P Cygni: Różnice pomiędzy wersjami
[wersja przejrzana] | [wersja przejrzana] |
gwiazda towarzysząca (ang. wikipedia) |
infobox |
||
Linia 1: | Linia 1: | ||
{{Gwiazda infobox |
|||
| nazwa=P Cygni |
|||
|grafika = [[File:P Cygni Profile.png|290px]] |
|||
|opis grafiki =charakterystyczne linie profilu P Cygni. |
|||
| epoka=J2000 |
|||
|rektascensja={{RA|20|17|47.2018}}<ref name=hipparcos>{{cytuj pismo|bibcode=2007A&A...474..653V|tytuł=Validation of the new Hipparcos reduction|pismo=Astronomy and Astrophysics|rozdział=474|issue=2|strony=653|autor1=Van Leeuwen|imię1=F.|year=2007|doi=10.1051/0004-6361:20078357|arxiv = 0708.1752 }}</ref> |
|||
|deklinacja ={{DEC|+38|01|58.549}}<ref name=hipparcos/> |
|||
| wielkość obserwowana=4.82<ref name=brightstar>{{cytuj pismo|bibcode=2002yCat.2237....0D|tytuł=VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system|pismo=CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues|rozdział=2237|strony=0|autor1=Ducati|imię1=J. R.|year=2002}}</ref> (pasmo: 3 do 6)<ref name=gcvs>{{cytuj pismo|bibcode=2004yCat.2250....0S|tytuł=VizieR Online Data Catalog: Combined General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2004)|pismo=VizieR On-line Data Catalog: II/250. Originally published in: 2004yCat.2250....0S|rozdział=2250|strony=0|autor1=Samus|imię1=N. N.|nazwisko2=Durlevich|imię2=O. V.|display-autors=etal|year=2004}}</ref> |
|||
| strumień promieniowania = |
|||
| rozmiar kątowy = |
|||
|prędkość radialna = |
|||
|gwiazdozbiór=[[Cygnus (constellation)|Cygnus]] |
|||
| typ widmowy=B1Ia<sup>+</sup><ref name=smith>{{cytuj pismo|bibcode=1994A&A...281..833S|tytuł=A study of the luminous blue variable candidate He 3-519 and its surrounding nebula|pismo=Astronomy and Astrophysics|rozdział=281|strony=833|autor1=Smith|imię1=L. J.|nazwisko2=Crowther|imię2=P. A.|nazwisko3=Prinja|imię3=R. K.|year=1994}}</ref> |
|||
| rodzaj gwiazdy=LBV<ref name=gcvs/> |
|||
| radial_v=-8.9<ref>{{cytuj pismo|bibcode=2006AstL...32..759G|tytuł=Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system|pismo=Astronomy Letters|rozdział=32|issue=11|strony=759|autor1=Gontcharov|imię1=G. A.|year=2006|doi=10.1134/S1063773706110065}}</ref> |
|||
| paralaksa=0.32 +/-0.16<ref name=hipparcos/> |
|||
| odległość =1700 [[Parsek|pc]]<ref name=najarro97/> |
|||
| wielkość absolutna=−7.9<ref name=vg>{{cytuj pismo|doi=10.1051/0004-6361:20000022|tytuł=S Doradus variables in the Galaxy and the Magellanic Clouds|pismo=Astronomy and Astrophysics|rozdział=366|issue=2|strony=508|year=2001|nazwisko1=Van Genderen|imię1=A. M.|bibcode=2001A&A...366..508V}}</ref> |
|||
| masa=30<ref name=balan/> |
|||
| promień=76<ref name=najarro/> |
|||
|gęstość= |
|||
|pole powierzchni = |
|||
|objętość = |
|||
| jasność=610,000<ref name=najarro>{{cytuj pismo|bibcode=2001ASPC..233..133N|tytuł=Spectroscopy of P Cygni|pismo=P Cygni 2000: 400 Years of Progress|rozdział=233|strony=133|autor1=Najarro|imię1=F.|rok=2001}}</ref> |
|||
|inklinacja= |
|||
|spłaszczenie= |
|||
|okres obrotu = |
|||
|prędkość obrotu = |
|||
| temperatura=18,700<ref name=najarro/> |
|||
|prędkość ucieczki= |
