좌표:Sky map 20hm 17 47.2s, +38° 01°59°

백조자리 P

P Cygni
백조자리 P
Cygnus constellation map.svg
Red circle.svg
P Cygni 위치(빨간색으로 동그라미 표시)
관찰 데이터
Epoch J2000 Equinox J2000
콘스텔레이션 백조류
적경 20hm 17 47.199s[1]
적위 +38° 01°58.549°[1]
겉보기 등급(V) 4.82[2] (3 ~6[3])
특성.
스펙트럼형 B1-2 Ia-0ep[4] (B1 Iapeq[3])
U-B 색지수 - 0.58[5]
B-V 색지수 +0.42[5]
변수 유형 LBV[3]
아스트로메트리
반지름 속도(Rv)- 8.9 km[6]/s
고유운동(μ) RA: - 3.723[1] mas/년
Dec.: - 6.798[1] mas/년
시차())0.6251 ± 0.0729 mas[1]
거리1,450±250[7] PC
절대 등급(MV)−7.9[8]
세부 사항
덩어리37[7] M☉
반지름76[9] R☉
광도610,000[9] L☉
표면 중력(log g)2.25gs[7]
온도18,700[9] K
금속성0.29[9] He/H
회전 속도(v sin i)35[10] km/s
기타 명칭
Nova Cyg 1600, 34 Cyg, JP11 3218, TD1 26474, GSC 03151-0342, TYC 3151-3442-1, AG+37° 1953, 2MASS J20174719+3801585, ALS 11097, HD 19337, MCW 849, 37°
데이터베이스 참조
심바디데이터.

백조자리 P(34 백조자리)는 백조자리의 변광성이다."P"라는 명칭은 원래 요한 바이어가 Uranometria에서 노바(nova)로 지정한 것입니다.지구에서 약 5,100광년(1,560파섹) 떨어진 곳에 있는 이 별은 우리 은하에서 가장 밝은 별 중 하나인 분광형 B1-2 Ia-0ep의 초거성 발광 청색 변광성(LBV) 별입니다.

가시성

이 별은 지구에서 약 5,000~6,000광년 떨어져 있다.이렇게 먼 거리에도 불구하고, 그것은 적절한 어두운 하늘 위치에서 육안으로 볼 수 있습니다.그것은 16세기 말 갑자기 3등급까지 밝아지기 전까지는 알려지지 않았다.1600년 8월 18일(그레고리안) 네덜란드 천문학자이자 수학자이자 지구 제작자인 빌렘 얀순 블래우가 처음 관측했다.바이엘의 1603년 지도책에는 P라는 여러 가지 라벨이 붙어 있으며 그 이름은 [11]그 이후로 계속 남아 있다.6년 후, 이 별은 천천히 사라졌고, 1626년에 육안 시야 아래로 떨어졌다.그것은 1655년에 다시 밝아졌지만 1662년에는 희미해졌다.1665년에 또 다른 폭발이 일어났다; 이것은 수많은 변동에 뒤이어 일어났다.백조는 1715년 이후 밝기 변화가 적은 5등급 별이다.오늘날에는 진도 4.8로 불규칙하게 변합니다.[12] 일 단위로 수백분의 1씩 변합니다.시각적인 밝기는 일정한 [13]밝기에서 온도가 천천히 감소하기 때문에 세기마다 약 0.15 등급씩 증가하고 있습니다.

백조자리 P는 스펙트럼의 유사성과 물질의 명백한 유출로 인해 "영구적 노바"로 불리며 한때 분출 변수로 취급되었다. 그러나 백조자리 P의 행동은 더 이상 진정한 노바와 관련된 [14]과정을 수반하지 않는 것으로 생각된다.

발광 청색 변광성

백조자리 P는 밝은 청색 변광성의 가장 이른 예로 널리 알려져 있다.하지만 이는 전형적인 예와는 거리가 멀다.일반적으로 LBV는 몇 년에서 수십 년의 주기로 밝기가 변화하며, 때때로 별의 밝기가 급격히 증가하는 폭발을 일으킵니다.백조자리 P는 17세기에 일련의 대규모 폭발이 있은 이후 밝기와 스펙트럼 모두에서 크게 변하지 않고 있습니다.용골자리 에타(Eta Carinae)와 소수의 은하계 외 [15]천체에서도 비슷한 현상이 관찰되고 있다.

백조자리 P는 약 900년, 2,100년, 그리고 어쩌면 20,000년 전에 있었던 큰 폭발의 증거를 보여준다.최근 몇 세기 동안, 그것은 매우 천천히 가시적인 크기가 증가하고 온도가 낮아지고 있는데, 이것은 거대한 별이 적색 초거성 [15]단계를 향해 진화하는 것으로 해석되어 왔다.

