor = Bidelman, William P. | tytuł = Tc and Other Unstable Elements in Przybylski's Star | czasopismo = Cosmic Abundances as Records of Stellar Evolution and Nucleosynthesis in honor of David L. Lambert, ASP Conference Series |wolumin = 336 |data = 2005 |s = 309-312 |bibcode = 2005ASPC..336..309B}}</ref>
<ref name="Cowley2000">{{Cytuj pismo | nazwisko = Cowley | imię = C.R. | nazwisko2 = Ryabchikova | imię2 = T. | nazwisko3 = Kupka | imię3 = F. | nazwisko4 = Bord | imię4 = D.J. | nazwisko5 = Mathys | imię5 = G. | tytuł = Abundances in Przybylski's star | czasopismo = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | wolumin = 317 | wydanie = 2 | strony = 299–309 | rok = 2000 | doi = 10.1046/j.1365-8711.2000.03578.x | bibcode = 2000MNRAS.317..299C | język = en }}</ref>
<ref name="Cowley2004">{{Cytuj pismo | autor = C.R. Cowley, W.P. Bidelman, S. Hubrig, G. Mathys, D.J. Bord | tytuł = On the possible presence of promethium in the spectra of HD 101065 (Przybylski's star) and HD 965 | czasopismo = Astronomy and Astrophysics | wolumin = 419 | strony = 1087–1093 | data = 2004 | doi = 10.1051/0004-6361:20035726 | język = en }}</ref>
<ref name="Drake1965">{{Cytuj książkę | autor = Frank D. Drake | tytuł = Current Aspects of Exobiology | wydawca = Pergamon | rok = 1965 | rozdział = Chapter IX - The Radio Search for Intelligent Extraterrestrial Life | isbn = 9781483200477 | doi = 10.1016/B978-1-4832-0047-7.50015-0 | strony = 342-343 | język = en }}</ref>
<ref name="Dzuba2017">{{Cytuj pismo | autor = V.A. Dzuba | autor3 = J.K. Webb | tytuł = Isotope shift and search for metastable superheavy elements in astrophysical data | czasopismo = Physical Review A | wolumin = 95 | wydanie = 6 | strony = 062515 | rok = 2017 | doi = 10.1103/PhysRevA.95.062515 | bibcode = 2017PhRvA..95f2515D | arxiv = 1703.04250 | język = en }}</ref>
<ref name="GaiaDR3-companion">{{Cytuj |autor = Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) |tytuł = Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties |czasopismo = Astronomy and Astrophysics |arxiv = 2208.00211 |wolumin = 674 |bibcode = 2023A&A...674A...1G |doi = 10.1051/0004-6361/202243940 |data = 2023 |s = A1}} [[https://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-S?Gaia%20DR2%205372587509831616384 wpis w katalogu]].</ref>
<ref name="GaiaDR3">{{Cytuj |autor = Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) |tytuł = Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties |czasopismo = Astronomy and Astrophysics |arxiv = 2208.00211 |wolumin = 674 |bibcode = 2023A&A...674A...1G |doi = 10.1051/0004-6361/202243940 |data = 2023 |s = A1}} [[https://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-S?Gaia%20DR3%205372587514128271232 wpis w katalogu]].</ref>
<ref name="Ghazaryan2018">{{Cytuj | autor = Ghazaryan, S.; Alecian, G.; Hakobyan, A.A. | tytuł = New catalogue of chemically peculiar stars, and statistical analysis | czasopismo = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | wolumin = 480 | wydanie = 3 | s = 2953 | data = 2018 | doi = 10.1093/mnras/sty1912 | bibcode = 2018MNRAS.480.2953G | arxiv = 1807.06902 | język = en }}</ref>
