P Cygni - P Cygni
Data pozorování Epocha J2000Rovnodennost J2000 | |
---|---|
Souhvězdí | Cygnus |
Správný vzestup | 20h 17m 47.2018s[1] |
Deklinace | +38° 01′ 58.549″[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 4.82[2] (3 až 6[3]) |
Vlastnosti | |
Spektrální typ | B1Ia+[4] |
U-B barevný index | -0.58[4] |
B-V barevný index | +0.42[4] |
Variabilní typ | LBV[3] |
Astrometrie | |
Radiální rychlost (R.proti) | -8.9[5] km / s |
Správný pohyb (μ) | RA: -3.53[1] mas /rok Prosinec: -6.88[1] mas /rok |
Paralaxa (π) | 0.32 ± 0.16[1] mas |
Vzdálenost | 1,560±250[6] ks |
Absolutní velikost (M.PROTI) | −7.9[7] |
Detaily | |
Hmotnost | 37[6] M☉ |
Poloměr | 76[8] R☉ |
Zářivost | 610,000[8] L☉ |
Povrchová gravitace (logG) | 2.25[6] cgs |
Teplota | 18,700[8] K. |
Kovovost | 0.29[8] On / H |
Rychlost otáčení (proti hříchi) | 35[9] km / s |
Jiná označení | |
Nova Cyg 1600, 34 Cyg, JP11 3218, TD1 26474, GSC 03151-03442, TYC 3151-3442-1, AG +37° 1953, 2MAS J20174719 + 3801585, ALS 11097, HD 193237, MCW 849, BD +37°3871, Slepice 3-1871, PLX 4837, CEL 5017, PPM 84645, P Cyg, RAFGL 5493S, GC 28218, BOKY 100044, TROUCHNIVĚNÍ 2959, GCRV 12673, HR 7763, SAO 69773, AAVSO 2014 + 37A | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
P Cygni (34 Cyg) je proměnná hvězda v souhvězdí Cygnus. The označení „P“ původně přidělil Johann Bayer v Uranometria jako nova. Nachází se asi 5100 světelné roky (1,560 parsecs ) ze Země je to a hyperobr světelná modrá proměnná (LBV) hvězda spektrální typ B1Ia+ to je jeden z nejzářivější hvězdy v mléčná dráha.
Viditelnost
Hvězda se nachází asi 5 000 až 6 000 světelné roky (1,500–1,800 parsecs ) ze Země. I přes tuto obrovskou vzdálenost je na vhodných místech tmavé oblohy viditelný pouhým okem. To bylo neznámé až do konce 16. století, kdy se náhle rozjasnilo na 3. místo velikost. Poprvé byl pozorován 18. srpna (gregoriánský) 1600 od Willem Janszoon Blaeu, holandský astronom, matematik a tvůrce zeměkoule. Bayerův atlas z roku 1603 mu přidělil různé štítky P a jméno se od té doby zaseklo. Po šesti letech hvězda pomalu vybledla a v roce 1626 klesla pod viditelnost pouhým okem. V roce 1655 se znovu rozzářila, ale do roku 1662 vybledla. Další výbuch nastal v roce 1665; poté následovaly četné výkyvy. Od roku 1715 je P Cygni hvězdou páté velikosti s pouze malými výkyvy jasu. Dnes má velikost 4,8, nepravidelně proměnnou o několik setin velikosti na stupnici dnů.[10] Vizuální jas se zvyšuje o přibližně 0,15 stupně za století, což se připisuje pomalému poklesu teploty při konstantní svítivosti.[11]
P Cygni byl kvůli spektrálním podobnostem a zjevnému odtoku materiálu nazýván „permanentní nova“ a byl jednou ošetřen nové jako eruptivní proměnná; jeho chování se však již nepovažuje za stejné procesy spojené se skutečnými novami.[12]
Svítící modrá proměnná
P Cygni je široce považován za nejdříve známý příklad a světelná modrá proměnná. Není to však zdaleka typický příklad. Typicky se LBV mění v jasu s obdobím let až desetiletí, občas hostují výbuchy, kde se jas hvězdy dramaticky zvyšuje. P Cygni se do značné míry nemění jak v jasu, tak v spektrum od řady velkých výbuchů v 17. století. Podobné události byly zaznamenány v Eta Carinae a možná hrstka extra galaktických objektů.[13]
