P Лебед
P Лебед (34 Cyg) — променлива ѕвезда во северното соѕвездие Лебед. Ознаката „P“ првично е дадена од страна на Јохан Бајер во Уранометрија како нова. На растојание од 5.000 до 6.000 светлосни години (1.500–1.800 парсеци) од Земјата, станува збор за хиперџин сјајна сина променлива ѕвезда (ССП) ѕвезда од спектрален тип B1Ia+ што ја прави една од најсјајните ѕвезди во Млечниот Пат.
  | |
| Податоци од набљудување Епоха J2000 Рамноденица J2000 | |
|---|---|
| Соѕвездие | Лебед |
| Ректасцензија | 20ч 17м 47,2018с[1] |
| Деклинација | +38° 01′ 58,549″[1] |
| Прив. величина (V) | 4,82[2] (3 to 6[3]) |
| Особености | |
| Спектрален тип | B1Ia+[4] |
| U−B Боен показател | -0,58[4] |
| B−V Боен показател | +0,42[4] |
| Променлив тип | ССП[3] |
| Астрометрија | |
| Радијална брзина (Rv) | -8,9[5] км/с |
| Сопствено движење (μ) | Рект: -3,53[1] млс/г Дек.: -6,88[1] млс/г |
| Паралакса (π) | 0.32 ± 0.16[1] млс |
| Оддалеченост | 1.700[6] пс |
| Апсолутна величина (MV) | −7,9[7] |
| Податоци | |
| Маса | 30[8] M☉ |
| Полупречник | 76[9] R☉ |
| Површ. грав. (log g) | 1,2[6] |
| Сјајност | 610.000[9] L☉ |
| Температура | 18.700[9] K |
| Металичност | 0,29[9] He/H |
| Вртежна брзина (v sin i) | 35[6] км/с |
| Други ознаки | |
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, 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 | |
| Наводи во бази | |
| SIMBAD | — податоци |
Видливост
уредиЅвездата е на растојание од 5.000 до 6.000 светлосни години (1.500–1.800 парсеци) од Земјата. И покрај големото растојание, видлива е за голо око во подобни темни небесни места. Не се знаело за ѕвездата сè до крајот на XVI век, кога ненеадејно засјела до привидна ѕвездена величина 3. Првпат била забележана на 18 август (Грегоријански) 1600 година од страна на Вилем Блау, холандски астроном, математичар и изработувач на глобуси. Бајеровиот атлас од 1603 година ја одредува ознаката P и таа ознака се задржала до денес. По шест години ѕвездата полека ја губела сјајноста, кога не можела да се гледа со голо око во 1626 година. Повторно засјела во 1655 година, и повторно го изгубила сјајот во 1662 година. Друг изблик се случил во 1665 година; ова било проследено со бројни флуктуации. Од 1715 година P Лебед била ѕвезда со величина 5, со помали промени во сјајноста. Денес величината изнесува 4,8, неправилно менувајќи се за стотина делови од една величина на неколку денови.[8] Сјајноста и се зголемува за околу 0,15 величини на сто години, што се должи пак на намалувањето на температурата при непроменлива сјајност.[10]
P Лебед се нарекува „постојана нова“ поради сличноста на спектарот со новите и избликот на материјал, и во еден период се сметала за нова и еруптивна променлива; сепак, нејзиното однесување повеќе не се смета дека ѕвездата минува низ истите процеси како и новите.[11]
Сјајна сина променлива
уредиP Лебед се смета за најраниот познат пример за сјајна сина променлива ѕвезда. Сепак, далеку е од вообичаен пример. Вообичаено, ССП ја менуваат сјајноста во периоди од години или декади, и привремено имаат изблици при што сајноста на ѕвездата се зголемува драматично. P Лебед е прилично непроменлива во сјајот и спектарот по низата големи избливи во XVII век. Слични настани се забележани и кај Ета Карина и веројатно неколку тела надвор од галаксијата.[12]
P Лебед покажува знаци за претходни големи изблици од пред 900, 2.100, и најверојатно пред 20.000 години. Во последниве векови, споро ја зголемува својата величина и намалува површинската температураit, што се смета за очекуван резултат во развојот на една масивна ѕвезда при преминот во фазата на црвен суперџин.[12]
Развој
