P Cygni
P Cygni (34 Cyg) – gwiazda zmienna w gwiazdozbiorze Łabędzia. Oznaczenie „P” początkowo było przypisane przez Johanna Bayera w jego pracy pt. Uranometria jako Nowa klasyczna. Gwiazda znajduje się w odległości ok. 5000-6000 lat świetlnych (1500-1800 parseków) od Słońca, jest ona zmiennym hiperolbrzymem typu S Doradus, a jej typ widmowy to B1Ia+. Jest ona jedną z najjaśniejszych gwiazd Drogi Mlecznej.
![]() charakterystyczne linie H-alfa profilu P Cygni | |||||||||||||||||
Dane obserwacyjne (J2000) | |||||||||||||||||
Gwiazdozbiór | |||||||||||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Rektascensja |
20h 17m 47,2018s[1] | ||||||||||||||||
Deklinacja |
+38° 01′ 58,549″[1] | ||||||||||||||||
Paralaksa (π) | |||||||||||||||||
Odległość | |||||||||||||||||
Wielkość obserwowana (pasmo V) |
|||||||||||||||||
Ruch własny (RA) | |||||||||||||||||
Ruch własny (DEC) |
–6,88 mas/rok[1] | ||||||||||||||||
Prędkość radialna |
–8,9 km/s[5] | ||||||||||||||||
Charakterystyka fizyczna | |||||||||||||||||
Rodzaj gwiazdy | |||||||||||||||||
Typ widmowy |
B1Ia+[6] | ||||||||||||||||
Masa | |||||||||||||||||
Promień | |||||||||||||||||
Metaliczność [Fe/H] |
0,29[8] He/H | ||||||||||||||||
Wielkość absolutna | |||||||||||||||||
Jasność | |||||||||||||||||
Prędkość obrotu |
35 km/s[2] | ||||||||||||||||
Przyspieszenie grawitacyjne |
1,42 m/s2 (0,145 g)[10] | ||||||||||||||||
Temperatura |
18 700 K[8] | ||||||||||||||||
Alternatywne oznaczenia | |||||||||||||||||
|
Widoczność
edytujPomimo swojej ogromnej odległości (5000-6000 lat świetlnych), gwiazda jest dostrzegalna gołym okiem w korzystnych warunkach. Nie była ona znana aż do końca XVI w., gdy nagle osiągnęła jasność +3 magnitudo. Po raz pierwszy zaobserwowana była 18 sierpnia (kalendarza gregoriańskiego) 1600 roku przez Willema Blaeu, holenderskiego astronoma, matematyka i kartografa. Wówczas otrzymała oznaczenie „P” i od tamtej pory nazwa gwiazdy pozostała do dziś. Po sześciu latach gwiazda stopniowa słabła, aż w roku 1626 przestała być widoczna gołym okiem. Rozjaśniła się ponownie w 1655, ale przed 1662 ponownie osłabła. Kolejne rozjaśnienie nastąpiło w 1665; od tamtej pory miały miejsce liczne wahania jej jasności. Od roku 1715 P Cygni była gwiazdą o jasności +5 magnitudo, u której następowały niewielkie wahania jasności. Obecnie jej jasność wynosi +4,8, która nieregularnie waha się o kilka setnych w skali dnia[7]. Obserwowana jasność wzrasta o ok. 0,15 magnitudo w ciągu jednego wieku, co jest spowodowane powolnym spadkiem temperatury przy stałej jasności[11].
P Cygni nazywana była „permanentną nową” ze względu na spektralne podobieństwa oraz przez wyraźną utratę materii, a także uznawana była jako Nowa, będąca tzw. erupcyjną gwiazdą zmienną; jednak zachowanie gwiazdy już nie jest utożsamiane z procesami, zachodzącymi w prawdziwych Nowych[12].
Błękitna gwiazda zmienna
edytujP Cygni jest powszechnie uznawana za najstarszy przykład jasnej błękitnej gwiazdy zmiennej (chociaż ze względu na swoje właściwości różni się ona znacząco od klasycznego przykładu gwiazdy tego typu). Była ona w dużym stopniu niezmienna zarówno pod kątem jasności jak i widma od serii XVII-wiecznych serii dużych rozbłysków, podczas gdy typowa gwiazda LBV ukazuje powolne zróżnicowanie w okresie kilku lat bądź dekad, wraz z okazyjnymi rozbłyskami, podczas których gwiazda wykazuje znaczący spadek temperatury przy równoczesnym wzroście obserwowanej jasności, zachowując przy tym stosunkowo stałą ilość wytwarzanej energii.