P Cygni ukazuje důkazy o předchozích velkých erupcích kolem 900, 2100 a pravděpodobně před 20 000 lety. V novějších stoletích se velmi pomalu zvyšovala vizuální velikost a snižovala teplota, což bylo interpretováno jako očekávaný evoluční trend hmotné hvězdy směrem k červený superobr etapa.[13]
Vývoj
Světelné modré proměnné jako P Cygni jsou velmi vzácné a krátkodobé a vytvářejí se pouze v oblastech galaxií, kde dochází k intenzivní tvorbě hvězd. Hvězdy LBV jsou tak hmotné a energické (obvykle 50krát větší než hmotnost Slunce a desítky tisíckrát jasnější), že své jaderné palivo vyčerpají velmi rychle. Poté, co zářily jen několik milionů let (ve srovnání s několika miliardami let pro Slunce), vybuchly v a supernova. Nedávná supernova SN 2006gy byl pravděpodobně konec hvězdy LBV podobný P Cygni, ale nacházející se ve vzdálené galaxii.[14] Předpokládá se, že P Cygni je ve fázi hoření vodíkové skořápky bezprostředně po opuštění hlavní sekvence.[13]
Bylo identifikováno jako možné supernova typu IIb kandidát na modelování osudu hvězd 20 až 25krát větší než hmotnost Slunce (se stavem LBV jako předem předpokládané konečné fáze).[15]
Profil P Cygni

P Cygni dává svůj název typu spektroskopický rys nazývá se P Cygni profil, kde je přítomnost absorpce i emise v profilu stejného spektrální čára označuje existenci plynné obálky rozpínající se od hvězdy. Emisní čára vychází z hustého hvězdného větru poblíž hvězdy, zatímco blueshifted Absorpční lalok je vytvořen tam, kde záření prochází kolemhvězdným materiálem, který se rychle rozšiřuje ve směru pozorovatele. Tyto profily jsou užitečné při studiu hvězdné větry v mnoha druzích hvězd. Často jsou uváděny jako indikátor a světelná modrá proměnná hvězda, i když se vyskytují také u jiných typů hvězd.[13][16]
Velikost hvězdného větru H-alfa emisní oblast je 5.64±0.21 milisekundy.[10] Při odhadované vzdálenosti 1700 parsecs jedná se o fyzickou velikost přibližně 26 hvězdných poloměrů.
Společník
Bylo navrženo, aby erupce P Cygni mohly být způsobeny hromadný přenos na hypotetickou společenská hvězda z spektrální typ B to by mělo Hmotnost mezi 3 a 6násobkem hmotnosti Slunce a obíhá kolem P Cygni každých 7 let ve výšce excentricita obíhat. Příliv hmoty do sekundární hvězdy by způsobil uvolnění gravitační energie, jejíž část by způsobila zvýšení svítivosti systému.[17]
Reference
- ^ A b C d E Van Leeuwen, F. (2007). Msgstr "Ověření nové redukce Hipparcos". Astronomie a astrofyzika. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A & A ... 474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
- ^ Ducati, J. R. (2002). „VizieR On-line Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system“. Sbírka elektronických katalogů CDS / ADC. 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237 ... 0D.
- ^ A b Samus, N. N .; Durlevich, O. V .; et al. (2004). "Online katalog dat VizieR: Kombinovaný obecný katalog proměnných hvězd (Samus + 2004)". Online katalog VizieR: II / 250. Původně publikováno v: 2004yCat.2250 .... 0S. 2250: 0. Bibcode:2004yCat.2250 ... 0S.
- ^ A b C Smith, L. J .; Crowther, P. A .; Prinja, R. K. (1994). „Studie světelné modré proměnné kandidáta He 3-519 a její okolní mlhoviny“. Astronomie a astrofyzika. 281: 833. Bibcode:1994A & A ... 281..833S.