<ref name="Gopka2005">{{Cytuj pismo | autor = Vera F. Gopka, Alexander V. Yushchenko, Angelina V. Shavrina, David E. Mkrtichian, Artie P. Hatzes, Sergey M. Andrievsky, Larissa V. Chernysheva  | tytuł = On the radioactive shells in peculiar main sequence stars: the phenomenon of Przybylski's star | czasopismo = Proceedings of the International Astronomical Union | wolumin = 2004 | strony = 734–742 | rok = 2005 | doi = 10.1017/S174392130500966X | język = en }}</ref>
<ref name="Gopka2008b">{{Cytuj pismo | nazwisko = Gopka | imię = V.F. | nazwisko2 = Yushchenko | imię2 = A.V. | nazwisko3 = Yushchenko | imię3 = V.A. | nazwisko4 = Panov | imię4 = I.V. | nazwisko5 = Kim | imię5 = Ch. | tytuł = Identification of absorption lines of short half-life actinides in the spectrum of Przybylski's star (HD 101065) | czasopismo = Kinematics and Physics of Celestial Bodies | wolumin = 24 | wydanie = 2 | strony = 89–98 | data = 2008-05-15 | doi = 10.3103/S0884591308020049 | bibcode = 2008KPCB...24...89G | język = en }}</ref>
<ref name="Gopka2008a">{{Cytuj pismo | autor = V.F. Gopka, O.M. Ul'yanov, S.M. Andrievskii | tytuł = A hypothesis for explaining the origin of Przybylski’s star (HD 101065) | czasopismo = Physics of Stars and Interstellar Medium | wolumin = 24 | strony = 36–43 | data = 2008 | doi = 10.1007/s11963-008-1005-7 | język = en }}</ref>
<ref name="Hubrig2018">{{Cytuj | autor = S. Hubrig, S.P. Jarvinen, J. Madej, V.D. Bychkov, I. Ilyin, M. Schöller, L.V. Bychkova | tytuł = Magnetic and pulsational variability of Przybylski's star (HD 101065) | czasopismo = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | wolumin = 477 | wydanie = 3 | s = 3791 | data = 2018 | doi = 10.1093/mnras/sty889 | bibcode = 2018MNRAS.477.3791H | arxiv = 1804.07260 | język = en }}</ref>
<ref name="Kurtz1978">{{Cytuj pismo | nazwisko = Kurtz | imię = D.W. | tytuł = 12.15 Minute Light Variations in Przybylski's Star, HD 101065 | czasopismo = Information Bulletin on Variable Stars | wolumin = 1436 | strony = 1 | rok = 1978 | bibcode = 1978IBVS.1436....1K | język = en }}</ref>
<ref name="Kurtz1979">{{Cytuj | autor = Kurtz, Don; Wegner, Gary | tytuł = The nature of Przybylski's star: an Ap star model inferred from the light variations and temperature | czasopismo = [[The Astrophysical Journal]] | wolumin = 232 | s = 510–519 | data = 1979 | doi = 10.1086/157310 | bibcode = 1979ApJ...232..510K | język = en }}</ref>
<ref name="KurtzMartinez2000">{{Cytuj |autor = Kurtz, D.W.; Martinez, P. |tytuł = Observing roAp Stars with WET: A Primer |czasopismo = Baltic Astronomy |data = 2000 |data dostępu = 2024-07-28 |wolumin = 9 |s = 253−353 | doi = 10.1515/astro-2000-0209 | bibcode = 2000BaltA...9..253K |język = en}}</ref>
<ref name="Kurtz2002">{{Cytuj | autor = Kurtz, Don W. | tytuł = HD 101065–Przybylski’s Star: A Most Peculiar Star | czasopismo = Exotic Stars as Challenges to Evolution, ASP Conference Proceedings | wolumin = 279 | s = 351 | data = 2002 | bibcode = 2002ASPC..279..351K}}</ref>
<ref name="Kuzminski1967">{{Cytuj | tytuł = Polskie nazwy na mapie świata |autor = Bolesław Kuźmiński |wydawca = Nasza Księgarnia |data = 1967 |s = 149}}</ref>
