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P Cygni

étoile variable de la constellation du Cygne
P Cygni
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 20h 17m 47,2018s[1]
Déclinaison +38° 01′ 58,549″[1]
Constellation Cygne
Magnitude apparente 4,82[2] (3 à 6[3])

Localisation dans la constellation : Cygne

(Voir situation dans la constellation : Cygne)
Caractéristiques
Type spectral B1Ia+[4]
Indice U-B −0,58[4]
Indice B-V +0,42[4]
Variabilité LBV[3]
Astrométrie
Vitesse radiale −8,9 km/s[5]
Mouvement propre μα = −3,53 mas/a[1]
μδ = −6,88 mas/a[1]
Parallaxe 0,32 ± 0,16 mas[1]
Distance
Magnitude absolue −7,9[7]
Caractéristiques physiques
Masse 30 M☉[8]
Rayon 76 R☉[9]
Gravité de surface (log g) 1,2[6]
Luminosité 610 000 L☉[9]
Température 18 700 K[9]
Métallicité 0,29[9] He/H
Rotation 35 km/s[6]

Désignations

Nova Cyg 1600, P Cyg, 34 Cyg, HD 193237, BD+37°3871, GC 28218, HIP 100044, HR 7763, SAO 69773, AAVSO 2014+37A[10]

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P Cygni est une étoile variable de la constellation du Cygne. Elle fut découverte en 1600 par Willem Blaeu alors qu'elle entrait en activité.

Ses caractéristiques principales sont des raies larges en émission dans son spectre. Ces raies sont formées dans le vent stellaire de l'étoile.

Visibilité modifier

L'étoile est située à environ 5 000 à 6 000 années-lumière (1 500–1 800 parsecs) de la Terre. Malgré cette grande distance, elle est visible à l’œil nu dans des conditions favorables de ciel noir. Elle était inconnue jusqu'à la fin du XVIe siècle, quand elle brilla soudain jusqu'à la 3e magnitude. Elle fut observée pour la première fois le (grégorien) 1600 par Willem Janszoon Blaeu, un astronome, mathématicien et fabricant de globes hollandais. L'atlas de Bayer de 1603 lui assigna le label particulier P et le nom a été conservé depuis. Après six ans l'étoile s'affaiblit lentement, tombant en dessous de la visibilité à l’œil nu en 1626. Elle brilla de nouveau en 1655, mais s'était de nouveau affaiblie en 1662. Une autre explosion eut lieu en 1665 ; celle-ci fut suivie par de nombreuses fluctuations. Depuis 1715, P Cygni a été une étoile de cinquième magnitude, avec seulement de faibles fluctuations de luminosité. Actuellement[Quand ?] elle a une magnitude de 4,8, variant irrégulièrement de quelques centièmes de magnitude sur une période de quelques jours[8]. La luminosité visuelle s'accroît d'environ 0,15 magnitude par siècle, phénomène attribué à une lente baisse de température à luminosité constante[11].

P Cygni a été appelée « nova permanente » à cause de similitudes spectrales et des éjections évidentes de matière, et fut un temps traitée avec les novas comme une variable éruptive ; cependant son comportement n'est plus attribué au même processus que celui des vraies novas[12].

Variable lumineuse bleue modifier

 
Courbe de lumière en bande visible de P Cygni. Le graphique principal est issu des données de l'AAVSO entre 2008 et 2022[13]. Le graphique en encadré, adapté de de Groot (1988)[14], montre la variabilité des 400 premières années après la découverte de l'étoile.

P Cygni est largement considérée comme étant le plus ancien exemple connu de variable lumineuse bleue. Cependant elle est loin d'être un exemple typique. Elle a très peu varié en luminosité et en spectre depuis une série de fortes explosions au XVIIe siècle, tandis que le comportement typique des LBV consiste en une variation lente sur une période allant d'années à des décennies avec des explosions occasionnelles pendant lesquelles l'étoile montre une baisse significative de température et un accroissement de luminosité visuelle à luminosité à peu près constante. De son côté, P Cygni montre seulement des variations de luminosité et des variations spectrales relativement faibles, mais a subi au moins deux des éruptions géantes subies seulement par Eta Carinae et peut-être une poignée d'objets extra-galactiques[15].

P Cygni montre des signes de fortes éruptions survenues par le passé, il y a environ 900, 2100 et peut-être 20000 ans. Dans les derniers siècles, elle a très lentement accru sa magnitude visuelle et décru en température, ce qui a été interprété comme la tendance évolutive attendue pour une étoile massive vers un stade de supergéante rouge[15].

Évolution modifier

Les variables lumineuses bleues comme P Cygni sont très rares et à vie courte, et se forment seulement dans les régions des galaxies où une intense formation d'étoiles a lieu. Les étoiles LBV sont si massives et énergétiques (typiquement 50 fois la masse du Soleil et des dizaines de milliers de fois plus lumineuses) qu'elles consomment leur combustible nucléaire très rapidement. Après avoir brillé pendant seulement quelques millions d'années (à comparer à plusieurs milliards d'années pour le Soleil) elles explosent en supernova. La récente supernova SN 2006gy[16] était surement la fin d'une étoile LBV similaire à P Cygni mais située dans une galaxie lointaine. On pense que P Cygni est dans la phase de combustion de l'hydrogène en coquille immédiatement après avoir quitté la séquence principale[15].

Elle a été identifiée comme possible candidate supernova de type IIb dans la modélisation du destin des étoiles ayant 20 à 25 fois la masse du Soleil (avec le statut de LBV comme stade final prévu auparavant)[17].

