Chi Cygni - Chi Cygni
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| Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 |
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|---|---|
| Constelación | Cygnus |
| Ascensión recta | 19 h 50 m 33.92439 s |
| Declinación | + 32 ° 54 ′ 50.6097 ″ |
| Magnitud aparente (V) | 3,3 - 14,2 |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | S6 + / 1e = MS6 + (S6,2e - S10,4e) |
| Índice de color U − B | −0,30 - +0,98 |
| Índice de color B − V | +1,56 - +2,05 |
| Tipo variable | Mira |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | +1,60 km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: -20,16 mas / año Diciembre: -38,34 mas / año |
| Parallax (π) | 5,53 ± 1,10 mas |
| Distancia | 553 ly (169 pieza ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | −3,2 - +7,7 |
| Detalles | |
| Masa |
2.1 +1,5 −0,7 M ☉ |
| Radio | 348 - 480 R ☉ |
| Luminosidad | 6.000 - 9.000 L ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | 0.49 cgs |
| Temperatura | 2,441 - 2,742 K |
| Metalicidad [Fe / H] | -1,00 dex |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
Chi Cygni (Latinized de χ Cygni) es una estrella Mira variables en la constelación de Cygnus , y también una estrella de tipo S . Está a unos 500 años luz de distancia.
χ Cygni es una estrella de rama gigante asintótica , una gigante roja muy fría y luminosa que se acerca al final de su vida. Se descubrió que era una estrella variable en 1686 y su magnitud visual aparente varía desde tan brillante como 3.3 hasta tan débil como 14.2.
Historia
Flamsteed registró que su estrella 17 Cygni era χ Cygni de Bayer . Se supone que χ no era visible en ese momento, pero no hay más información y la discrepancia no se notó hasta 1816. Bayer había registrado χ Cygni como una estrella de cuarta magnitud, presumiblemente cerca del brillo máximo.
El astrónomo Gottfried Kirch descubrió la variabilidad de χ Cygni en 1686. Mientras investigaba esa área del cielo para las observaciones de Nova Vulpeculae , notó que faltaba la estrella marcada como χ en el atlas de Uranometria de Bayer . Continuó monitoreando la zona y el 19 de octubre de 1686 la registró en 5ª magnitud.
Kirch consideró a χ Cyg como una variable regular con un período de 404,5 días, pero rápidamente se observó que tanto el período como la amplitud variaban considerablemente de un ciclo a otro. Thomas Dick , LL.D, escribe:
"El período de esta estrella ha sido establecido por Maraldi y Cassini en 405 días; pero a partir de una media de las observaciones del Sr. Pigot, parece ser sólo 392, o como máximo 396-7 / 8 días."Los detalles relacionados con él son,
- Cuando alcanza su máximo brillo, no sufre ningún cambio perceptible durante quince días.
- Tardan unos tres meses y medio en aumentar desde la undécima magnitud hasta su máximo brillo, y lo mismo en disminuir; por lo que puede considerarse invisible durante seis meses.
- No siempre alcanza el mismo grado de brillo, siendo a veces de la quinta y otras de la séptima magnitud.
"Está situado en el cuello [de la constelación de Swan], y casi equidistante de Beta y Gamma , y al sur a oeste de Deneb , a una distancia de unos doce grados, y está marcado como Chi ".
La estrella se observó entonces solo esporádicamente hasta el siglo XIX. Argelander y Schmidt realizaron una secuencia continua de observaciones desde 1845 hasta 1884. Éstas fueron la primera serie de observaciones que muestran los mínimos de las variaciones de luz. Desde principios del siglo XX, ha sido monitoreado de cerca por múltiples observadores.
Los primeros espectros de χ Cygni solo pudieron tomarse cerca de la luz máxima. Muestran líneas de absorción débiles, con líneas de emisión brillantes superpuestas, y normalmente se clasificaron alrededor de M6e con el brillo máximo. Después de la introducción de la clase S, χ Cygni se consideró intermedio entre la clase M y la clase S, por ejemplo, S5e o M6-M8e. Más tarde, los espectros más sensibles cerca del mínimo dieron tipos espectrales tan tardíos como M10 o S10,1e. Según el sistema de clasificación revisado para las estrellas S, diseñado para reflejar mejor la gradación entre las estrellas M y las estrellas de carbono, χ Cygni en el máximo normal se clasificó como S6 Zr2 Ti6 o S6 + / 1e, considerado equivalente a MS6 +. Los tipos espectrales en diferentes fases de variación variaron de S6 / 1e a S9 / 1-e, aunque no se tomaron mediciones con brillo mínimo.
Se detectaron máseres de SiO de χ Cygni en 1975. H 2 emisión O de χ se detectó la atmósfera de Cygni en 2010, pero H 2 no se han encontrado O máseres.
