Chi Cygni - Chi Cygni
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| Dados de observação Epoch J2000 Equinox J2000 |
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|---|---|
| constelação | Cygnus |
| Ascensão certa | 19 h 50 m 33.92439 s |
| Declinação | + 32 ° 54 ′ 50,6097 ″ |
| Magnitude aparente (V) | 3,3 - 14,2 |
| Características | |
| Tipo espectral | S6 + / 1e = MS6 + (S6,2e - S10,4e) |
| Índice de cor U − B | -0,30 - +0,98 |
| Índice de cor B − V | +1,56 - +2,05 |
| Tipo de variável | Mira |
| Astrometria | |
| Velocidade radial (R v ) | +1,60 km / s |
| Movimento adequado (μ) | RA: -20,16 mas / ano Dec .: -38,34 mas / ano |
| Paralaxe (π) | 5,53 ± 1,10 mas |
| Distância | 553 ly (169 pc ) |
| Magnitude absoluta (M V ) | -3,2 - +7,7 |
| Detalhes | |
| Massa |
2,1 +1,5 −0,7 M ☉ |
| Raio | 348 - 480 R ☉ |
| Luminosidade | 6.000 - 9.000 L ☉ |
| Gravidade superficial (log g ) | 0,49 cgs |
| Temperatura | 2.441 - 2.742 K |
| Metalicidade [Fe / H] | -1,00 dex |
| Outras designações | |
| Referências de banco de dados | |
| SIMBAD | dados |
Chi Cygni (Latinized de χ Cygni) é uma estrela Mira variável na constelação Cygnus , e também uma estrela do tipo s . Está a cerca de 500 anos-luz de distância.
χ Cygni é uma estrela com ramo gigante assintótica , uma gigante vermelha muito fria e luminosa que está chegando ao fim de sua vida. Descobriu-se que ela era uma estrela variável em 1686 e sua magnitude visual aparente varia de tão brilhante quanto 3,3 a tão tênue quanto 14,2.
História
Flamsteed registrou que sua estrela 17 Cygni era o χ Cygni da Bayer . Presume-se que χ não era visível naquela época, mas não há mais informações e a discrepância não foi notada até 1816. Bayer registrou χ Cygni como uma estrela de 4ª magnitude, presumivelmente perto do brilho máximo.
O astrônomo Gottfried Kirch descobriu a variabilidade de χ Cygni em 1686. Ao pesquisar essa área do céu para observações de Nova Vulpeculae , ele notou que a estrela marcada como χ no atlas de Uranometria da Bayer estava faltando. Ele continuou a monitorar a área e em 19 de outubro de 1686 registrou-a na magnitude 5.
Kirch considerou χ Cyg como uma variável regular com um período de 404,5 dias, mas foi rapidamente notado que tanto o período quanto a amplitude variaram consideravelmente de ciclo para ciclo. Thomas Dick , LL.D, escreve:
"O período desta estrela foi estabelecido por Maraldi e Cassini em 405 dias; mas a partir de uma média das observações do Sr. Pigot, parece ser apenas 392, ou no máximo 396-7 / 8 dias."Os detalhes relacionados a ele são,
- Quando está com seu brilho total, não sofre nenhuma mudança perceptível por quinze dias.
- Leva cerca de três meses e meio para aumentar da décima primeira magnitude até seu brilho total, e o mesmo para diminuir; por isso pode ser considerado invisível durante seis meses.
- Nem sempre atinge o mesmo grau de brilho, sendo às vezes da 5ª e às vezes da sétima magnitude.
"Ele está situado no pescoço [da constelação do Cisne] e quase equidistante de Beta e Gama , e ao sul a oeste de Deneb , a uma distância de cerca de doze graus, e está marcado como Chi ."
A estrela foi observada apenas esporadicamente até o século XIX. Uma sequência contínua de observações foi feita por Argelander e Schmidt de 1845 a 1884. Essas foram as primeiras séries de observações mostrando os mínimos das variações de luz. Desde o início do século 20, ele tem sido monitorado de perto por vários observadores.
