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P. Cisne

P Cygni ( 34 Cygni ) es una estrella variable de la constelación del Cisne . La designación "P" fue asignada originalmente por Johann Bayer en Uranometria como una nova . Situada a unos 5.300 años luz (1.560 parsecs ) de la Tierra, es una estrella variable luminosa azul (LBV) hipergigante de tipo espectral B1-2 Ia-0ep que es una de las estrellas más luminosas de la Vía Láctea .

Visibilidad

La estrella se encuentra a unos 5.000 a 6.000 años luz (1.500–1.800 parsecs ) de la Tierra. A pesar de esta gran distancia, es visible a simple vista en lugares adecuados con cielo oscuro. Fue desconocida hasta finales del siglo XVI, cuando de repente aumentó su brillo a magnitud 3. Fue observada por primera vez el 18 de agosto (gregoriano) de 1600 por Willem Janszoon Blaeu , un astrónomo, matemático y fabricante de globos terráqueos holandés. El atlas de Bayer de 1603 le asignó la etiqueta miscelánea P y el nombre se ha mantenido desde entonces. [12] Después de seis años, la estrella se atenuó lentamente, cayendo por debajo de la visibilidad a simple vista en 1626. Aumentó su brillo nuevamente en 1655, pero se había apagado 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 fluctuaciones de brillo menores. Hoy tiene una magnitud de 4,8, variable irregularmente en unas pocas centésimas de magnitud en una escala de días. [13] El brillo visual aumenta aproximadamente 0,15 magnitudes por siglo, lo que se atribuye a una disminución lenta de la temperatura a luminosidad constante. [14]

A P Cygni se la ha denominado "nova permanente" debido a sus similitudes espectrales y al evidente flujo de material, y en un tiempo se la trató junto con las novas como una variable eruptiva ; sin embargo, ya no se piensa que su comportamiento involucre los mismos procesos asociados con las novas verdaderas. [15]

Variable azul luminoso

Curva de luz de banda visual para P Cygni. El gráfico principal proviene de datos de AAVSO . [16] El gráfico insertado, adaptado de de Groot (1988), [17] muestra la variabilidad durante los primeros 400 años posteriores al descubrimiento de la estrella.

Se considera que P Cygni es el ejemplo más antiguo conocido de una variable azul luminosa . Sin embargo, está lejos de ser un ejemplo típico. Normalmente, las LBV cambian de brillo en un período de años a décadas, y ocasionalmente presentan estallidos en los que el brillo de la estrella aumenta drásticamente. P Cygni ha permanecido prácticamente invariable tanto en brillo como en espectro desde una serie de grandes estallidos en el siglo XVII. Se han observado eventos similares en Eta Carinae y posiblemente en un puñado de objetos extragalácticos. [18]

P Cygni muestra evidencia de grandes erupciones previas hace unos 900, 2100 y posiblemente 20 000 años. En siglos más recientes, ha ido aumentando muy lentamente su magnitud visual y disminuyendo su temperatura, lo que se ha interpretado como la tendencia evolutiva esperada de una estrella masiva hacia una etapa de supergigante roja . [18]

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 (normalmente 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 sólo 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 situada en una galaxia lejana. [19] Se cree que P Cygni está en la fase de quema de la capa de hidrógeno inmediatamente después de salir de la secuencia principal. [18]

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 predicha de antemano). [20]

Perfil de P Cygni

Perfil de línea característico y epónimo de P Cygni para H-α

P Cygni da su nombre a un tipo de característica espectroscópica llamada perfil P Cygni, donde la presencia tanto de absorción como de emisión en el perfil de la misma línea espectral indica la existencia de una envoltura gaseosa que se expande alejándose de la estrella. La línea de emisión surge de un viento estelar denso cerca de la estrella, mientras que el lóbulo de absorción desplazado hacia el azul se crea donde la radiación pasa a través de material circunestelar que se expande 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 se dan en otros tipos de estrellas. [18] [21]

En el propio P Cygni, el tamaño de la región de emisión H-alfa del viento estelar es5,64 ± 0,21 milisegundos de arco . [13] A una distancia de 1.600 parsecs, este es un tamaño físico de aproximadamente 25 radios estelares.

Compañero

Se ha propuesto que las erupciones de P Cygni podrían ser causadas por transferencia de masa a una estrella compañera hipotética de tipo espectral B que tendría una masa entre 3 y 6 veces la masa del Sol y orbitaría P Cygni cada 7 años en una órbita de alta excentricidad . La caída de materia en la estrella secundaria produciría la liberación de energía gravitatoria , parte de la cual causaría un aumento de la luminosidad del sistema. [22]

Referencias

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