P Cygni
 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 | |||||||||||||||||
| |||||||||||||||||
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.
Widoczność
[edytuj | edytuj kod]Pomimo 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
[edytuj | edytuj kod]P 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
[edytuj | edytuj kod]Niebieskie 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
[edytuj | edytuj kod]Od 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
[edytuj | edytuj kod]Przypuszcza 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 | edytuj kod]- ↑ 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.