|||
| metaliczność =0.29<ref name=najarro/> He/H |
|||
|okres orbitalny= |
|||
|mimośród= |
|||
|krąży wokół= |
|||
|półoś wielka= |
|||
| prędkość ruchu=35<ref name=najarro97/> |
|||
| przyspieszenie grawitacyjne=1.2<ref name=najarro97>{{cytuj pismo|bibcode=1997A&A...326.1117N|tytuł=A spectroscopic investigation of P Cygni. I. H and HeI lines|pismo=Astronomy and Astrophysics|rozdział=326|strony=1117|autor1=Najarro|imię1=F.|nazwisko2=Hillier|imię2=D. J.|nazwisko3=Stahl|imię3=O.|rok=1997}}</ref> |
|||
| wiek= |
|||
|Flamsteed = 34 Cyg |
|||
|2MASS = 2MASS J20174719+3801585 |
|||
|BD = |
|||
|CD = |
|||
|FK5 = |
|||
|GC = GC 28218 |
|||
|GJ = |
|||
|HD = HD 193237 |
|||
|HIP = HIP 100044 |
|||
|HR = HR 7763 |
|||
|SAO = SAO 69773 |
|||
|inne nazwy = |
|||
| Simbad=P+Cygni |
|||
}} |
|||
'''P Cygni''' (34 Cyg) jest [[Gwiazda zmienna|Gwiazdą zmienną]] w gwiazdozbiorze [[Gwiazdozbiór Łabędzia|Łabędzia]]. [[Oznaczenie Bayera|Oznaczenie]] "P" początkowo |
'''P Cygni''' (34 Cyg) jest [[Gwiazda zmienna|Gwiazdą zmienną]] w gwiazdozbiorze [[Gwiazdozbiór Łabędzia|Łabędzia]]. [[Oznaczenie Bayera|Oznaczenie]] "P" początkowo |
||
było przypisane przez [[Johann Bayer|Johanna Bayera]] w jego pracy pt. ''[[Uranometria]]'' jako [[Nowa klasyczna]]. Gwiazda znajduje się w odległości ok. 5000-6000 lat świetlnych (1500-1800 parseków) od Ziemi, |
było przypisane przez [[Johann Bayer|Johanna Bayera]] w jego pracy pt. ''[[Uranometria]]'' jako [[Nowa klasyczna]]. Gwiazda znajduje się w odległości ok. 5000-6000 lat świetlnych (1500-1800 parseków) od Ziemi, |
Wersja z 10:39, 9 maj 2016
{{{oznaczenie Bayera}}} | |||||||||||||||
charakterystyczne linie profilu P Cygni. | |||||||||||||||
Dane obserwacyjne (J2000) | |||||||||||||||
Gwiazdozbiór | |||||||||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Rektascensja |
20h 17m 47.2018s[1] | ||||||||||||||
Deklinacja |
+38° 01′ 58.549″[1] | ||||||||||||||
Paralaksa (π) |
0.32 +/-0.16[1] | ||||||||||||||
Odległość | |||||||||||||||
Wielkość obserwowana (pasmo {{{pasmo}}}) |
|||||||||||||||
Ruch własny (RA) |
{{{ruch własny RA}}} | ||||||||||||||
Ruch własny (DEC) |
{{{ruch własny DEC}}} | ||||||||||||||
Charakterystyka fizyczna | |||||||||||||||
Rodzaj gwiazdy |
LBV[4] | ||||||||||||||
Typ widmowy |
B1Ia+[5] | ||||||||||||||
Masa |
30[6] | ||||||||||||||
Promień |
76[7] | ||||||||||||||
Metaliczność [Fe/H] |
0.29[7] He/H | ||||||||||||||
Wielkość absolutna |
−7.9[8] | ||||||||||||||
Jasność |
610,000[7] | ||||||||||||||
Przyspieszenie grawitacyjne |
1.2[2] | ||||||||||||||
Temperatura |
18,700[7] | ||||||||||||||
Charakterystyka orbitalna | |||||||||||||||
Prędkość ruchu |
35[2] | ||||||||||||||
Skład fotosfery | |||||||||||||||
{{{skład}}} | |||||||||||||||
Alternatywne oznaczenia | |||||||||||||||
| |||||||||||||||
[[Plik:{{{mapa}}}|240x240px|alt={{{alt mapy}}}|{{{opis mapy}}}]] {{{opis mapy}}} |
P Cygni (34 Cyg) jest Gwiazdą zmienną 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 Ziemi, jest ona zmiennym Hiperolbrzymem typu S Doradus, a jej Typ widmowy to B1Ia+. Jest ona jedną z najjaśniejszych gwiazd Drogi Mlecznej.
