Chi Cygni
  | |
|
Observationsdata Epoch J2000 Equinox J2000 |
|
|---|---|
| Konstellation | Cygnus |
| Rätt uppstigning | 19 h 50 m 33,92439 s |
| Deklination | +32° 54′ 50,6097″ |
| Skenbar magnitud (V) | 3.3 – 14.2 |
| Egenskaper | |
| Spektral typ | S6+/1e = MS6+ (S6,2e – S10,4e) |
| U−B färgindex | −0,30 – +0,98 |
| B−V färgindex | +1,56 – +2,05 |
| Variabel typ | Mira |
| Astrometri | |
| Radiell hastighet (R v ) | +1,60 km/s |
| Korrekt rörelse (μ) | RA: -20,16 mas / år Dec.: -38,34 mas / år |
| Parallax (π) | 5,53 ± 1,10 mas |
| Distans | 553 ly (169 st ) |
| Absolut magnitud ( MV ) | −3,2 – +7,7 |
| Detaljer | |
| Massa |
2,1 +1,5 -0,7 M ☉ |
| Radie | 348 – 480 R ☉ |
| Ljusstyrka | 6 000 – 9 000 L ☉ |
| Ytgravitation (log g ) | 0,49 cgs |
| Temperatur | 2 441 – 2 742 K |
| Metallicitet [Fe/H] | -1,00 dex |
| Andra beteckningar | |
| Databasreferenser | |
| SIMBAD | data |
Chi Cygni (latiniserat från χ Cygni) är en Mira variabel stjärna i stjärnbilden Cygnus , och även en stjärna av S-typ . Det är cirka 500 ljusår bort.
χ Cygni är en asymptotisk jättegrenstjärna , en mycket sval och lysande röd jätte som närmar sig slutet av sitt liv. Den upptäcktes vara en variabel stjärna 1686 och dess skenbara visuella magnitud varierar från så ljus som 3,3 till så svag som 14,2.
Historia
Flamsteed registrerade att hans stjärna 17 Cygni var Bayers χ Cygni. Det antas att χ inte var synlig vid den tiden, men det finns ingen ytterligare information och avvikelsen märktes inte förrän 1816. Bayer hade registrerat χ Cygni som en stjärna av 4:e magnituden, förmodligen nära maximal ljusstyrka.
Astronomen Gottfried Kirch upptäckte variationen hos χ Cygni 1686. Medan han undersökte det området på himlen för observationer av Nova Vulpeculae, noterade han att stjärnan markerad som χ i Bayers Uranometria-atlas saknades. Han fortsatte att övervaka området och den 19 oktober 1686 registrerade han det i 5:e magnitud.
Kirch betraktade χ Cyg som en regelbunden variabel med en period på 404,5 dagar, men det noterades snabbt att både perioden och amplituden varierade avsevärt från cykel till cykel. Thomas Dick , LL.D, skriver:
"Perioden för denna stjärna har fastställts av Maraldi och Cassini till 405 dagar; men från ett medelvärde av Mr. Pigots observationer verkar det vara bara 392, eller högst 396-7/8 dagar."De uppgifter som rör det är,
"Den är belägen i halsen [av stjärnbilden Svanen], och nästan lika långt från Beta och Gamma , och söder om väster från Deneb , på ett avstånd av cirka tolv grader, och är märkt Chi ."
- När den har full ljusstyrka genomgår den ingen märkbar förändring under två veckor.
- Det är ungefär tre och en halv månad att öka från den elfte magnituden till sin fulla ljusstyrka, och samma sak minskar; av vilken anledning det kan anses vara osynligt under sex månader.
- Det uppnår inte alltid samma grad av lyster, och är ibland av 5:e och ibland av sjunde storleken.
Stjärnan observerades sedan endast sporadiskt fram till 1800-talet. En kontinuerlig sekvens av observationer gjordes av Argelander och Schmidt från 1845 till 1884. Dessa var den första serien av observationer som visade minima för ljusvariationerna. Sedan början av 1900-talet har den övervakats noga av flera observatörer.
De tidigaste spektra av χ Cygni kunde bara tas nära maximalt ljus. De visar svaga absorptionslinjer, med ljusa emissionslinjer överlagrade, och det klassificerades vanligtvis som runt M6e vid maximal ljusstyrka. Efter att S-klassen introducerades ansågs χ Cygni vara mellanliggande mellan klass M och klass S, till exempel antingen S5e eller M6-M8e. Senare gav mer känsliga spektra nära minimum spektraltyper så sent som M10 eller S10,1e. Under det reviderade klassificeringssystemet för S-stjärnor, utformat för att bättre återspegla graderingen mellan M-stjärnor och kolstjärnor, klassificerades χ Cygni vid normalt maximum som S6 Zr2 Ti6 eller S6+/1e, vilket anses vara likvärdigt med MS6+. Spektraltyper vid olika variationsfaser varierade från S6/1e till S9/1-e även om inga mätningar gjordes vid minimal ljusstyrka.
SiO-masrar detekterades från χ Cygni 1975. H 2 O-emission från χ Cygnis atmosfär upptäcktes 2010, men H 2 O-masrar har inte hittats.
