La estrella se encuentra a unos 5.000 a 6.000 años luz (1.500 a 1.800 pársecs ) de la Tierra. A pesar de esta gran distancia, es visible a simple vista en lugares adecuados con cielo oscuro. Fue desconocido hasta finales del siglo XVI, cuando de repente brilló hasta alcanzar la tercera magnitud . Fue observado 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 mantuvo desde entonces. [12] 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; A esto le siguieron numerosas fluctuaciones. Desde 1715, P Cygni ha sido una estrella de quinta magnitud, con sólo pequeñas fluctuaciones en su brillo. 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, atribuido a una lenta disminución de la temperatura a luminosidad constante. [14]
P Cygni ha sido llamada una "nova permanente" debido a las similitudes espectrales y la obvia salida de material, y alguna vez fue tratada con las novas como una variable eruptiva ; sin embargo, ya no se cree que su comportamiento implique los mismos procesos asociados con las verdaderas novas. [15]
Variable azul luminoso
Una curva de luz de banda visual para P Cygni. La trama principal proviene de datos de AAVSO . [16] El gráfico insertado, adaptado de de Groot (1988), [17] muestra la variabilidad durante los primeros 400 años después del descubrimiento de la estrella.
P Cygni es ampliamente considerado como el ejemplo más antiguo conocido de una variable azul luminosa . Sin embargo, está lejos de ser un ejemplo típico. Por lo general, los LBV cambian de brillo en un período de años a décadas, y ocasionalmente albergan estallidos en los que el brillo de la estrella aumenta dramáticamente. P Cygni se ha mantenido 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 anteriores hace alrededor de 900, 2.100 y posiblemente 20.000 años. 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 . [18]
Evolución
Las variables azules luminosas como P Cygni son muy raras y de corta duración, y sólo se forman en regiones de galaxias donde se produce 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 del 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. [19] Se cree que P Cygni se encuentra en la fase de combustión de la capa de hidrógeno inmediatamente después de abandonar la secuencia principal. [18]
Ha sido identificada como una posible candidata 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 etapa final prevista de antemano). [20]
Perfil de P Cygni
Perfil de línea característico y epónimo de P Cygni para H-α
P Cygni da nombre a un tipo de característica espectroscópica llamada perfil de 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 denso viento estelar cerca de la estrella, mientras que el lóbulo de absorción desplazado hacia el azul se crea donde la radiación pasa a través del 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 indicador de una estrella variable azul luminosa , aunque también ocurren 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 pársecs, este es un tamaño físico de aproximadamente 25 radios estelares.
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Enlaces externos
Espectro
Estrella variable del mes de AAVSO. P Cygni: septiembre de 2009