P Cygni
| P Cygni | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Svanen (stjärnbild) |
| Rektascension | 20t 17m 47,2018s[1] |
| Deklination | +38° 01′ 58,549″[1] |
| Skenbar magnitud () | 4,82[2] (3 till 6[3]) |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | B1Ia+[4] |
| U–B | -0,58[4] |
| B–V | +0,42[4] |
| Variabeltyp | LBV[3] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | -8,9[5] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -3,53[1] mas/år Dek.: -6,88[1] mas/år |
| Parallax () | 0,32 ± 0,16[1] |
| Avstånd | ca 5 000 – 6 000 lå (ca 1 700[6] pc) |
| Absolut magnitud () | -7,9[7] |
| Detaljer | |
| Massa | 30[8] M☉ |
| Radie | 76[9] R☉ |
| Luminositet | 610 000[9] L☉ |
| Temperatur | 18 700[9] K |
| Metallicitet | 0,29[9] He / H |
| Vinkelhastighet | 35[6] km/s |
| Andra beteckningar | |
| Nova Cyg 1600, 34 Cygni, JP11 3218, TD1 26474, GSC 03151-03442, TYC 3151-3442-1, AG + 37° 1953, 2MASS J20174719 + 3801585, ALS 11097, HD 193237, MCW 849, BD + 37° 3871 Hen 3-1871, PLX 4837, CEL 5017, PPM 84645, P Cyg, RAFGL 5493S, GC 28218, HIP 100044, ROT 2959, GCRV 12673, HR 7763, SAO 69773, AAVSO 2014 + 37A. | |
P Cygni, eller 34 Cygni, som är stjärnans Flamsteed-beteckning, är en variabel stjärna belägen i den mellersta delen av stjärnbilden Svanen. Den har en skenbar magnitud på 4,82[2] och är svagt synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallaxförskjutning på ca 0,32[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 5 000 till 6 000 ljusår (ca 1 500 – 1 800 parsek)[6] från solen. Stjärnan tilldelades ursprungligen beteckningen "P" av Johann Bayer i Uranometria som en nova.
Egenskaper[redigera | redigera wikitext]
P Cygni är en lysande blå variabel (LBV) superjättestjärna av spektralklass B1 Ia+[4] och är en av de mest ljusstarka stjärnorna i Vintergatan. Den har en massa som är ca 30[8] gånger större än solens massa, en radie som är ca 75[9] gånger större än solens och utsänder från dess fotosfär ca 610 000[9] gånger mera energi än solen vid en effektiv temperatur på ca 18 700[9] K.
P Cygni har kallats en "permanent nova" på grund av spektrala likheter och det uppenbara utflödet av material, och behandlades en gång som en utbrottsvariabel, men dess beteende anses inte längre omfatta de processer som är förknippade med sanna novor.[10]
Synlighet[redigera | redigera wikitext]
P Cygni var okänd fram till slutet av 1500-talet, när den plötsligt ökade till 3:e magnituden. Den observerades första gången 18 augusti (Gregorisk kalender) 1600 av Willem Janszoon Blaeu, en holländsk astronom och matematiker. Bayers atlas av 1603 tilldelade den övrigetiketten P och benämningen har gällt sedan dess. Efter sex år bleknade stjärnan långsamt och sjönk under den visuella nivån år 1626. Det ljusnade igen 1655, men hade bleknat 1662. Ett annat utbrott ägde rum 1665 och följdes av många fluktuationer. Sedan 1715 har P Cygni varit en stjärna av 5:e magnituden, med endast mindre variationer i ljusstyrka. Idag har den en magnitud på 4,8, oregelbundet variabel med några hundradelar av en magnitud inom en period i dygnskala.[8] Den visuella ljusstyrkan ökar med ca 0,15 magnitud per sekel, hänförlig till en långsam temperaturminskning vid konstant ljusstyrka.[11]
P Cygni-profil[redigera | redigera wikitext]
P Cygni ger sitt namn till en typ av spektroskopisk egenskap som kallas en P Cygni-profil, där förekomsten av både absorption och emission i samma spektrallinje i profilen anger förekomsten av ett gasformigt yttre skikt som expanderar från stjärnan. Utsläppslinjen härrör från en tät stjärnvind nära stjärnan, medan den blåförskjutna absorptionsloben skapas där strålningen passerar genom det omgivande materialet, som snabbt expanderar i observatörens riktning. Dessa profiler är användbara vid studier av stjärnvindar i många typer av stjärnor. De är ofta nämnda som en indikation på en ljusblå variabel, även om de också förekommer i andra typer av stjärnor.[12] [13]
Följeslagare[redigera | redigera wikitext]
Det har föreslagits att P Cygnis utbrott kan orsakas av massöverföring till en hypotetisk följeslagare av spektraltyp B, som skulle ha en massa som är mellan 3 och 6 gånger solens massa och skulle kretsa kring P Cygni med en period på sju år och i en hög excentricitet. Infall av materia i sekundärstjärnan skulle ge frisläppande av gravitationsenergi, varav en del skulle orsaka en ökning av systemets ljusstyrka.[14]
Källor[redigera | redigera wikitext]
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.