Os primeiros espectros de χ Cygni só podiam ser obtidos perto da luz máxima. Eles mostram linhas de absorção fracas, com linhas de emissão brilhantes sobrepostas, e era normalmente classificado como próximo a M6e com brilho máximo. Depois que a classe S foi introduzida, χ Cygni foi considerado intermediário entre a classe M e a classe S, por exemplo, S5e ou M6-M8e. Posteriormente, espectros mais sensíveis próximos ao mínimo forneceram tipos espectrais até M10 ou S10,1e. Sob o sistema de classificação revisado para estrelas S, projetado para refletir melhor a gradação entre estrelas M e estrelas de carbono, χ Cygni no máximo normal foi classificado como S6 Zr2 Ti6 ou S6 + / 1e, considerado equivalente a MS6 +. Os tipos espectrais em diferentes fases de variação variaram de S6 / 1e a S9 / 1-e, embora nenhuma medição tenha sido feita com brilho mínimo.
Masers de SiO foram detectados em χ Cygni em 1975. A emissão de H 2 O da atmosfera de χ Cygni foi detectada em 2010, mas masers de H 2 O não foram encontrados.
Variabilidade
χ Cygni mostra uma das maiores variações na magnitude aparente de qualquer estrela variável pulsante . Os extremos observados são 3,3 e 14,2 respectivamente, uma variação de mais de 10.000 vezes no brilho. O brilho máximo médio é de magnitude 4,8, e o mínimo médio é de magnitude 13,4. A forma da curva de luz é bastante consistente de ciclo para ciclo, com a elevação sendo mais íngreme do que a queda. Há uma "saliência" aproximadamente na metade do caminho do mínimo para o máximo, onde o aumento de brilho diminui temporariamente antes de subir muito rapidamente para o máximo. A subida e o salto mais rápidos são características comuns nas curvas de luz das variáveis do Mira com períodos superiores a 300 dias. O tempo de subida é de 41–45% do tempo de queda.
Tanto a magnitude máxima quanto a mínima variam consideravelmente de ciclo para ciclo: os máximos podem ser mais brilhantes do que a magnitude 4,0 ou mais fracos do que 6,0 e os mínimos mais fracos do que a magnitude 14,0 ou mais brilhantes do que a magnitude 11,0. O máximo de 2015 pode ter sido o mais fraco já observado, mal alcançando a magnitude 6,5, enquanto menos de 10 anos antes, o máximo de 2006 foi o mais brilhante em mais de um século com magnitude 3,8. Alguns dos supostos mínimos mais brilhantes podem ser simplesmente devido à cobertura observacional incompleta. Dados BAA e AAVSO de longo prazo mostram mínimos consistentemente entre cerca de magnitude 13 e 14 ao longo do século XX.
O período do máximo ao máximo ou do mínimo ao mínimo não é consistente e pode variar em até 40 dias em qualquer lado da média. O período médio depende do período de observações usado, mas geralmente é considerado como 408,7 dias. Existem evidências de que o período médio aumentou cerca de 4 dias nos últimos três séculos. As variações do período em escalas de tempo mais curtas parecem ser aleatórias em vez de cíclicas, embora seja possível que o aumento do período secular não seja linear. A mudança de período só é significativa quando calculada usando os máximos e não quando usando os mínimos, que estão disponíveis apenas para ciclos mais recentes.
Observa-se que o tipo espectral varia durante as mudanças de brilho, de S6 a S10. Os primeiros tipos espectrais são encontrados com brilho máximo. Após o máximo, a força das linhas de emissão começa a aumentar. No mínimo, a emissão se torna muito forte e muitas linhas proibidas e moleculares incomuns aparecem.
O diâmetro de χ Cygni pode ser medido diretamente usando interferometria . As observações mostram que o diâmetro varia de cerca de 19 mas a 26 mas. As mudanças de tamanho estão quase em fase com o brilho e o tipo espectral. O menor tamanho é observado na fase 0,94, que é 30 dias antes do máximo.
Distância
A paralaxe anual de χ Cygni foi calculada em 5,53 mas na nova redução dos dados do satélite Hipparcos , que corresponde a uma distância de 590 anos-luz. A paralaxe tem apenas cerca de um quarto do diâmetro angular da estrela. A margem de erro estatística é de cerca de 20%.
A distância também pode ser derivada comparando as mudanças no diâmetro angular com a velocidade radial medida na atmosfera. Isso dá uma paralaxe de 5,9 mas com uma precisão semelhante à da medição direta, correspondendo a uma distância de 550 anos-luz.
Estudos mais antigos geralmente derivam distâncias menores, como 345, 370 ou 430 anos-luz. A paralaxe original calculada a partir das medidas do Hipparcos foi de 9,43 mas, indicando uma distância de 346 anos-luz.
Comparar a magnitude aparente de χ Cygni com uma magnitude absoluta calculada a partir da relação período-luminosidade dá uma distância compatível com os últimos valores de paralaxe.