Z drugiej strony, P Cygni wykazuje jedynie minimalne zróżnicowania spektralne oraz jasności, ale odbyła co najmniej dwie "gigantyczne erupcje"; podobne zjawisko wystąpiło jedynie w przypadku Eta Carinae (i prawdopodobnie garstki obiektów pozagalaktycznych)[13].
P Cygni wykazuje dowody na wcześniejsze wielkie rozbłyski, które nastąpiły ok. 900, 2100 oraz prawdopodobnie 20 000 lat temu. W ostatnich stuleciach obserwowana jasność gwiazdy bardzo powoli wzrastała, a jej temperatura malała. Zjawisko to było zinterpretowane jako spodziewany trend ewolucyjny gwiazdy na jej drodze do stadium czerwonego nadolbrzyma[13].
Ewolucja
edytujNiebieskie gwiazdy zmienne typu P Cygni są bardzo rzadkie, a ich czas życia jest krótki. Formują się jedynie w rejonach galaktyki, w których występuje intensywne formowanie nowych gwiazd. Gwiazdy LBV są bardzo masywne i energiczne (zazwyczaj 50 razy cięższe od Słońca i dziesiątki tysięcy razy jaśniejsze), jednak wyczerpują swoje paliwo jądrowe bardzo szybko. Świecą tylko przez kilka milionów lat (w porównaniu do kilku miliardów lat w przypadku Słońca), po czym eksplodują jako supernowa. Supernowa SN 2006gy, której wybuch nastąpił w sierpniu 2006 roku [14] była prawdopodobnie wybuchem gwiazdy typu LBV podobnej do P Cygni, ale znajdującej się w odległej galaktyce. Uważa się, że po zakończeniu ciągu głównego P Cygni natychmiast przejdzie do etapu spalania powłoki wodoru[13].
Została ona wybrana na potencjalnego kandydata na Supernową typu IIb w wyniku modelowania dalszego losu gwiazd o masie od 20 do 25 mas Słońca (uwzględniając, że przed wybuchem gwiazda osiągnie finalnie status gwiazdy LBV)[15].
Profil P Cygni
edytujOd nazwy P Cygni pochodzi określenie cechy spektroskopowej zwanej „profilem P Cygni”, gdzie obecność zarówno absorpcji jak i emisji w profilu tych samych linii widmowych wskazuje na istnienie gęstego wiatru gwiazdowego. Poniebieszczona część absorpcyjna profilu powstaje w materii znajdującej się na linii widzenia pomiędzy obserwatorem a tarczą gwiazdy[16]. Emisja powstaje w części wiatru nie znajdującej się na linii widzenia pomędzy obserwatorem a gwiazdą. Profile te są użyteczne w badaniu wiatrów gwiazdowych w wielu typach gwiazd. Są one często wykorzystywane jako wskaźniki błękitnych gwiazd zmiennych, chociaż występują one także w innych typach gwiazd[13][17].
Gwiazda towarzysząca
edytujPrzypuszcza się, że erupcje na P Cygni mogą być spowodowane przez transport masy do hipotetycznej gwiazdy podwójnej typu widmowego B. Taka gwiazda prawdopodobnie posiadałaby masę rzędu od 3 do 6 mas Słońca i obiegałaby P Cygni w ciągu 7 lat po bardzo ekscentrycznej orbicie. Spadanie materii na drugą gwiazdę może doprowadzić do uwolnienia grawitacyjnej energii, z której część byłaby w stanie doprowadzić do wzrostu jasności układu gwiazd[18].
Przypisy
edytuj- ↑ a b c d e F. Van Leeuwen. Validation of the new Hipparcos reduction. „Astronomy and Astrophysics”. 474 (2), s. 653, 2007. DOI: 10.1051/0004-6361:20078357. arXiv:0708.1752. Bibcode: 2007A&A...474..653V.
