P Cygni

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P Cygni
Constelación Cygnus
Ascensión recta α 20h 17min 47,20s
Declinación δ +38º 01’ 59,0’’
Distancia 5000 - 7000 años luz
Magnitud visual +4,77
Magnitud absoluta -8,6
Luminosidad 500.000 - 900.000 soles
Temperatura 18.000 - 19.000 K
Masa 50 - 60 soles
Radio 76 soles
Tipo espectral B2 pe
Velocidad radial -8,9 km/s
Otros nombres HD 193237 / HR 7763
HIP 100044 / SAO 69773

P Cygni (P Cyg / 34 Cygni)[1] es una estrella de la constelación Cygnus, una de las más lejanas que se pueden ver a simple vista, pues se halla a una incierta distancia entre 5000 y 7000 años luz del Sistema Solar.[2] También se la conoce como Nova Cygni 1600.[1]

Historia[editar]

En el año 1600, P Cygni apareció como un astro de tercera magnitud en un lugar donde no se había observado anteriormente ninguna estrella. Durante los siguientes años, la estrella atenuó su brillo y dejó de ser visible a simple vista, pero volvió a magnitud +3,5 en 1655. Se mantuvo en dicho brillo hasta 1659, momento en el que de nuevo se apagó hasta situarse por debajo de sexta magnitud, volviendo a aumentar su brillo en 1665. Después de varias fluctuaciones, hacia el año 1715 se volvió estable alrededor de magnitud 5, oscilando su brillo en torno a este valor en los últimos 200 años.[3] [4]

Características[editar]

P Cygni es una supergigante o hipergigante de tipo espectral B2 con una luminosidad aproximadamente equivalente a 700.000 soles,[2] catalogada como variable azul luminosa o variable S Doradus. Éstas son estrellas muy poco frecuentes y constituyen las estrellas más luminosas de la galaxia. Sus aumentos de brillo se producen porque la estrella se acerca peligrosamente al límite de Eddington, lo que hace que la presión de radiación expulse sus capas más externas de forma violenta. P Cygni está rodeada por una tenue nebulosa que ha sido creada durante los últimos 900 años por las erupciones de la estrella; también hay restos de erupciones anteriores que tuvieron lugar hace 2.400 y 20.000 años. La estrella sigue perdiendo masa a un ritmo extraordinario, 300 millones de veces mayor que la pérdida de masa que experimenta el Sol por el viento solar. El destino de un objeto tan enorme es hasta cierto punto incierto; bien puede explotar como una brillante supernova o puede terminar como una hipernova, en donde el núcleo colapsa hacia un agujero negro.[5]

Se ha sugerido también que las erupciones mencionadas pueden haber sido causadas por la transferencia de masa a una hipotética compañera estelar de también tipo espectral B, que tendría una masa estimada entre 3 y 6 veces la del Sol. La materia que cae hacia la acompañante liberaría energía gravitacional, una parte de la cual se traduciría en un aumento de la luminosidad. Dicha acompañante emplearía aproximadamente 7 años en completar una órbita, siendo ésta muy excéntrica.[6]

Véase también[editar]

Referencias[editar]