진화

백조자리 P와 같은 밝은 청색 변광성은 매우 드물고 수명이 짧으며, 강력한 별의 형성이 일어나는 은하 영역에서만 형성됩니다.LBV 별은 매우 질량이 크고 에너지가 넘쳐서(일반적으로 태양의 50배, 광도는 태양의 50배, 광도는 수만 배입니다.불과 몇 백만 년 동안 빛난 후(태양이 수십억 년 동안 빛난 것에 비해) 초신성으로 폭발합니다.최근의 초신성 SN 2006gy는 백조자리 P와 비슷하지만 먼 [16]은하에 위치한 LBV 별의 끝일 가능성이 높다.백조자리 P는 주계열을 [15]떠난 직후 수소껍질 연소 단계에 있는 것으로 생각된다.

태양 질량의 20~25배에 이르는 별의 운명을 모델링할 때 가능한 IIb 초신성 후보(LBV 상태가 미리 [17]예측된 최종 단계)로 확인되었다.

P 시그니 프로파일

P 시그니의 특징과 H-α에 대한 동명의 라인 프로파일

백조자리 P는 백조자리 P 프로파일로 불리는 분광학적 특징의 한 종류로, 동일한 스펙트럼 라인의 프로파일에 흡수 및 방출이 모두 존재한다는 것은 별에서 멀리 팽창하는 가스 외피층의 존재를 나타냅니다.방출선은 항성 근처의 짙은 항성풍에서 발생하는 반면, 푸른색 흡수엽은 방사선이 관측자의 방향으로 빠르게 팽창하는 별 주변 물질을 통과하는 곳에서 생성됩니다.이러한 프로파일은 여러 유형의 별에서 항성풍을 연구하는 데 유용합니다.이들은 다른 [15][18]유형의 별에서도 발생하지만 종종 밝은 청색 변광성의 지표로 언급된다.

백조자리 P 자체에서 항성풍 H-알파 방출 영역의 크기는 5.64±0.21 밀리초이다.[12]1,700 파섹으로 추정되는 거리에서 이는 약 26개의 항성 반지름의 물리적 크기입니다.

동반자

백조자리 P의 폭발은 태양 질량의 3~6배 정도 질량을 가지며 7년마다 백조자리 P를 높은 이심률 궤도로 공전하는 분광형 B의 동반성으로의 질량 이동으로 인해 발생할 수 있다는 주장이 제기되어 왔다.물질이 별에 유입되면 중력 에너지가 방출되며, 그 중 일부는 시스템의 [19]밝기를 증가시킵니다.

레퍼런스

  1. ^ a b c d e VizieR에서 이 소스에 "Gaia DR3 Part 1. Main source (Gaia Collaboration, 2022)". VizieR Online Data Catalog: I/355. May 2022. Bibcode:2022yCat.1355....0G.대한 Gaia EDR3 레코드.
  2. ^ 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. ^ a b c 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.
  4. ^ Skiff, B. A. (2014). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009-2016)". VizieR On-line Data Catalog: B/Mk. Originally Published in: Lowell Observatory (October 2014). 1. Bibcode:2014yCat....1.2023S.
  5. ^ a b 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.
  6. ^ 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. S2CID 119231169.
  7. ^ a b c Rivet, J-P; Siciak, A.; de Almeida, E. S. G.; Vakili, F.; Domiciano de Souza, A.; Fouché, M.; Lai, O.; Vernet, D.; Kaiser, R.; Guerin, W. (2020). "Intensity interferometry of P Cygni in the H α emission line: Towards distance calibration of LBV supergiant stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 494 (1): 218–227. arXiv:1910.08366. Bibcode:2020MNRAS.494..218R. doi:10.1093/mnras/staa588. S2CID 204788654.
  8. ^ 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.
  9. ^ a b c d Najarro, F. (2001). "Spectroscopy of P Cygni". P Cygni 2000: 400 Years of Progress. 233: 133. Bibcode:2001ASPC..233..133N.
  10. ^ 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.
  11. ^ 또한 이그나치오 디 라자리가 발행한 조반니 파티스타 호디에르노(1659년 로마)가 쓴 '라 스텔라 누오바메나'(1659년)에도 언급된 스코베타 누오바멘테(이 새롭고 이상한 별은 1600년 백조(성좌)의 가슴에 나타났다).
  12. ^ a b 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. S2CID 46021658.
  13. ^ 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.
  14. ^ 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.
  15. ^ a b c d 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. S2CID 118671563.
  16. ^ 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. S2CID 14785067.
  17. ^ 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. S2CID 119227339. L7.
  18. ^ Robinson, Keith (2007). "The P Cygni Profile and Friends". Spectroscopy: The Key to the Stars. Patrick Moore's Practical Astronomy Series. pp. 119–125. doi:10.1007/978-0-387-68288-4_10. ISBN 978-0-387-36786-6.
  19. ^ 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. S2CID 118551338.


외부 링크