Widoczność
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 (Gregoriańskiego kalendarza) 1600 roku przez by Willema Blaeu, holenderskiego astronoma, mathematyka i kartografa. Wówczas otrzymała Oznaczenie "P" i od tamtej pory nazwa gwiady 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 stenych w skali dnia.[6] Obserwowana jasność wzrasta o ok. 0.15 magnitudo w ciągu jednego wieku, co jest spowodowane powolnym spadkiem temperatury przy stałej jasności.[10]
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.[11]
Błękitna gwiazda zmienna
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 bąź 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.)[12]
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.[12]
Ewolucja
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), że 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 [13] 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.[12]
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).[14]
Profil P Cygni
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 gazowej "koperty", która rozciąga się od gwiazdy. Linia emisji powstają z gęstego gwiezdnego wiatru w pobliżu gwiazdy, natomiast płat absorpcji jest tworzony tam, gdzie promieniowanie przechodzi przez materię protoplanetarną, szybko rozszerzając ją w kierunku obserwatora. 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.[12][15]
Gwiazda towarzysząca
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.[16]
- ↑ a b c Validation of the new Hipparcos reduction. . s. 653. DOI: 10.1051/0004-6361:20078357. arXiv:0708.1752. Bibcode: 2007A&A...474..653V.
- ↑ a b c A spectroscopic investigation of P Cygni. I. H and HeI lines. , s. 1117, 1997. Bibcode: 1997A&A...326.1117N.
- ↑ VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. . s. 0. Bibcode: 2002yCat.2237....0D.
- ↑ a b VizieR Online Data Catalog: Combined General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2004). . s. 0. Bibcode: 2004yCat.2250....0S.
- ↑ A study of the luminous blue variable candidate He 3-519 and its surrounding nebula. . s. 833. Bibcode: 1994A&A...281..833S.
- ↑ a b THE SPATIALLY RESOLVED Hα-EMITTING WIND STRUCTURE OF P CYGNI. , s. 2269, 2010. DOI: 10.1088/0004-6256/139/6/2269. arXiv:1004.0376. Bibcode: 2010AJ....139.2269B.
- ↑ a b c d Spectroscopy of P Cygni. , s. 133, 2001. Bibcode: 2001ASPC..233..133N.
- ↑ S Doradus variables in the Galaxy and the Magellanic Clouds. . s. 508. DOI: 10.1051/0004-6361:20000022. Bibcode: 2001A&A...366..508V.
- ↑ Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system. . s. 759. DOI: 10.1134/S1063773706110065. Bibcode: 2006AstL...32..759G.
- ↑ Observed evolutionary changes in the visual magnitude of the luminous blue variable P Cygni. , s. 153, 1992. Bibcode: 1992A&A...257..153L.
- ↑ Infrared photometry of dwarf novae and possibly related objects. , s. 140, 1977. DOI: 10.1086/155563. Bibcode: 1977ApJ...217..140S.
- ↑ a b c d P Cygni: An Extraordinary Luminous Blue Variable. , s. 493, 1999. DOI: 10.1023/A:1005223314464. arXiv:astro-ph/9908309v1. Bibcode: 1999SSRv...90..493I.
- ↑ . 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. , s. 4, 2013. DOI: 10.1051/0004-6361/201220741. arXiv:1301.1519. Bibcode: 2013A&A...550L...7G.
- ↑ The P Cygni Profile and Friends. W: 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. , s. 1924, 2010. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2010.16582.x. arXiv:0912.3998. Bibcode: 2010MNRAS.405.1924K.