Profil P Cygni modifier

 
Profil caractéristique de raie P Cygni pour H-α.

P Cygni donne son nom à un type de particularité spectroscopique appelé profil P Cygni, où la présence simultanée d'absorption et d'émission dans le profil de la même raie spectrale indique l'existence d'une enveloppe gazeuse en expansion rapide à partir de l'étoile. La raie en émission provient d'un intense vent stellaire proche de l'étoile, tandis que le lobe en absorption décalé vers le bleu est créé quand le rayonnement traverse la matière circumstellaire en expansion rapide dans la direction de l'observateur. Ces profils sont utiles dans l'étude des vents stellaires de beaucoup de types d'étoiles. Ils sont souvent cités comme indicateurs d'une étoile variable lumineuse bleue, bien qu'ils se produisent aussi dans d'autres types d'étoiles[15],[18].

Références modifier

  1. ↑ a b c d et e (en) F. Van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy and Astrophysics, vol. 474, no 2,‎ , p. 653 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
  2. ↑ (en) J. R. Ducati, « VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system », CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues, vol. 2237,‎ , p. 0 (Bibcode 2002yCat.2237....0D)
  3. ↑ a et b (en) N. N. Samus et O. V. Durlevich, « 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, vol. 2250,‎ , p. 0 (Bibcode 2004yCat.2250....0S)
  4. ↑ a b et c (en) L. J. Smith, P. A. Crowther et R. K. Prinja, « A study of the luminous blue variable candidate He 3-519 and its surrounding nebula », Astronomy and Astrophysics, vol. 281,‎ , p. 833 (Bibcode 1994A&A...281..833S)
  5. ↑ (en) G. A. Gontcharov, « Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system », Astronomy Letters, vol. 32, no 11,‎ , p. 759 (DOI 10.1134/S1063773706110065, Bibcode 2006AstL...32..759G, arXiv 1606.08053)
  6. ↑ a b et c (en) F. Najarro, D. J. Hillier et O. Stahl, « A spectroscopic investigation of P Cygni. I. H and HeI lines », Astronomy and Astrophysics, vol. 326,‎ , p. 1117 (Bibcode 1997A&A...326.1117N)
  7. ↑ (en) A. M. Van Genderen, « S Doradus variables in the Galaxy and the Magellanic Clouds », Astronomy and Astrophysics, vol. 366, no 2,‎ , p. 508 (DOI 10.1051/0004-6361:20000022, Bibcode 2001A&A...366..508V)
  8. ↑ a et b (en) Aurelian Balan, C. Tycner, R. T. Zavala, J. A. Benson, D. J. Hutter et M. Templeton, « THE SPATIALLY RESOLVED Hα-EMITTING WIND STRUCTURE OF P CYGNI », The Astronomical Journal, vol. 139, no 6,‎ , p. 2269 (DOI 10.1088/0004-6256/139/6/2269, Bibcode 2010AJ....139.2269B, arXiv 1004.0376)
  9. ↑ a b c et d (en) F. Najarro, « Spectroscopy of P Cygni », P Cygni 2000: 400 Years of Progress, vol. 233,‎ , p. 133 (Bibcode 2001ASPC..233..133N)
  10. ↑ (en) * P Cyg -- Blue supergiant star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  11. ↑ (en) H. J. G. L. M. Lamers et M. J. H. De Groot, « Observed evolutionary changes in the visual magnitude of the luminous blue variable P Cygni », Astronomy and Astrophysics, vol. 257,‎ , p. 153 (Bibcode 1992A&A...257..153L)
  12. ↑ (en) P. Szkody, « Infrared photometry of dwarf novae and possibly related objects », The Astrophysical Journal, vol. 217,‎ , p. 140 (DOI 10.1086/155563, Bibcode 1977ApJ...217..140S)
  13. ↑ (en) « Download Data », sur aavso.org, AAVSO (consulté le )
  14. ↑ (en) Mart de Groot, « The most luminous stars in the universe », Irish Astronomical Journal, vol. 18,‎ , p. 163–170 (Bibcode 1988IrAJ...18..163D)
  15. ↑ a b c et d (en) G. Israelian et M. De Groot, « P Cygni: An Extraordinary Luminous Blue Variable », Space Science Reviews, vol. 90, nos 3/4,‎ , p. 493 (DOI 10.1023/A:1005223314464, Bibcode 1999SSRv...90..493I, arXiv astro-ph/9908309v1)
  16. ↑ (en) Nathan Smith, Weidong Li, Ryan J. Foley, J. Craig Wheeler, David Pooley, Ryan Chornock, Alexei V. Filippenko, Jeffrey M. Silverman, Robert Quimby, Joshua S. Bloom et Charles Hansen, « 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, vol. 666, no 2,‎ , p. 1116 (DOI 10.1086/519949, Bibcode 2007ApJ...666.1116S, arXiv astro-ph/0612617)
  17. ↑ (en) J. H. Groh, G. Meynet et S. Ekström, « Massive star evolution: luminous blue variables as unexpected supernova progenitors », Astronomy & Astrophysics, vol. 550,‎ , p. 4 (DOI 10.1051/0004-6361/201220741, Bibcode 2013A&A...550L...7G, arXiv 1301.1519)
  18. ↑ (en) Keith Robinson, Spectroscopy : The Key to the Stars, Londres, Springer, coll. « Patrick Moore's Practical Astronomy Series », , 119 p. (ISBN 978-0-387-36786-6, DOI 10.1007/978-0-387-68288-4_10), « The P Cygni Profile and Friends »

Bibliographie modifier

Lien externe modifier

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