- ^ Gontcharov, G. A. (2006). "Pulkovo kompilace radiálních rychlostí pro 35 495 hvězd Hipparcos v běžném systému". Dopisy o astronomii. 32 (11): 759–771. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL ... 32..759G. doi:10.1134 / S1063773706110065.
- ^ A b C Bot tuto citaci brzy dokončí. Kliknutím sem skočíte do fronty arXiv:1910.08366.
- ^ Van Genderen, A. M. (2001). „Proměnné S Doradus v Galaxii a Magellanova mračna“. Astronomie a astrofyzika. 366 (2): 508–531. Bibcode:2001A & A ... 366..508V. doi:10.1051/0004-6361:20000022.
- ^ A b C d Najarro, F. (2001). "Spektroskopie P Cygni". P Cygni 2000: 400 let pokroku. 233: 133. Bibcode:2001ASPC..233..133N.
- ^ Najarro, F .; Hillier, D. J .; Stahl, O. (1997). „Spektroskopické vyšetřování P Cygni. I. H a HeI linie“. Astronomie a astrofyzika. 326: 1117. Bibcode:1997A & A ... 326.1117N.
- ^ A b Balan, Aurelian; Tycner, C .; Zavala, R. T .; Benson, J. A .; Hutter, D. J .; Templeton, M. (2010). „PROSTOROVĚ ŘEŠENÁ Hα-EMITUJÍCÍ VĚTROVÁ STRUKTURA P CYGNI“. Astronomický deník. 139 (6): 2269. arXiv:1004.0376. Bibcode:2010AJ .... 139.2269B. doi:10.1088/0004-6256/139/6/2269.
- ^ Lamers, H. J. G. L. M .; De Groot, M. J. H. (1992). "Pozorované evoluční změny vizuální velikosti světelné modré proměnné P Cygni". Astronomie a astrofyzika. 257: 153. Bibcode:1992A & A ... 257..153L.
- ^ Szkody, P. (1977). "Infračervená fotometrie trpasličích nov a případně souvisejících objektů". Astrofyzikální deník. 217: 140. Bibcode:1977ApJ ... 217..140S. doi:10.1086/155563.
- ^ A b C d Israelian, G .; De Groot, M. (1999). „P Cygni: Mimořádná proměnná světelné modři“. Recenze vesmírných věd. 90 (3/4): 493. arXiv:astro-ph / 9908309v1. Bibcode:1999SSRv ... 90..493I. doi:10.1023 / A: 1005223314464.
- ^ Smith, Nathan; Li, Weidong; Foley, Ryan J .; Wheeler, J. Craig; Pooley, David; Chornock, Ryan; Filippenko, Alexej V .; Silverman, Jeffrey M .; Quimby, Robert; Bloom, Joshua S .; Hansen, Charles (2007). „SN 2006gy: Objev nejsvětlejší supernovy, která byla kdy zaznamenána, poháněno smrtí extrémně masivní hvězdy jako η Carinae“. Astrofyzikální deník. 666 (2): 1116–1128. arXiv:astro-ph / 0612617. Bibcode:2007ApJ ... 666.1116S. doi:10.1086/519949.
- ^ Groh, J. H .; Meynet, G .; Ekström, S. (2013). „Masivní vývoj hvězd: světelné modré proměnné jako neočekávané předky supernovy“. Astronomie a astrofyzika. 550: 4. arXiv:1301.1519. Bibcode:2013A & A ... 550L ... 7G. doi:10.1051/0004-6361/201220741. L7.
- ^ Robinson, Keith (2007). "Profil P Cygni a přátelé". Spektroskopie: Klíč ke hvězdám. Patrick Moore's Practical Astronomy Series. str. 119–125. doi:10.1007/978-0-387-68288-4_10. ISBN 978-0-387-36786-6.
- ^ Kashi, Amit (2010). „Náznak binárnosti P Cygni od erupce v 17. století“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 405 (3): 1924. arXiv:0912.3998. Bibcode:2010MNRAS.405.1924K. doi:10.1111 / j.1365-2966.2010.16582.x.
Souřadnice: 20h 17m 47.2s, +38° 01′ 59″