Variabilitet
χ Cygni visar en av de största variationerna i skenbar magnitud för någon pulserande variabel stjärna. De observerade ytterligheterna är 3,3 respektive 14,2, en variation på mer än 10 000 gånger i ljusstyrka. Den genomsnittliga maximala ljusstyrkan är omkring magnituden 4,8, och den genomsnittliga minimumen är omkring magnituden 13,4. Formen på ljuskurvan är ganska konsekvent från cykel till cykel, med stigningen brantare än fallet. Det finns en "bump" ungefär halvvägs från minimum till maximum, där ljusstyrkeökningen tillfälligt saktar ner innan den stiger mycket snabbt till maximum. Den snabbare stigningen och stöten är vanliga drag i ljuskurvorna för Mira-variabler med perioder längre än 300 dagar. Stigtiden är 41–45 % av falltiden.
Både den maximala och lägsta magnituden varierar avsevärt från cykel till cykel: maxima kan vara ljusare än magnituden 4,0 eller svagare än 6,0, och minima svagare än magnituden 14,0 eller ljusare än magnituden 11,0. Maxvärdet för 2015 kan ha varit det svagaste som någonsin observerats, och nådde knappt magnituden 6,5, medan mindre än 10 år tidigare var 2006 års maximum det ljusaste på över ett sekel med magnituden 3,8. Några av de förmodade ljusaste minima kan helt enkelt bero på ofullständig observationstäckning. Långsiktiga BAA- och AAVSO -data visar minima konsekvent mellan omkring magnituden 13 och 14 under hela 1900-talet.
Perioden från maximum till maximum eller minimum till minimum är inte konsekvent och kan variera med upp till 40 dagar på vardera sidan av medelvärdet. Medelperioden beror på observationsperioden som används, men antas i allmänhet vara 408,7 dagar. Det finns vissa bevis för att medelperioden har ökat med cirka 4 dagar under de senaste tre århundradena. Periodvariationer på kortare tidsskalor verkar vara slumpmässiga snarare än cykliska, även om det är möjligt att den sekulära periodökningen inte är linjär. Periodändringen är endast signifikant när den beräknas med maxima och inte när minima används som endast är tillgängliga för nyare cykler.
Spektraltypen observeras variera under ljusstyrkan, från S6 till S10. De tidigaste spektraltyperna finns vid maximal ljusstyrka. Efter maximum börjar styrkan på utsläppsledningarna att öka. Mot ett minimum blir emissionen mycket stark och många ovanliga förbjudna och molekylära linjer dyker upp.
Diametern på χ Cygni kan mätas direkt med hjälp av interferometri . Observationer visar att diametern varierar från cirka 19 mas till 26 mas. Storleksförändringarna är nästan i fas med ljusstyrkan och spektraltypen. Den minsta storleken observeras vid fas 0,94, vilket är 30 dagar före maximum.
Distans
Den årliga parallaxen för χ Cygni har beräknats till 5,53 mas i den nya reduktionen av Hipparcos satellitdata, vilket motsvarar ett avstånd på 590 ljusår. Parallaxen är bara ungefär en fjärdedel av stjärnans vinkeldiameter. Den statistiska felmarginalen är cirka 20 %.
Avståndet kan också härledas genom att jämföra förändringar i vinkeldiametern med den uppmätta radiella hastigheten i atmosfären. Detta ger en parallax på 5,9 mas med en liknande noggrannhet som den direkta mätningen, motsvarande ett avstånd på 550 ljusår.
Äldre studier härledde i allmänhet mindre avstånd som 345, 370 eller 430 ljusår. Den ursprungliga parallaxen beräknad från Hipparcos mätningar var 9,43 mas, vilket indikerar ett avstånd på 346 ljusår.
Att jämföra den skenbara magnituden av χ Cygni med en absolut magnitud beräknad från period-luminositetsförhållandet ger ett avstånd som är kompatibelt med de senaste parallaxvärdena.
Egenskaper
χ Cygni är mycket större och svalare än solen, så stor att den är tusentals gånger mer lysande trots den låga temperaturen. Den pulserar, med både radie och temperatur varierande under cirka 409 dagar. Temperaturen varierar från cirka 2 400 K till cirka 2 700 K och radien varierar från cirka 350 R ☉ till 480 R ☉ . Dessa pulseringar gör att stjärnans ljusstyrka varierar från cirka 6 000 L ☉ till 9 000 L ☉ , men de gör att den visuella ljusstyrkan varierar med över 10 magnituder. Det enorma visuella magnitudområdet skapas av en förskjutning av elektromagnetisk strålning från det infraröda när temperaturen ökar, och genom att molekyler som absorberar visuellt ljus bildas vid kalla temperaturer. En alternativ beräkning ger stjärnan en svalare temperatur på 2 000 K, en ljusstyrka på 7 813 L ☉ , och en motsvarande större radie på 737 R ☉ .