<ref name="Mkrtichian2008">{{Cytuj pismo | nazwisko = Mkrtichian | imię = D.E. | nazwisko2 = Hatzes | imię2 = A.P. | nazwisko3 = Saio | imię3 = H. | nazwisko4 = Shobbrook | imię4 = R.R. | tytuł = The detection of the rich p-mode spectrum and asteroseismology of Przybylski's star | czasopismo = Astronomy & Astrophysics | wolumin = 490 | wydanie = 3 | strony = 1109–1120 | rok = 2008 | doi = 10.1051/0004-6361:200809890 | bibcode = 2008A&A...490.1109M | język = en }}</ref>
<ref name="NSoddball">{{Cytuj stronę | url = https://www.newscientist.com/article/2125615-oddball-star-could-be-home-to-long-sought-superheavy-elements/ | tytuł = Oddball star could be home to long-sought superheavy elements | data dostępu = 2022-05-29 | autor = Jesse Empsak | data = 2017-03-23 | język = en }}</ref>
<ref name="Przybylski1961">{{Cytuj | autor = Przybylski, Antoni | tytuł = HD 101065—a G 0 Star with High Metal Content | czasopismo = Nature |wolumin = 189 |wydanie = 4766 |data = 1961 |s = 739 |doi = 10.1038/189739a0}}</ref>
<ref name="Przybylski1963">{{Cytuj pismo | nazwisko = Przybylski | imię = A. | nazwisko2 = Kennedy | imię2 = P. Morris | tytuł = The Spectrum of HD 101065 | czasopismo = Publications of the Astronomical Society of the Pacific | wolumin = 75 | wydanie = 445 | strony = 349–353 | data = 1963 | doi = 10.1086/127965 | bibcode = 1963PASP...75..349P | język = en }}</ref>
<ref name="Przybylski1975">{{Cytuj | autor = Przybylski, Antoni | tytuł = Can the Peculiarities of HD 101065 be Explained by Fission of Transuranium Elements? | czasopismo = Publications of the Astronomical Society of Australia | wolumin = 2 | wydanie = 6 | s = 352-353 | data = 1975}}</ref>
<ref name="Przybylski1977">{{Cytuj pismo | nazwisko = Przybylski | imię = A. | tytuł = Is iron present in the atmosphere of HD 101065 | czasopismo = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | wolumin = 178 | wydanie = 2 | strony = 71–84 | data = 1977 | doi = 10.1093/mnras/178.2.71 | bibcode = 1977MNRAS.178...71P | język = en }}</ref>
<ref name="RensonManfroid2009">{{Cytuj pismo | nazwisko = Renson | imię = P. | nazwisko2 = Manfroid | imię2 = J. | tytuł = Catalogue of Ap, HgMn and Am stars | czasopismo = Astronomy and Astrophysics | wolumin = 498 | wydanie = 3 | strony = 961 | rok = 2009 | doi = 10.1051/0004-6361/200810788 | bibcode = 2009A&A...498..961R | język = en }}</ref>
<ref name="Scholler2012">{{Cytuj pismo | nazwisko = Schöller | imię = M. | nazwisko2 = Correia | imię2 = S. | nazwisko3 = Hubrig | imię3 = S. | nazwisko4 = Kurtz | imię4 = D. W. | tytuł = Multiplicity of rapidly oscillating Ap stars | czasopismo = Astronomy & Astrophysics | wolumin = 545 | strony = A38 | rok = 2012 | doi = 10.1051/0004-6361/201118538 | bibcode = 2012A&A...545A..38S | arxiv = 1208.0480 | język = en }}</ref>
<ref name="ShklovskiiSagan1966">{{Cytuj książkę | autor = Iosif S. Shklovskii, [[Carl Sagan]] | tytuł = Intelligent Life in the Universe | wydawca = Holden-Day | rok = 1966 | strony = 406–407 | język = en }}</ref>
<ref name="Shulyak2010">{{Cytuj pismo | nazwisko = Shulyak | imię = D. | nazwisko2 = Ryabchikova | imię2 = T. | nazwisko3 = Kildiyarova | imię3 = R. | nazwisko4 = Kochukhov | imię4 = O. | tytuł = Realistic model atmosphere and revised abundances of the coolest Ap star HD 101065 | czasopismo = Astronomy and Astrophysics | wolumin = 520 | strony = A88 | rok = 2010 | doi = 10.1051/0004-6361/200913750 | bibcode = 2010A&A...520A..88S | arxiv = 1004.0246 | język = en }}</ref>
