P Cygni

P Cygni

Lokasi P Cygni (dilingkari merah)
Data pengamatan Epos J2000      Ekuinoks J2000
Rasi bintang	Cygnus
Asensio rekta	20j 17m 47.2018d[1]
Deklinasi	+38° 01′ 58.549″[1]
Magnitudo tampak (V)	4.82[2] (3 to 6[3])
Ciri-ciri
Kelas spektrum	B1Ia+[4]
Indeks warna U−B	-0.58[4]
Indeks warna B−V	+0.42[4]
Jenis variabel	LBV[3]
Astrometri
Kecepatan radial (Rv)	-8.9[5] km/s
Gerak diri (μ)	RA: -3.53[1] mdb/thn Dek.: -6.88[1] mdb/thn
Paralaks (π)	0,32±0,16[1] mdb
Jarak	1,700[6] pc
Magnitudo mutlak (MV)	−7.9[7]
Detail
Massa	30[8] M☉
Radius	76[9] R☉
Luminositas	610,000[9] L☉
Gravitasi permukaan (log g)	1.2[6]
Suhu	18,700[9] K
Metalisitas	0.29[9] He/H
Kecepatan rotasi (v sin i)	35[6] km/s
Penamaan lain
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
Referensi basis data
SIMBAD	data

P Cygni (34 Cyg) adalah bintang variabel yang terletak di konstelasi Cygnus. Sebutan "P" pada awalnya dinyatakan oleh Johann Bayer di Uranometria untuk nova. Berjarak sekitar 5.000 hingga 6.000 tahun cahaya (1.500–1.800 parsec) dari Bumi, P Cygni adalah bintang hiper raksasa variabel biru bercahaya (VBR) tipe spektral B1Ia⁺ yang merupakan salah satu bintang paling bercahaya di Bima Sakti.

Bintang itu terletak sekitar 5.000 hingga 6.000 tahun cahaya (1.500–1.800 parsec ) dari Bumi. Meskipun jaraknya sangat jauh, namun dapat terlihat dengan mata telanjang di lokasi langit gelap yang sesuai. Bintang Itu tidak diketahui sampai akhir abad ke-16, ketika tiba-tiba sebuah munculnya cahaya terang menjadi berkekuatan 3. Ini pertama kali diamati pada 18 Agustus (Gregorian) 1600 oleh Willem Janszoon Blaeu, seorang astronom Belanda, ahli matematika dan pembuat bola dunia. Atlas Bayer tahun 1603 memberinya label lain - lain P dan nama itu terus melekat sejak saat itu. Setelah enam tahun, bintang itu perlahan-lahan memudar, jatuh di bawah jarak pandang mata telanjang pada tahun 1626. Bintang itu kembali cerah pada tahun 1655, tetapi telah memudar pada tahun 1662. Ledakan lainnya terjadi pada tahun 1665; ini diikuti oleh banyak fluktuasi. Sejak 1715 P Cygni telah menjadi bintang magnitudo kelima, dengan sedikit fluktuasi kecerahan. Hari ini memiliki besaran 4,8, variabel tak beraturan dengan sekian perseratus besaran dalam skala hari.^[10] Kecerahan visual meningkat sekitar 0,15 magnitudo per abad, dikaitkan dengan penurunan suhu yang lambat pada luminositas yang konstan.^[11]

P Cygni telah disebut sebagai "nova permanen" karena kesamaan spektrum dan aliran keluar material yang jelas, dan pernah dianggap sebagai ledakan nova variabel; Namun, hal itu tidak lagi dianggap melibatkan proses yang sama yang terkait dengan ledakan nova permanen.^[12]

P Cygni secara luas dianggap sebagai salah satu contoh paling awal dari variabel biru bercahaya. Namun, ini jauh dari contoh biasa. Biasanya, bintang VBR memiliki kecerahan yang selalu berubah dengan jangka waktu bertahun-tahun hingga beberapa dekade, terkadang menjadi tempat ledakan di mana kecerahan bintang meningkat secara dramatis. P Cygni sebagian besar tidak berubah dalam kecerahan dan spektrum sejak serangkaian ledakan besar di abad ke-17. Peristiwa serupa telah terlihat di Eta Carinae dan mungkin beberapa objek ekstra-galaksi.^[13]