Stjärnans visuella magnitud är nära korrelerad med förändringarna i spektraltypen och temperaturen. Radien är nästan anti-korrelerad med temperaturen. Minsta radien inträffar cirka 30 dagar före maxtemperaturen. Variationen i bolometrisk ljusstyrka drivs främst av förändringen i stjärnans storlek, där den maximala ljusstyrkan inträffar cirka 57 dagar innan maximal radie och lägsta temperatur uppnås. Ljusstyrkan varierar över en kvarts cykel bakom den visuella ljusstyrkan, vilket betyder att stjärnan är svagare vid maximal ljusstyrka än vid minimal ljusstyrka.
Massan av isolerade stjärnor är svår att exakt bestämma. I fallet med χ Cygni erbjuder dess pulsationer ett sätt att direkt mäta gravitationsaccelerationen hos skikten i atmosfären. Massan uppmätt på detta sätt är 2,1 M ☉ . Att tillämpa en empirisk period/massa/radie -relation för Mira-stjärnor på χ Cygni ger en massa på 3,1 M ☉ . χ Cygni förlorar massa med en hastighet av nästan en miljondel M ☉ varje år genom en stjärnvind på 8,5 km/s.
χ Cygni klassificeras vanligtvis som en stjärna av S-typ på grund av banden av zirkoniumoxid och titanoxid i dess spektrum. Jämfört med andra S-stjärnor är ZrO-banden svaga och band från VO är synliga, så att spektrumet ibland beskrivs som MS, mellanliggande mellan ett normalt M-spektrum och S-typen. Den visar också spektrallinjer från s-processelement som teknetium , producerade naturligt i AGB-stjärnor som Mira-variabler. S-stjärnor är en mellanfas mellan stjärnor i klass M som har atmosfärer med mer syre än kol, och kolstjärnor som har mer kol i sin atmosfär. Kolet förs in i atmosfären av tredje muddring som sker med termiska pulser . S-stjärnor har C/O-förhållanden mellan cirka 0,95 och 1,05. C/O-förhållandet i χ Cygnis atmosfär är 0,95, vilket överensstämmer med dess status som en gränslinje S/MS-stjärna.
χ Cygni är den första Mira-stjärnan som har ett magnetfält detekterat. Man tror att det mycket svaga magnetfält som normalt finns i AGB-stjärnor förstärks av stötvågen under pulseringarna av stjärnans atmosfär.
Evolution
χ Cygni är en lysande och variabel röd jätte på den asymptotiska jättegrenen ( AGB). Det betyder att den har uttömt sin kärnhelium, men är inte tillräckligt massiv för att börja bränna tyngre grundämnen och smälter för närvarande väte och helium i koncentriska skal. Specifikt är det på den termiskt pulserande delen av AGB (TP-AGB) som uppstår när heliumskalet är nära väteskalet och genomgår periodiska blinkningar då det stoppar fusionen för en tid och nytt material ackumuleras från det vätebrinnande skalet.
AGB-stjärnor blir mer lysande, större och svalare när de tappar massa och de inre skalen rör sig närmare ytan. Massförlusten ökar när massan minskar, ljusstyrkan ökar och fler fusionsprodukter muddras upp till ytan. De "stiger upp" på AGB tills massförlusten blir så extrem att de börjar öka i temperatur och går in i post-AGB-fasen, för att så småningom bli en vit dvärg .
Utvecklingen av en Mira-variabel bör få dess period att öka, förutsatt att den stannar i det instabila området för pulsationer. Denna sekulära trend avbryts dock av de termiska pulserna. Dessa termiska pulser inträffar med tiotusentals år från varandra, men är teoretiserade för att producera snabba periodförändringar under mindre än tusen år efter pulsen. Periodändringarna som detekteras för χ Cygni tyder på slutet av den snabba förändringen från en termisk puls. Periodförändringarna mellan pulserna är för långsamma för att kunna detekteras med aktuella observationer.
Termiska pulser på TP-AGB producerar progressivt mer dramatiska förändringar fram till slutet av AGB-fasen. Varje puls orsakar intern instabilitet som utlöser konvektion från ytan mot väteskalet. När denna konvektionszon blir tillräckligt djup flyttar den fusionsprodukter från skalet till ytan. Detta är känt som den tredje muddringen även om det kan finnas flera tredje muddringar. Utseendet av dessa fusionsprodukter vid ytan är ansvarigt för förändringen av en M-stjärna till en S-stjärna, och i slutändan till en kolstjärna .
Den initiala massan och åldern för en AGB-stjärna är svår att härleda exakt. Stjärnor med medelmassa förlorar relativt lite massa, mindre än 10 %, fram till starten av AGB, men har kraftig massaförlust på AGB, särskilt TP-AGB. Stjärnor med mycket olika initialmassa kan visa mycket liknande egenskaper på AGB. En stjärna som initialt har 3 M ☉ kommer att ta cirka 400 miljoner år att nå AGB, sedan cirka 6 miljoner år att nå TP-AGB, och tillbringa en miljon år i TP-AGB-fasen. Den kommer att förlora cirka 0,1 M ☉ före TP-AGB och 0,5 M ☉ på TP-AGB. Kol-syrekärnan på 0,6 M ☉ kommer att bli en vit dvärg och det återstående höljet kommer att fällas för att eventuellt bli en planetarisk nebulosa .