P Cygni

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Buớc tưới chuyển hướng Bước tới tìm kiếm

P Cygni (34 Cyg) là biến sao trong chòm sao Cygnus. chỉ định "P" ban đầu được Bayer Bayer chỉ định trong ['Uranometria' 'dưới dạng nova. Nằm khoảng 5000 đến 6000 light-year s (1500–1800 parsec s) từ Trái đất, nó là một hypergiant blue variable variable (LBV) sao loại phổ B1Ia, là một trong những ngôi sao sáng nhất trong Dải Ngân hà.

Mức độ hiển thị[sửa | sửa mã nguồn]

Ngôi sao nằm khoảng 5000 đến 6000 ánh sáng-năm s (1500–1800 parsec s) từ Trái Đất. Mặc dù khoảng cách rộng lớn này, nó có thể nhìn thấy bằng mắt thường ở những vị trí bầu trời tối thích hợp. Mãi cho đến cuối thế kỷ 16, khi nó đột nhiên sáng lên [[cường độ rõ ràng] cường độ]. Nó lần đầu tiên được quan sát vào ngày 18 tháng 8 (Gregorian) vào năm 1600 bởi Willem Janszoon Blaeu, một nhà thiên văn học người Hà Lan, nhà toán học và nhà sản xuất toàn cầu. Bản đồ của Bayer năm 1603 đã gán cho nó nhãn linh tinh P và tên đã bị kẹt kể từ đó. Sau sáu năm ngôi sao đã bị mờ dần, rơi xuống dưới tầm nhìn bằng mắt thường vào năm 1626. Nó sáng trở lại vào năm 1655, nhưng đã phai nhạt vào năm 1662. Một vụ nổ khác diễn ra vào năm 1665; tiếp theo là nhiều biến động. Kể từ năm 1715, Cygni là một ngôi sao có độ lớn thứ năm, chỉ có những dao động nhỏ về độ sáng. Ngày nay nó có độ lớn 4,8, biến đổi không thường xuyên bởi một vài trăm độ lớn trên thang điểm của ngày. [1] Độ sáng thị giác tăng khoảng 0,15 độ mỗi thế kỷ, do nhiệt độ giảm chậm độ sáng liên tục Lamers, H. J. G. L. M.; De Groot, M. J. H. (1992). “Quan sát những thay đổi tiến hóa về cường độ trực quan của biến màu xanh lam sáng P Cygni”. Thiên văn học và Vật lý thiên văn: 153. Bibcode:& A ... 257..153L 1992A & A ... 257..153L.  Đã bỏ qua văn bản “ 257 ” (trợ giúp)

P Cygni được gọi là "nova vĩnh viễn" vì các điểm tương đồng phổ và dòng chảy rõ ràng của vật liệu, và đã từng được xử lý với nova e như một biến eruptive; tuy nhiên hành vi của nó không còn được coi là liên quan đến các quá trình tương tự liên quan đến novae thực sự. <ref name = nova> Szkody, P. (1977). “Ảnh hồng ngoại của novae lùn và các đối tượng có liên quan”. The Astrophysical Tạp chí: 140. doi:10.1086 / 155563 Kiểm tra giá trị |doi= (trợ giúp).  Đã bỏ qua tham số không rõ |khối lượng= (trợ giúp); Đã bỏ qua tham số không rõ |Bibcode= (gợi ý |bibcode=) (trợ giúp) </ ref>

Biến màu xanh lam sáng[sửa | sửa mã nguồn]

P Cygni được coi là ví dụ được biết đến sớm nhất của biến màu xanh da trời. Tuy nhiên nó là một ví dụ điển hình. Nó đã phần lớn không thay đổi cả về độ sáng và [phổ sao [quang phổ]] kể từ một loạt các vụ nổ lớn trong thế kỷ 17, trong khi hành vi LBV điển hình là cho thấy sự biến đổi chậm trong một khoảng thời gian từ vài thập kỷ tới nhiều lần. cho thấy nhiệt độ giảm đáng kể và tăng độ sáng thị giác ở độ sáng gần như không đổi. Mặt khác, P Cygni chỉ cho thấy sự khác biệt về độ sáng và quang phổ tương đối nhỏ, nhưng đã trải qua ít nhất hai 'vụ phun trào khổng lồ' chỉ được [[Eta Carinae] chỉ hiển thị và có thể có một số đối tượng cực thiên. name = israelian />

P Cygni cho thấy bằng chứng cho những vụ phun trào lớn trước đó khoảng 900, 2.100, và có thể cách đây 20.000 năm. Trong nhiều thế kỷ gần đây, nó đã tăng rất chậm về cường độ thị giác và giảm nhiệt độ, được hiểu là xu hướng tiến hóa mong đợi của một ngôi sao khổng lồ hướng tới một giai đoạn supergiant. [2]

Tiến hóa[sửa | sửa mã nguồn]

