はくちょう座P

はくちょう座P

P Cygni の位置 (赤で囲んだ部分)
観測データ エポックJ2000      エキノックスJ2000
星座	白鳥座
赤経	20時間17分47秒2020 [ 1]
偏角	+38° 01′ 58.549″ [1]
見かけの等級 （V）	4.82 [2] (3から6 [3] )
特徴
スペクトル型	B1-2 Ia-0ep [4] (B1 Iapeq [3] )
U−B色指数	−0.58 [5]
B−V色指数	+0.42 [5]
変数型	LBV [3]
天体測量
視線速度(R v )	−8.9 [6]  km/s
固有運動（μ）	RA:  −3.723 [1] マス/年 12 月:  −6.798 [1] マス/年
視差（π）	0.6251 ± 0.0729 マス[1]
距離	1,610 ± 180 [7] 個
絶対等級 (M V )	−7.9 [8]
詳細
質量	37 [9] 男☉
半径	76 [10]  R ☉
明るさ	610,000 [10]  L ☉
表面重力（log  g）	2.25 [9] グラフ
温度	18,700 [10]  K
金属性	0.29 [10]ヘモグロビン
回転速度( v  sin  i )	35 [11]  km/s
その他の指定
新星 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
データベース参照
シンバド	データ

P Cygni ( 34 Cygni ) は、はくちょう座の変光星です。「P」という名称は、もともとヨハン・バイエルが『ウラノメトリア』で新星として割り当てたものです。地球から約 5,300光年(1,560パーセク) 離れた場所にあるこの星は、スペクトル型B1-2 Ia-0ep の極巨星高輝度青色変光星(LBV)で、天の川銀河で最も明るい星の 1 つです。

この恒星は地球から約5,000～6,000光年（1,500～1,800パーセク）離れている。この距離にもかかわらず、暗い空の適当な場所であれば肉眼で見ることができる。16世紀末まで知られていなかったが、突如3等星にまで明るくなった。1600年8月18日（グレゴリオ暦）にオランダの天文学者、数学者、地球儀製作者のウィレム・ヤンスゾーン・ブラウによって初めて観測された。1603年のバイエルの地図帳ではこの恒星にPという別名が付けられ、それ以来この名前が使われている。^[12] 6年後、この恒星はゆっくりと暗くなり、1626年には肉眼で見えなくなった。1655年に再び明るくなったが、1662年には暗くなっていた。1665年に再び爆発的な明るさ1715年以来、P Cygni は5等星であり、明るさの変動はわずかである。現在、その等級は4.8で、数日単位で数百分の1等級の不規則な変動がある。 [13] 視覚的な明るさは1世紀あたり約0.15等級ずつ増加しており、これは一定の光度で温度がゆっくりと低下するためである。 [ ^{14 ]}

P Cygniはスペクトルの類似性と明らかな物質流出のため「永久新星」と呼ばれ、かつては新星とともに噴出変光星として扱われていたが、その挙動はもはや真の新星に関連する同じプロセスを伴うとは考えられていない。^[15]

P Cygni は、最も古い青色光変光星の例であると広く考えられています。しかし、典型的な例からは程遠いものです。通常、青色光変光星は数年から数十年かけて明るさが変化し、時折、星の明るさが劇的に増加する爆発現象を起こすことがあります。P Cygni は、17 世紀の一連の大規模な爆発以来、明るさとスペクトルの両方でほとんど変化がありません。同様の現象は、イータカリーナや、おそらくいくつかの銀河系外天体でも見られています。 ^[18]

P Cygni は、900 年、2,100 年、おそらくは 20,000 年前に大規模な噴火を起こした証拠を示しています。最近数世紀では、視覚的な明るさが非常にゆっくりと増加し、温度が低下しており、これは大質量星が赤色超巨星段階に向かう予想される進化の傾向であると解釈されています。^[18]

P Cygni のような明るい青色変光星は非常に稀で寿命が短く、激しい星形成が起こっている銀河の領域でのみ形成されます。LBV 星は非常に巨大でエネルギーが高いため (通常、太陽の 50 倍の質量と数万倍の明るさ)、核燃料を非常に早く使い果たします。数百万年しか輝かなかった後 (太陽の場合は数十億年)、超新星爆発を起こします。最近の超新星SN 2006gy は、 P Cygni に似ているが遠方の銀河に位置する LBV 星の終焉であったと考えられます。^[19] P Cygni は、主系列を離れた直後に水素殻燃焼段階にあると考えられています。^[18]

これは、太陽の20〜25倍の質量を持つ恒星の運命をモデル化する上で、IIb型超新星の候補として特定されている（LBV状態が事前に予測された最終段階である）。 ^[20]

P Cygni は、P Cygni プロファイルと呼ばれる分光特性の一種にその名が付けられています。このプロファイルでは、同じスペクトル線のプロファイルに吸収と放射の両方が存在することから、恒星から遠ざかる方向にガス状の外層が広がっていることがわかります。放射線は恒星の近くにある高密度の恒星風から発生し、青方偏移した吸収ローブは、放射が観測者の方向に急速に広がる恒星周縁物質を通過する場所で生成されます。これらのプロファイルは、多くの種類の恒星の恒星風の研究に役立ちます。これらは、明るい青色変光星の指標としてよく挙げられますが、他の種類の恒星でも発生します。^{[18] [21]}

P Cygni自体では、恒星風Hアルファ放射領域の大きさは5.64 ± 0.21 ミリ秒角。^{[13] 1,600}パーセクの距離では、これは約25個の恒星の半径の物理的サイズです。

P Cygniの噴火は、太陽の3倍から6倍の質量を持ち、高離心率の軌道で7年ごとにP Cygniを周回する、スペクトル型Bの仮想的な伴星への質量移動によって引き起こされる可能性があると提案されている。付随する恒星への物質の落下は重力エネルギーの解放を引き起こし、その一部はシステムの明るさの増加を引き起こすだろう。^[22]

• スペクトラム
• AAVSO 今月の変光星。 P シグニ: 2009 年 9 月