Avaa päävalikko

P Cygni -profiili on joidenkin kuumien ja kirkkaiden tähtien spektrissä näkyvä erikoinen intensiteettijakauma. Viivaprofiili on saanut nimensä erään kirkkaan sinisen muuttujan, P Cygnin mukaan, sillä se oli ensimmäinen tähti, jonka spektrissä näitä viivaprofiileja havaittiin.

SyntytapaMuokkaa

P Cygni -profiili muodostuu tavallisesta absorptioviivasta, jonka vieressä, lyhyemmän aallonpituuden puolella, on nähtävissä voimakas emissioviiva. Emissioviiva syntyy kun tähti lämmittää sitä ympäröivää kaasua, joka tämän seurauksena alkaa itsekin hehkua. Emissioviiva edustaa samaa alkuainetta kuin vastaava absorptioviiva, mutta se on sinisiirtynyt hehkuvan kaasun suuren nopeuden vuoksi määrällä  

 ,

missä   on vastaavan absorptioviivan aallonpituus,   kaasun liikkumisnopeus ja   valonnopeus. Miinusmerkki ilmaisee siirtymän olevan siniseen. Näin mittaamalla absorptioviivan ja emissioviivan välinen etäisyys, saadaan suoraan laskettua, kuinka suurella nopeudella tähdestä poistuu kaasua (ts. tähtituulen nopeus) ja viivan intensiteetistä kaasupilvessä olevan aineen määrä.

P Cygni -profiileja esiintyy etenkin CNO-syklin lopputuotteiden spektriviivoissa. (Tämä paljastaa, että emission synnyttävä aine on peräisin juuri tähdestä, eikä ole ympärillä muutoin lojuvaa ainetta!) Esiintyessään voimakkaina P Cygni -profiilit peittävät alleen heikompia absorptioviivoja ja näin vaikeuttavat tähden kemiallisen koostumuksen ja mahdollisesti jopa spektriluokan tunnistamista.

P Cygni -profiileja esiintyy vain tilanteissa, joissa tähteä koossapitävän gravitaation ja tähden energiantuoton välillä on paha epäsuhta eli säteilynpaine saa puhallettua tähden ainetta ympäröivään avaruuteen suuria määriä. Tästä syystä profiili on esiintyessään aina merkki tähden ulko-osien epävakaudesta.

P Cygni -profiilit ovat tyypillisiä elinkaarensa loppuvaiheessa oleville tähdille, kuten O-luokan ylijättiläisille, Ofpe/WN9-tähdille sekä kirkkaille sinisille muuttujille.

Käänteinen P Cygni -profiiliMuokkaa

Joskus tähden spektrissä voi näkyä myös P Cygni -profiili, jossa emissioviiva on punasiirtynyt absorptioviivaan nähden. Tällaista löydöstä kutsutaan käänteiseksi P Cygni -profiiliksi (engl. inverse P Cygni profile). Ilmiö johtuu ympäröivän kaasun virtauksesta tähden pinnalle ja se on tavallisimmin havaittavissa vasta muodostumassa olevien tähtien spektrissä.

Aiheesta muuallaMuokkaa