Variabilidad
χ Cygni muestra una de las mayores variaciones en magnitud aparente de cualquier estrella variable pulsante . Los extremos observados son 3,3 y 14,2 respectivamente, una variación de más de 10.000 veces en brillo. El brillo máximo medio es de aproximadamente una magnitud de 4,8 y el mínimo medio es de aproximadamente 13,4. La forma de la curva de luz es bastante consistente de un ciclo a otro, siendo la subida más pronunciada que la caída. Hay un "golpe" aproximadamente a la mitad del mínimo al máximo, donde el aumento de brillo se ralentiza temporalmente antes de subir muy rápidamente al máximo. El aumento y la protuberancia más rápidos son características comunes en las curvas de luz de las variables Mira con períodos superiores a 300 días. El tiempo de subida es del 41 al 45% del tiempo de caída.
Tanto la magnitud máxima como la mínima varían considerablemente de un ciclo a otro: los máximos pueden ser más brillantes que la magnitud 4.0 o más débiles que 6.0, y los mínimos más débiles que la magnitud 14.0 o más brillantes que la magnitud 11.0. El máximo de 2015 puede haber sido el más débil jamás observado, apenas alcanzando una magnitud de 6,5, mientras que menos de 10 años antes, el máximo de 2006 fue el más brillante en más de un siglo con una magnitud de 3,8. Algunos de los supuestos mínimos más brillantes pueden deberse simplemente a una cobertura de observación incompleta. Los datos a largo plazo de BAA y AAVSO muestran mínimos consistentemente entre magnitud 13 y 14 a lo largo del siglo XX.
El período de máximo a máximo o de mínimo a mínimo no es consistente y puede variar hasta 40 días a cada lado de la media. El período medio depende del período de observaciones utilizado, pero generalmente se considera que es de 408,7 días. Existe alguna evidencia de que el período medio ha aumentado en aproximadamente 4 días durante los últimos tres siglos. Las variaciones de período en escalas de tiempo más cortas parecen ser más aleatorias que cíclicas, aunque es posible que el aumento del período secular no sea lineal. El cambio de período solo es significativo cuando se calcula utilizando los máximos y no cuando se utilizan los mínimos que solo están disponibles para los ciclos más recientes.
Se observa que el tipo espectral varía durante los cambios de brillo, de S6 a S10. Los primeros tipos espectrales se encuentran con brillo máximo. Después del máximo, la fuerza de las líneas de emisión comienza a aumentar. Hacia el mínimo, la emisión se vuelve muy fuerte y aparecen muchas líneas prohibidas y moleculares inusuales.
El diámetro de χ Cygni se puede medir directamente mediante interferometría . Las observaciones muestran que el diámetro varía de alrededor de 19 a 26 ms. Los cambios de tamaño están casi en fase con el brillo y el tipo espectral. El tamaño más pequeño se observa en la fase 0.94, que es 30 días antes del máximo.
Distancia
La paralaje anual de χ Cygni se ha calculado en 5,53 ms en la nueva reducción de los datos del satélite Hipparcos , que corresponde a una distancia de 590 años luz. El paralaje es solo una cuarta parte del diámetro angular de la estrella. El margen de error estadístico es de aproximadamente el 20%.
La distancia también se puede derivar comparando los cambios en el diámetro angular con la velocidad radial medida en la atmósfera. Esto da una paralaje de 5,9 ms con una precisión similar a la medición directa, correspondiente a una distancia de 550 años luz.
Los estudios más antiguos generalmente derivaron distancias más pequeñas, como 345, 370 o 430 años luz. El paralaje original calculado a partir de las mediciones de Hipparcos fue de 9,43 ms, lo que indica una distancia de 346 años luz.
Al comparar la magnitud aparente de χ Cygni con una magnitud absoluta calculada a partir de la relación período-luminosidad, se obtiene una distancia compatible con los últimos valores de paralaje.
Propiedades
χ Cygni es mucho más grande y más fresco que el sol, tan grande que es miles de veces más luminoso a pesar de la baja temperatura. Pulsa, y tanto el radio como la temperatura varían durante aproximadamente 409 días. La temperatura varía de aproximadamente 2400 K a aproximadamente 2700 K y el radio varía de aproximadamente 350 R ☉ a 480 R ☉ . Estas pulsaciones hacen que la luminosidad de la estrella varíe de aproximadamente 6.000 L ☉ a 9.000 L ☉ , pero hacen que el brillo visual varíe en más de 10 magnitudes. El enorme rango de magnitud visual se crea por un desplazamiento de la radiación electromagnética del infrarrojo a medida que aumenta la temperatura, y por la formación a temperaturas frías de moléculas que absorben la luz visual. Un cálculo alternativo le da a la estrella una temperatura más fría de 2.000 K, una luminosidad de 7.813 L ☉ y un radio correspondientemente mayor de 737 R ☉ .
La magnitud visual de la estrella está estrechamente relacionada con los cambios en el tipo espectral y la temperatura. El radio está casi anti-correlacionado con la temperatura. El radio mínimo ocurre aproximadamente 30 días antes de la temperatura máxima. La variación de luminosidad bolométrica es impulsada principalmente por el cambio en el tamaño de la estrella, y la luminosidad máxima ocurre unos 57 días antes de que se alcancen el radio máximo y la temperatura más baja. La luminosidad varía más de un cuarto de ciclo detrás del brillo visual, lo que significa que la estrella es más débil con la luminosidad máxima que con la luminosidad mínima.
