P Cygni ( 34 Cyg ) es una estrella variable en la constelación de Cygnus . La designación "P" fue asignada originalmente por Johann Bayer en Uranometria como una nova . Situada a unos 5.100 años luz (1.560 parsecs ) de la Tierra, es una estrella hipergigante variable azul luminosa (LBV) de tipo espectral B1-2 Ia-0ep que es una de las estrellas más luminosas de la Vía Láctea .
Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 | |
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Constelación | Cygnus |
Ascensión recta | 20 h 17 m 47,2018 s [1] |
Declinación | + 38 ° 01 ′ 58.549 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 4.82 [2] (3 a 6 [3] ) |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | B1-2 Ia-0ep [4] (B1 Iapeq [3] ) |
Índice de color U − B | -0,58 [5] |
Índice de color B − V | +0.42 [5] |
Tipo variable | LBV [3] |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | -8,9 [6] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | RA: -3,53 [1] mas / año Diciembre: -6,88 [1] mas / año |
Paralaje (π) | 0,32 ± 0,16 [1] mas |
Distancia | 1,560 ± 250 [7] pieza |
Magnitud absoluta (M V ) | −7,9 [8] |
Detalles | |
Masa | 37 [7] M ☉ |
Radio | 76 [9] R ☉ |
Luminosidad | 610 000 [9] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 2,25 [7] cgs |
Temperatura | 18.700 [9] K |
Metalicidad | 0.29 [9] Él / H |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 35 [10] km / s |
Otras designaciones | |
Nova Cyg 1600, 34 Cyg, 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 , Gallina 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 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Visibilidad
La estrella se encuentra a unos 5.000 a 6.000 años luz ( 1.500 a 1.800 parsecs ) de la Tierra. A pesar de esta gran distancia, es visible a simple vista en ubicaciones adecuadas de cielo oscuro. Fue desconocido hasta finales del siglo XVI, cuando repentinamente se iluminó a la tercera magnitud . Fue observado por primera vez el 18 de agosto (gregoriano) de 1600 por Willem Janszoon Blaeu , un astrónomo, matemático y hacedor de globos holandés. El atlas de Bayer de 1603 le asignó la etiqueta miscelánea P y el nombre se ha quedado pegado desde entonces. Después de seis años, la estrella se desvaneció lentamente, cayendo por debajo de la visibilidad a simple vista en 1626. Volvió a brillar en 1655, pero se había desvanecido en 1662. Otro estallido tuvo lugar en 1665; esto fue seguido por numerosas fluctuaciones. Desde 1715, P Cygni ha sido una estrella de quinta magnitud, con solo pequeñas fluctuaciones en el brillo. Hoy tiene una magnitud de 4,8, variable irregularmente en unas pocas centésimas de magnitud en una escala de días. [11] El brillo visual está aumentando en aproximadamente 0,15 magnitudes por siglo, atribuido a una lenta disminución de la temperatura a una luminosidad constante. [12]
P Cygni ha sido llamada una "nova permanente" debido a las similitudes espectrales y la salida obvia de material, y una vez fue tratada con las novas como una variable eruptiva ; sin embargo, ya no se cree que su comportamiento involucre los mismos procesos asociados con las novas verdaderas. [13]
Variable azul luminosa
Se considera que P Cygni es el primer ejemplo conocido de una variable azul luminosa . Sin embargo, está lejos de ser un ejemplo típico. Por lo general, los LBV cambian de brillo con un período de años a décadas, y ocasionalmente albergan explosiones en las que el brillo de la estrella aumenta drásticamente. P Cygni no ha variado en gran medida tanto en brillo como en espectro desde una serie de grandes estallidos en el siglo XVII. Se han visto eventos similares en Eta Carinae y posiblemente en un puñado de objetos extragalácticos. [14]
P Cygni muestra evidencia de grandes erupciones anteriores alrededor de 900, 2,100 y posiblemente 20,000 años atrás. En siglos más recientes, ha ido aumentando muy lentamente en magnitud visual y disminuyendo en temperatura, lo que se ha interpretado como la tendencia evolutiva esperada de una estrella masiva hacia una etapa de supergigante roja . [14]
Evolución
Las variables azules luminosas como P Cygni son muy raras y de corta duración, y solo se forman en regiones de galaxias donde se está produciendo una intensa formación estelar. Las estrellas LBV son tan masivas y energéticas (típicamente 50 veces la masa del Sol y decenas de miles de veces más luminosas) que agotan su combustible nuclear muy rápidamente. Después de brillar durante solo unos pocos millones de años (en comparación con varios miles de millones de años para el Sol), estallan en una supernova . La reciente supernova SN 2006gy fue probablemente el final de una estrella LBV similar a P Cygni pero ubicada en una galaxia distante. [15] Se cree que P Cygni está en la fase de combustión de la capa de hidrógeno inmediatamente después de dejar la secuencia principal. [14]
Se ha identificado como un posible candidato a supernova de tipo IIb en el modelado del destino de estrellas de 20 a 25 veces la masa del Sol (con el estado LBV como la etapa final prevista de antemano). [dieciséis]
Perfil de P Cygni
P Cygni da su nombre a un tipo de característica espectroscópica llamada perfil P Cygni, donde la presencia de absorción y emisión en el perfil de la misma línea espectral indica la existencia de una envoltura gaseosa que se expande lejos de la estrella. La línea de emisión surge de un denso viento estelar cerca de la estrella, mientras que el lóbulo de absorción desplazado al azul se crea donde la radiación pasa a través del material circunestelar expandiéndose rápidamente en la dirección del observador. Estos perfiles son útiles en el estudio de los vientos estelares en muchos tipos de estrellas. A menudo se citan como un indicador de una estrella variable azul luminosa , aunque también ocurren en otros tipos de estrellas. [14] [17]
El tamaño de la región de emisión H-alfa del viento estelar es5,64 ± 0,21 milisegundos de arco . [11] A la distancia estimada de 1.700 parsecs, este es un tamaño físico de aproximadamente 26 radios estelares.
Compañero
Se ha propuesto que las erupciones de P Cygni podrían ser causadas por la transferencia de masa a una hipotética estrella compañera de tipo espectral B que tendría una masa entre 3 y 6 veces la masa del Sol y orbitaría a P Cygni cada 7 años en una órbita de alta excentricidad. . La caída de materia en la estrella secundaria produciría la liberación de energía gravitacional , parte de la cual provocaría un aumento de la luminosidad del sistema. [18]
Referencias
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Coordenadas : 20 h 17 m 47,2 s , + 38 ° 01 ′ 59 ″
enlaces externos
- Espectro
- Estrella variable del mes de AAVSO. P Cygni: septiembre de 2009