<ref name="Skiff2014">{{Cytuj | autor = Skiff, B.A. | tytuł = General Catalogue of Stellar Spectral Classifications | opublikowany = Vizier Online Data Catalog | data = 2014 | bibcode = 2014yCat....1.2023S | język = en | url = https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014yCat....102023S/abstract}}</ref>
<ref name="simbad">{{simbad|V816 Cen|V816 Cen}}</ref>
<ref name="Tetzlaff2011">{{Cytuj pismo | nazwisko = Tetzlaff | imię = N. | nazwisko2 = Neuhäuser | imię2 = R. | nazwisko3 = Hohle | imię3 = M.M. | tytuł = A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun | czasopismo = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | wolumin = 410 | wydanie = 1 | strony = 190–200 | data = 2011 | doi = 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x | bibcode = 2011MNRAS.410..190T | arxiv = 1007.4883 | język = en }}</ref>
<ref name="WhitmireWright1980">{{Cytuj pismo | autor = D.P. Whitmire, D.P. Wright | tytuł = Nuclear waste spectrum as evidence of technological extraterrestrial civilizations | czasopismo = Icarus | wolumin = 42 | wydanie = 1 | strony = 149–156 | data = 1980 | doi = 10.1016/0019-1035(80)90253-5 | bibcode = 1980Icar...42..149W | język = en }}</ref>
<ref name="WolfHagen1976">{{Cytuj | autor = Wolff, S.C.; Hagen, W. | data = 1976 | tytuł = The magnetic field of HD 101065 | czasopismo = Publications of the Astronomical Society of the Pacific | wolumin = 88 (522) | s = 119 | doi = 10.1086/129908}}</ref>
<ref name="Wright2018">{{Cytuj książkę | autor = Jason T. Wright | tytuł = Handbook of Exoplanets | wydawca = Springer, Cham | rok = 2018 | strony = 3405–3412 | rozdział = Exoplanets and SETI | isbn = 978-3-319-55332-0 | doi = 10.1007/978-3-319-55333-7_186 | język = en }}</ref>
<ref name="xhip">{{Cytuj stronę |url = http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ536795dd154a&-out.add=.&-source=V/137D/xhip&recno=56526 |tytuł = HIP 56709 |autor = Anderson, E.; Francis, C. |data = 2012 |praca = Extended Hipparcos Compilation (XHIP) |opublikowany = VizieR |język = en |data dostępu = 2024-02-19}}</ref>
</references>

== Linki zewnętrzne ==
* {{Cytuj stronę | url = https://www.discovermagazine.com/the-sciences/the-strangest-and-second-strangest-star-in-the-galaxy | tytuł = The Strangest (and Second-Strangest) Star in the Galaxy | data dostępu = 2022-12-12 | nazwisko = Powell | imię = C.S. | nazwisko2 = Wright | imię2 = J. | data = 2017-06-30 | praca = Discover | język = en }}
* {{Cytuj stronę | url = https://sites.psu.edu/astrowright/2017/03/16/przybylskis-star-iii-neutron-stars-unbinilium-and-aliens/ | tytuł = Przybylski's Star III: Neutron Stars, Unbinilium, and aliens | data dostępu = 2024-07-27 | autor = Jason Wright | data = 2017-03-16 | język = en }}
* {{Cytuj stronę | url = https://www.youtube.com/watch?v=XKD0pFYewu4 | tytuł =  This Star Might Be Hiding Undiscovered Elements; Przybylski’s Star | data dostępu = 2024-07-31 | język = en |autor=SciShow|opublikowany=YouTube}}

[[Kategoria:Gwiazdozbiór Centaura]]
[[Kategoria:Gwiazdy pojedyncze]]
[[Kategoria:Gwiazdy zmienne pulsujące]]
[[Kategoria:Gwiazdy osobliwe chemicznie]]
[[Kategoria:Gwiazdy typu widmowego F]]
[[Kategoria:Polskie odkrycia gwiazd]]