Referenser[redigera | redigera wikitext]
- ^ [a b c d e f] Van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653. arXiv:0708.1752 . Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
- ^ [a b] Ducati, J. R. (2002). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
- ^ [a b] Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2004). "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: 0. Bibcode:2004yCat.2250....0S.
- ^ [a b c d] Smith, L. J.; Crowther, P. A.; Prinja, R. K. (1994). "A study of the luminous blue variable candidate He 3-519 and its surrounding nebula". Astronomy and Astrophysics. 281: 833. Bibcode:1994A&A...281..833S.
- ^ Gontcharov, G. A. (2006). "Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system". Astronomy Letters. 32 (11): 759. arXiv:1606.08053 . Bibcode:2006AstL...32..759G. doi:10.1134/S1063773706110065.
- ^ [a b c] Najarro, F.; Hillier, D. J.; Stahl, O. (1997). "A spectroscopic investigation of P Cygni. I. H and HeI lines". Astronomy and Astrophysics. 326: 1117. Bibcode:1997A&A...326.1117N.
- ^ Van Genderen, A. M. (2001). "S Doradus variables in the Galaxy and the Magellanic Clouds". Astronomy and Astrophysics. 366 (2): 508. Bibcode:2001A&A...366..508V. doi:10.1051/0004-6361:20000022.
- ^ [a b c] Balan, Aurelian; Tycner, C.; Zavala, R. T.; Benson, J. A.; Hutter, D. J.; Templeton, M. (2010). "THE SPATIALLY RESOLVED Hα-EMITTING WIND STRUCTURE OF P CYGNI". The Astronomical Journal. 139 (6): 2269. arXiv:1004.0376 . Bibcode:2010AJ....139.2269B. doi:10.1088/0004-6256/139/6/2269.
- ^ [a b c d e f g] Najarro, F. (2001). "Spectroscopy of P Cygni". P Cygni 2000: 400 Years of Progress. 233: 133. Bibcode:2001ASPC..233..133N.
- ^ Szkody, P. (1977). "Infrared photometry of dwarf novae and possibly related objects". The Astrophysical Journal. 217: 140. Bibcode:1977ApJ...217..140S. doi:10.1086/155563.
- ^ Lamers, H. J. G. L. M.; De Groot, M. J. H. (1992). "Observed evolutionary changes in the visual magnitude of the luminous blue variable P Cygni". Astronomy and Astrophysics. 257: 153. Bibcode:1992A&A...257..153L.
- ^ Israelian, G.; De Groot, M. (1999). "P Cygni: An Extraordinary Luminous Blue Variable". Space Science Reviews. 90 (3/4): 493. arXiv:astro-ph/9908309v1 . Bibcode:1999SSRv...90..493I. doi:10.1023/A:1005223314464.
- ^ ^ Robinson, Keith (2007). "The P Cygni Profile and Friends". Spectroscopy: The Key to the Stars. Patrick Moore's Practical Astronomy Series. p. 119. doi:10.1007/978-0-387-68288-4_10. ISBN 978-0-387-36786-6.
- ^ Kashi, Amit (2010). "An indication for the binarity of P Cygni from its 17th century eruption". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 405: 1924. arXiv:0912.3998 . Bibcode:2010MNRAS.405.1924K. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16582.x.