La masa de estrellas aisladas es difícil de determinar con precisión. En el caso de χ Cygni, sus pulsaciones ofrecen una forma de medir directamente la aceleración de la gravitación de las capas de la atmósfera. La masa medida de esta manera es 2,1 M ☉ . Al aplicar una relación empírica período / masa / radio para las estrellas Mira a χ Cygni se obtiene una masa de 3,1 M ☉ . χ Cygni está perdiendo masa a una tasa de casi una millonésima M ☉ cada año a través de un viento estelar a 8.5 km / s.
χ Cygni generalmente se clasifica como una estrella de tipo S debido a las bandas de óxido de circonio y óxido de titanio en su espectro. En comparación con otras estrellas S, las bandas de ZrO son débiles y las bandas de VO son visibles, por lo que el espectro a veces se describe como MS, intermedio entre un espectro M normal y el tipo S. También muestra líneas espectrales de elementos de proceso s como el tecnecio , producido naturalmente en estrellas AGB como las variables Mira. Las estrellas S son una fase intermedia entre las estrellas de clase M que tienen atmósferas con más oxígeno que carbono y las estrellas de carbono que tienen más carbono en sus atmósferas. El carbono es trasladado a la atmósfera mediante terceros dragados que se producen con pulsos térmicos . Las estrellas S tienen relaciones C / O entre aproximadamente 0,95 y 1,05. La relación C / O en la atmósfera de χ Cygni es 0,95, consistente con su estado como estrella S / MS en el límite.
χ Cygni es la primera estrella Mira en tener un campo magnético detectado. Se cree que el campo magnético muy débil que se encuentra normalmente en las estrellas AGB es amplificado por la onda de choque durante las pulsaciones de la atmósfera de la estrella.
Evolución
χ Cygni es un gigante rojo luminoso y variable en la rama gigante asintótica (AGB). Esto significa que ha agotado su núcleo de helio, pero no es lo suficientemente masivo para comenzar a quemar elementos más pesados y actualmente está fusionando hidrógeno y helio en capas concéntricas. Específicamente, se encuentra en la parte de pulsos térmicos del AGB (TP-AGB) que ocurre cuando la capa de helio está cerca de la capa de hidrógeno y sufre destellos periódicos cuando detiene la fusión por un tiempo y se acumula nuevo material de la capa de hidrógeno.
Las estrellas AGB se vuelven más luminosas, más grandes y más frías a medida que pierden masa y las capas internas se acercan a la superficie. La pérdida de masa aumenta a medida que disminuye la masa, aumenta la luminosidad y se extraen más productos de fusión hacia la superficie. Ellos "ascienden" por el AGB hasta que la pérdida de masa se vuelve tan extrema que comienzan a aumentar la temperatura y entran en la fase post-AGB, para convertirse eventualmente en una enana blanca .
La evolución de una variable Mira debería hacer que su período aumente, asumiendo que permanece con la región inestable de pulsaciones. Sin embargo, esta tendencia secular se ve interrumpida por los pulsos térmicos. Estos pulsos térmicos ocurren con decenas de miles de años de diferencia, pero se teoriza que producen cambios rápidos de período en menos de mil años después del pulso. Los cambios de período detectados para χ Cygni sugieren el final de ese cambio rápido de un pulso térmico. Los cambios de período entre pulsos son demasiado lentos para ser detectados con las observaciones actuales.
Los pulsos térmicos en el TP-AGB producen cambios progresivamente más dramáticos hasta el final de la fase AGB. Cada pulso provoca una inestabilidad interna que desencadena la convección desde la superficie hacia la capa de hidrógeno. Cuando esta zona de convección se vuelve lo suficientemente profunda, mueve los productos de fusión desde el caparazón a la superficie. Esto se conoce como el tercer dragado, aunque puede haber varios terceros dragados. La aparición de estos productos de fusión en la superficie es responsable del cambio de una estrella M a una estrella S y, en última instancia, a una estrella de carbono .
La masa inicial y la edad de una estrella AGB son difíciles de derivar con precisión. Las estrellas de masa intermedia pierden relativamente poca masa, menos del 10%, hasta el inicio del AGB, pero tienen una fuerte pérdida de masa en el AGB, especialmente en el TP-AGB. Las estrellas con masas iniciales muy diferentes pueden mostrar propiedades muy similares en el AGB. Una estrella inicialmente con 3 M ☉ tardará alrededor de 400 millones de años en alcanzar el AGB, luego alrededor de 6 millones de años en alcanzar el TP-AGB, y pasará un millón de años en la fase TP-AGB. Perderá alrededor de 0,1 M ☉ antes del TP-AGB y 0,5 M ☉ en el TP-AGB. El núcleo de carbono-oxígeno de 0,6 M ☉ se convertirá en una enana blanca y la envoltura restante se desprenderá para posiblemente convertirse en una nebulosa planetaria .