уредиСјаните сини променливи ѕвезди како P Лебед се многу ретки и краткотрајни, и се создаават во области на галаксијата каде има интензивно создавање на ѕвезди. ССП се толку масивни и енергетски (типично 50 пати од масата на Сонцето и десет илијади пати посјајни) што пак значи дека брзо ќе го истрошат своето гориво. По сјаење од неколку милиони години (cспоредено со милијардите години на Сонцето) тие животот го завршуваат како супернови. Неодамнешната супернова SN 2006gy најверојатно е крајниот развој на ССП ѕвезда, слична на P Лебед но со местоположба во далечна галаксија.[13] За P Лебед се смета дека го согорува водородот во својата обвивка, веднаш по напуштањето на главната низа.[12]
Се смета дека е можно да биде кандидат за супернова тип IIb, резултат добиен при моделирањето на ѕвезди со маси 20 до 25 пати поголеми од масата на Сонцето (односно за ССП е крајниот развој на овој вид на ѕвезди).[14]
Профил на P Лебед
уреди
P Лебед го добила своето име по спектроскопската одлика наречена P Лебед профил, каде присуството на впивни и оддавни линии во профилот на истата спектрална линија укажува на постоењето на гасовита обвивка која се шири од ѕвездата. Ова оддавање потекнува од густиот ѕвезден ветер во близина на ѕвездата, додека пак синопоместениот врв се создава каде зрачењето минува низ материјалот околу ѕвездата, брзо ширејќи се во насока на набљудувачот. Овие профили се корисни во изучувањето на ѕвездените ветришта кај различните видови ѕвезди. Честопати се користат како знак за постоењето на сјајна сина променлива ѕвезда, иако истите може да се забележат и кај други видови на ѕвезди.[12][15]
Големината на ѕвездениот ветер во H-алфа оддавна област 5,64 ± 0,21 лачни милисекунди.[8] На проценетото растојание од 1.700 парсеци одговара на физичката големиа од околу 26 Сончеви полупречници.
Придружник
уредиСе смета дека изблиците на P Лебед можно е да се предизвикани од пренос на маса до претпоставената придружна ѕвезда од спектрален тип B која би имала маса меѓу 3 и 6 пати од Сончевата маса и ќе биде во орбита околу P Лебед на секои 7 години при голема орбитална занесеност. Падот на матееријата на втората ѕвезда ќе предизвика ослободување на гравитациската енергија, што делумно ќе придонесе кон зголемување на сјајноста на системот.[16]
Наводи
уреди- ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 Van Leeuwen, F. (2007). „Validation of the new Hipparcos reduction“. Astronomy and Astrophysics. 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“. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
- ↑ 3,0 3,1 Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; и др. (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.
- ↑ 4,0 4,1 4,2 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): 759–771. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL...32..759G. doi:10.1134/S1063773706110065.
- ↑ 6,0 6,1 6,2 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): 508–531. Bibcode:2001A&A...366..508V. doi:10.1051/0004-6361:20000022.
- ↑ 8,0 8,1 8,2 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.
- ↑ 9,0 9,1 9,2 9,3 Najarro, F. (2001). „Spectroscopy of P Cygni“. P Cygni 2000: 400 Years of Progress. 233: 133. Bibcode:2001ASPC..233..133N.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 12,0 12,1 12,2 12,3 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.
- ↑ Smith, Nathan; Li, Weidong; Foley, Ryan J.; Wheeler, J. Craig; Pooley, David; Chornock, Ryan; Filippenko, Alexei V.; Silverman, Jeffrey M.; Quimby, Robert; Bloom, Joshua S.; Hansen, Charles (2007). „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): 1116–1128. arXiv:astro-ph/0612617. Bibcode:2007ApJ...666.1116S. doi:10.1086/519949.
- ↑ Groh, J. H.; Meynet, G.; Ekström, S. (2013). „Massive star evolution: luminous blue variables as unexpected supernova progenitors“. Astronomy & Astrophysics. 550: 4. arXiv:1301.1519. Bibcode:2013A&A...550L...7G. doi:10.1051/0004-6361/201220741. L7.
- ↑ Robinson, Keith (2007). „The P Cygni Profile and Friends“. Spectroscopy: The Key to the Stars. Patrick Moore's Practical Astronomy Series. стр. 119–125. 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 (3): 1924. arXiv:0912.3998. Bibcode:2010MNRAS.405.1924K. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16582.x.