Các biến màu xanh da trời phát sáng như P Cygni rất hiếm và tồn tại trong thời gian ngắn, và chỉ hình thành ở các vùng thiên hà nơi hình thành sao mạnh đang xảy ra. Các ngôi sao LBV rất lớn và tràn đầy năng lượng (thường gấp 50 lần khối lượng Mặt trời và hàng chục nghìn lần sáng hơn) khiến chúng thải nhanh nhiên liệu hạt nhân của chúng. Sau khi chiếu sáng chỉ vài triệu năm (so với vài tỷ năm đối với Mặt trời), chúng phun trào trong siêu tân tinh. Siêu tân tinh gần đây SN 2006gy <ref> 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: Khám phá Siêu tân tinh sáng nhất từng được ghi lại, được tạo ra bởi cái chết của một ngôi sao cực kỳ lớn như η Carinae”. The Astrophysical Journal 666 (2): 1116. Bibcode:... 666.1116S 2007ApJ ... 666.1116S. arXiv:/ 0612617 astro-ph / 0612617 Kiểm tra giá trị |arxiv= (trợ giúp). doi:10.1086 / 519949 Kiểm tra giá trị |doi= (trợ giúp).  </ ref> có khả năng kết thúc của một ngôi sao LBV tương tự như P Cygni nhưng nằm trong một thiên hà xa xôi. P & nbsp; Cygni được cho là đang trong giai đoạn đốt vỏ hydrogen ngay lập tức sau khi rời khỏi chuỗi chính. [2]

Nóđã được xác định là một ứng cử viên type IIb siêu tân tinh có thể có trong mô hình số phận của các ngôi sao từ 20 đến 25 lần khối lượng Mặt trời (với trạng thái LBV như giai đoạn cuối cùng được dự đoán trước). <ref> Groh, J. H.; Meynet, G. “Tiến hóa sao khổng lồ: các biến xanh lam sáng như các sao siêu tân tinh bất ngờ”. Thiên văn học & Vật lý thiên thể 550: 4. Bibcode:& A ... 550L ... 7G 2013A & A ... 550L ... 7G. arXiv:1301.1519. doi:10.1051 / 0004-6361 / 201220741 Kiểm tra giá trị |doi= (trợ giúp). L7.  Đã bỏ qua tham số không rõ |Date= (gợi ý |date=) (trợ giúp); Đã bỏ qua tham số không rõ |Last3= (gợi ý |last3=) (trợ giúp); |tên 3= thiếu |họ 3= trong Authors list (trợ giúp) </ ref> == P Cấu trúc Cygni ==

P Đặc điểm của Cygni và hồ sơ dòng cùng tên cho H-α

P Cygni đặt tên cho một loại [[quang phổ thiên văn] tính năng quang phổ]] được gọi là cấu hình P Cygni, nơi có cả sự hấp thụ và phát xạ trong hồ sơ của cùng [[đường phổ] cho biết sự tồn tại của một phong bì khí giãn ra khỏi ngôi sao. Đường phát xạ phát sinh từ một cơn gió sao dày đặc gần ngôi sao, trong khi thùy hấp thụ blueshift được tạo ra khi bức xạ truyền qua vật liệu hoàn cảnh nhanh chóng mở rộng theo hướng của người quan sát. Những hồ sơ này rất hữu ích trong nghiên cứu sao gió trong nhiều loại sao. Chúng thường được trích dẫn như là một chỉ báo của một ngôi sao blue variable variable, mặc dù chúng cũng xuất hiện trong các loại sao khác. <Ref name = israelian> Israel, G. (1999). “P Cygni: Một biến thiên nhiên xanh bất thường”. Đánh giá khoa học không gian 90 (3/4): 493. arXiv:ph / 9908309v1 astro ph / 9908309v1 Kiểm tra giá trị |arxiv= (trợ giúp). doi:10.1023 / A: 1005223314464 Kiểm tra giá trị |doi= (trợ giúp).  Đã bỏ qua tham số không rõ |Bibcode= (gợi ý |bibcode=) (trợ giúp); Đã bỏ qua tham số không rõ |​​last2= (trợ giúp); |tên 2= thiếu |họ 2= trong Authors list (trợ giúp) </ ref> <ref name = profile> Bản mẫu:Trích dẫn sách </ ref> Kích thước của gió sao H-alpha phát xạ là 5.64 +/- 0.21 milli-giây. [1] Với khoảng cách ước tính 1.700 parsecs đây là kích thước vật lý của khoảng 26 bán kính sao. == Companion == Nó đã được đề xuất phun trào P Cygni có thể được gây ra bởi khối lượng chuyển đến một [giả sao sao | sao đồng]] của phổ loại B có thể có khối lượng gấp 3 đến 6 lần khối lượng của mặt trời và sẽ quay quanh P Cygni mỗi 7 năm trong một lệch tâm quỹ đạo. Thông tin vật chất vào ngôi sao thứ cấp sẽ tạo ra sự giải phóng năng lượng hấp dẫn, một phần trong đó sẽ làm tăng độ sáng của hệ thống. <Ref name = Kashi> Kashi, Amit (2010). “Một dấu hiệu cho sự kết hợp của P Cygni từ vụ phun trào thế kỷ 17”. Thông báo hàng tháng của Hiệp hội Thiên văn Hoàng gia 405: 1924. Bibcode:2010MNRAS.405.1924K. arXiv:0912.3998. doi:10.1111 / j. 1365-2966.2010.16582.x Kiểm tra giá trị |doi= (trợ giúp).  </ ref>

  1. ^ a ă Lỗi chú thích: Thẻ <ref> sai; không có nội dung trong thẻ ref có tên balan
  2. ^ a ă Lỗi chú thích: Thẻ <ref> sai; không có nội dung trong thẻ ref có tên israelian