P Cygni memang menunjukkan bukti ledakan besar sebelumnya sekitar 900, 2.100, dan mungkin 20.000 tahun yang lalu. Pada abad-abad belakangan ini, magnitudo visual dan penurunan suhu telah meningkat sangat lambat, yang telah ditafsirkan sebagai tren evolusi yang diharapkan dari sebuah bintang masif menuju tahap super raksasa merah.^[13]

Variabel biru bercahaya seperti P Cygni merupakan bintang yang sangat langka dan berumur pendek, dan hanya terbentuk di wilayah galaksi tempat pembentukan bintang yang intens terjadi. Bintang VBR sangat besar dan energik (biasanya 50 kali massa Matahari dan puluhan ribu kali lebih bercahaya) sehingga bahan bakar nuklirnya cepat habis. Dan hanya bersinar selama beberapa juta tahun (dibandingkan dengan beberapa miliar tahun untuk Matahari), mereka meledak dalam bentuk supernova. Supernova SN 2006gy baru-baru ini kemungkinan besar merupakan akhir dari bintang VBR yang mirip dengan P Cygni tetapi terletak di galaksi yang jauh.^[14] P Cygni diperkirakan berada dalam fase pembakaran cangkang hidrogen segera setelah meninggalkan deret utama.^[12]

Supernova ini telah diidentifikasi sebagai kandidat supernova tipe IIb yang mungkin dalam pemodelan nasib adalah sebuah Bintang yang memiliki massa 20 hingga 25 kali massa Matahari (dengan status VBR sebagai tahap akhir yang diprediksi sebelumnya).^[15]

Artikel ini tidak memiliki kategori atau memiliki terlalu sedikit kategori. Bantulah dengan menambahi kategori yang sesuai. Lihat artikel yang sejenis untuk menentukan apa kategori yang sesuai. Tolong bantu Wikipedia untuk menambahkan kategori. Tag ini diberikan pada Februari 2023.

1. ^ ^{a b c d e} 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. 
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} 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. ^ ^{a b c} 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. 
5. ^ 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. ^ ^{a b c} 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. 
7. ^ 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. ^ 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. ^ ^{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. ^ Balan, Aurelian; Tycner, C.; Zavala, R. T.; Benson, J. A.; Hutter, D. J.; Templeton, M. (2010-04-20). "THE SPATIALLY RESOLVED Hα-EMITTING WIND STRUCTURE OF P CYGNI". The Astronomical Journal. 139 (6): 2269–2278. doi:10.1088/0004-6256/139/6/2269. ISSN 0004-6256. 
11. ^ de Groot, Mart; Lamers, Henny J. G. L. M. (1992). The Atmospheres of Early-Type Stars. Berlin, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg. hlm. 121–121. ISBN 978-3-540-55256-7. 
12. ^ ^{a b} Szkody, P. (1977-10). "Infrared photometry of dwarf novae and possibly related objects". The Astrophysical Journal. 217: 140. doi:10.1086/155563. ISSN 0004-637X.  Periksa nilai tanggal di: |date= (bantuan)
13. ^ ^{a b} Israelian, G.; de Groot, M. (1999). Space Science Reviews. 90 (3/4): 493–522. doi:10.1023/a:1005223314464. ISSN 0038-6308 http://dx.doi.org/10.1023/a:1005223314464.  Tidak memiliki atau tanpa |title= (bantuan)
14. ^ Smith, Nathan; Li, Weidong; Foley, Ryan J.; Wheeler, J. Craig; Pooley, David; Chornock, Ryan; Filippenko, Alexei V.; Silverman, Jeffrey M.; Quimby, Robert (2007-09-10). "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. doi:10.1086/519949. ISSN 0004-637X. 
15. ^ Groh, J. H.; Meynet, G.; Ekström, S. (2013-01-25). "Massive star evolution: luminous blue variables as unexpected supernova progenitors". Astronomy & Astrophysics. 550: L7. doi:10.1051/0004-6361/201220741. ISSN 0004-6361.