- ↑ a b F. Najarro, D. J. Hillier, O. Stahl. A spectroscopic investigation of P Cygni. I. H and HeI lines. „Astronomy and Astrophysics”. 326, s. 1117, 1997. Bibcode: 1997A&A...326.1117N.
- ↑ J. R. Ducati. VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. „CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues”. 2237, 2002. Bibcode: 2002yCat.2237....0D.
- ↑ a b N. N. Samus, O. V. Durlevich. VizieR Online Data Catalog: Combined General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2004). „VizieR On-line Data Catalog: II/250. Originally published in: 2004yCat.2250....0S”. 2250, 2004. Bibcode: 2004yCat.2250....0S.
- ↑ G. A. Gontcharov. Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system. „Astronomy Letters”. 32, s. 759, 2006. DOI: 10.1134/S1063773706110065. Bibcode: 2006AstL...32..759G.
- ↑ L. J. Smith, P. A. Crowther, R. K. Prinja. A study of the luminous blue variable candidate He 3-519 and its surrounding nebula. „Astronomy and Astrophysics”. 281, s. 833, 1994. Bibcode: 1994A&A...281..833S.
- ↑ a b Aurelian Balan, C. Tycner, R. T. Zavala, J. A. Benson i inni. The Spatially Resolved Hα-emitting Wind Structure of P Cygni. „The Astronomical Journal”. 139, s. 2269, 2010. DOI: 10.1088/0004-6256/139/6/2269. arXiv:1004.0376. Bibcode: 2010AJ....139.2269B.
- ↑ a b c d F. Najarro. Spectroscopy of P Cygni. „P Cygni 2000: 400 Years of Progress”. 233, s. 133, 2001. Bibcode: 2001ASPC..233..133N.
- ↑ A. M. Van Genderen. S Doradus variables in the Galaxy and the Magellanic Clouds. „Astronomy and Astrophysics”. 366 (2), s. 508, 2001. DOI: 10.1051/0004-6361:20000022. Bibcode: 2001A&A...366..508V.
- ↑ obliczone na podstawie wzoru GM/r^2.
- ↑ H. J. G. L. M. Lamers, M. J. H. De Groot. Observed evolutionary changes in the visual magnitude of the luminous blue variable P Cygni. „Astronomy and Astrophysics”. 257, s. 153, 1992. Bibcode: 1992A&A...257..153L.
- ↑ P. Szkody. Infrared photometry of dwarf novae and possibly related objects. „The Astrophysical Journal”. 217, s. 140, 1977. DOI: 10.1086/155563. Bibcode: 1977ApJ...217..140S.
- ↑ a b c d G. Israelian, M. De Groot. P Cygni: An Extraordinary Luminous Blue Variable. „Space Science Reviews”. 90, s. 493, 1999. DOI: 10.1023/A:1005223314464. arXiv:astro-ph/9908309v1. Bibcode: 1999SSRv...90..493I.
- ↑ Nathan Smith, Weidong Li, Ryan J. Foley, J. Craig Wheeler i inni. SN 2006gy: Discovery of the Most Luminous Supernova Ever Recorded, Powered by the Death of an Extremely Massive Star like η Carinae. „The Astrophysical Journal”. 666 (2), s. 1116, 2007. DOI: 10.1086/519949. arXiv:astro-ph/0612617. Bibcode: 2007ApJ...666.1116S.
- ↑ Groh, J. H.; Meynet, G.; Ekström, S.. Massive star evolution: luminous blue variables as unexpected supernova progenitors. „Astronomy & Astrophysics”. 550, s. L7, 2013. DOI: 10.1051/0004-6361/201220741. arXiv:1301.1519. Bibcode: 2013A&A...550L...7G.
- ↑ David Darling , P Cygni profile [online], www.daviddarling.info [dostęp 2018-10-19] .
- ↑ The P Cygni Profile and Friends. W: Keith Robinson: Spectroscopy: The Key to the Stars. 2007, s. 119, seria: Patrick Moore's Practical Astronomy Series. DOI: 10.1007/978-0-387-68288-4_10. ISBN 978-0-387-36786-6.
- ↑ Amit Kashi. An indication for the binarity of P Cygni from its 17th century eruption. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 405 (3), s. 1924-1929, 2010. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2010.16582.x. arXiv:0912.3998. Bibcode: 2010MNRAS.405.1924K.