Del guscio gassoso in espansione riusciamo a vedere sia il lato anteriore (in avvicinamento), sia quello posteriore (in allontanamento). Ne consegue che, per effetto Doppler, parte della radiazione emessa dal gas ci appare spostata verso il blu ed il rosso rispettivamente. Il risultato e' un allargamento della riga di emissione con un profilo simmetrico rispetto al baricentro. Gli strati piu' esterni e freddi del guscio in espansione possono produrre, in determinate condizioni, una componente in assorbimento spostata verso il blu (sempre per effetto Doppler). In questo caso la risultante degli effetti produce un particolare profilo, caratteristica spettrale nota come "profilo P Cygni".
Il primo soggetto osservato e' proprio P Cygni (34 Cygni), una delle stelle intrinsecamente piu' luminose. E' una cosiddetta LBV (Luminous Blue Variable), cioe' una stella estremamente calda (blu) e massiccia. In stelle di questa tipologia (peraltro molto rare), l'equilibrio idrostatico (bilanciamento tra pressione del gas e peso) e' critico. Quando infatti si supera un certo limite di massa, il core stellare diventa talmente caldo e luminoso che gli strati piu' esterni vengono espulsi nello spazio.
La stella e' oggetto di diverse campagne osservative pro-am, sia fotometriche che spettroscopiche. Marco Leonardi ha aperto un interessante topic su questo target tempo fa: viewtopic.php?f=22&t=2657
Ecco il profilo (regione h-alfa) di P Cygni, ottenuto con il Lhires III e reticolo da 1200 l/mm (potere risolvente R~6000):
Siamo ad una risoluzione medio-alta e si nota come la riga di emissione h-alfa sia relativamente allargata. Responsabile la velocita' di espansione del guscio ricco di idrogeno. E' inoltre presente l'assorbimento blu-shifted dovuto alla parte di gas piu' esterno e freddo interposto tra noi e la stella (quindi in avvicinamento). P Cygni e' caratterizzata da un vento stellare con elevata perdita di massa e bassa velocita' (alta densita' del vento). Dallo spettro possiamo calcolare la velocita' di espansione del guscio gassoso esterno che causa l'assorbimento spostato verso il blu. Una volta corretto per il moto della Terra e la velocita' di allontanamento della stella rispetto al Sole, otteniamo un valore di circa 180 Km/s. Di seguito il grafico delle intensita' in funzione della velocita' radiale:
La WR136 e' la stella attorno a cui si e' sviluppata la Crescent Nebula. La nebulosa e' nata circa 250000 anni fa quando la stella e' entrata nella fase di espulsione del guscio esterno per il fortissimo vento stellare. Il vento ha interagito con il mezzo interstellare circostante attraverso onde d'urto che lo hanno compresso localmente formando addensamenti visibili oggi come una moltitudine di "gusci". La nebulosa, in continua evoluzione, risulta visibile perche' eccitata dalla enorme quantita' di radiazione ultravioletta proveniente dalla WR136. Quindi, se spegnete la stella, non sara' piu' possibile ammirare la Crescent (e gli astrofotografi vi correranno dietro imbufaliti!)...
Di seguito il profilo spettrale. Anche qui la regione e' quella centrata sulla lunghezza d'onda dell'h-alfa ma stavolta, al posto dell'idrogeno, troviamo l'elio! L'altissima temperatura (> 70000 K) ionizza infatti grandi quantita' di elio (He II) le cui righe si osservano alle stesse lunghezze d'onda dell'idrogeno divise per 4 (i fotoni emessi dall'He II sono quelli della serie di Brackett, piu' o meno coincidenti nello spettro ottico con le lunghezze d'onda della serie di Balmer dell'idrogeno). Le righe dell'idrogeno non sono generalmente rilevabili negli spettri delle Wolf-Rayet perche' quasi tutto il gas e' stato stato bruciato in elio nelle fasi evolutive precedenti. L'elevatissima temperatura inoltre non ne favorisce la formazione.
Velocita' radiale (con valori che superano i 1500 Km/s):