Propriedades
χ Cygni é muito maior e mais frio que o sol, tão grande que é milhares de vezes mais luminoso, apesar da baixa temperatura. Ele pulsa, com raio e temperatura variando em aproximadamente 409 dias. A temperatura varia de cerca de 2.400 K a cerca de 2.700 K e o raio varia de cerca de 350 R ☉ a 480 R ☉ . Essas pulsações fazem com que a luminosidade da estrela varie de cerca de 6.000 L ☉ a 9.000 L ☉ , mas fazem com que o brilho visual varie em mais de 10 magnitudes. A enorme faixa de magnitude visual é criada por um deslocamento da radiação eletromagnética do infravermelho à medida que a temperatura aumenta e pela formação em temperaturas frias de moléculas que absorvem luz visual. Um cálculo alternativo dá à estrela uma temperatura mais fria de 2.000 K, uma luminosidade de 7.813 L ☉ e um raio correspondentemente maior de 737 R ☉ .
A magnitude visual da estrela está intimamente relacionada com as mudanças no tipo espectral e na temperatura. O raio é quase anti-correlacionado com a temperatura. O raio mínimo ocorre aproximadamente 30 dias antes da temperatura máxima. A variação da luminosidade bolométrica é impulsionada principalmente pela mudança no tamanho da estrela, com a luminosidade máxima ocorrendo cerca de 57 dias antes que o raio máximo e a temperatura mais baixa sejam atingidos. A luminosidade varia mais de um quarto de ciclo atrás do brilho visual, o que significa que a estrela é mais fraca na luminosidade máxima do que na luminosidade mínima.
A massa de estrelas isoladas é difícil de determinar com precisão. No caso de χ Cygni, suas pulsações oferecem uma maneira de medir diretamente a aceleração da gravitação de camadas na atmosfera. A massa medida desta forma é 2,1 M ☉ . Aplicar uma relação empírica período / massa / raio para estrelas Mira a χ Cygni dá uma massa de 3,1 M ☉ . χ Cygni está perdendo massa a uma taxa de quase um milionésimo M ☉ a cada ano através de um vento estelar a 8,5 km / s.
χ Cygni é geralmente classificada como uma estrela do tipo S por causa das bandas de óxido de zircônio e óxido de titânio em seu espectro. Em comparação com outras estrelas S, as bandas de ZrO são fracas e as bandas de VO são visíveis, de modo que o espectro às vezes é descrito como MS, intermediário entre um espectro M normal e o tipo S. Ele também mostra linhas espectrais de elementos de processo s , como o tecnécio , produzido naturalmente em estrelas AGB, como variáveis Mira. As estrelas S são uma fase intermediária entre estrelas da classe M, que têm atmosferas com mais oxigênio do que carbono, e estrelas de carbono, que têm mais carbono em suas atmosferas. O carbono é movido para a atmosfera por terceiros dragões que ocorrem com pulsos térmicos . As estrelas S têm relações C / O entre cerca de 0,95 e 1,05. A relação C / O na atmosfera de χ Cygni é 0,95, consistente com seu status de estrela S / MS limítrofe.
χ Cygni é a primeira estrela Mira a ter um campo magnético detectado. Acredita-se que o campo magnético muito fraco normalmente encontrado em estrelas AGB é amplificado pela onda de choque durante as pulsações da atmosfera da estrela.
Evolução
χ Cygni é uma gigante vermelha luminosa e variável no ramo gigante assintótico (AGB). Isso significa que esgotou seu hélio central, mas não é massivo o suficiente para começar a queimar elementos mais pesados e atualmente está fundindo hidrogênio e hélio em camadas concêntricas. Especificamente, é na porção de pulsação térmica do AGB (TP-AGB) que ocorre quando a camada de hélio está perto da camada de hidrogênio e sofre flashes periódicos quando para a fusão por um tempo e novo material se acumula da camada de queima de hidrogênio.
As estrelas AGB tornam-se mais luminosas, maiores e mais frias à medida que perdem massa e as camadas internas se movem para mais perto da superfície. A perda de massa aumenta à medida que a massa diminui, a luminosidade aumenta e mais produtos de fusão são dragados para a superfície. Eles "sobem" o AGB até que a perda de massa se torne tão extrema que eles começam a aumentar de temperatura e entram na fase pós-AGB, eventualmente para se tornar uma anã branca .
A evolução de uma variável Mira deve fazer com que seu período aumente, supondo que ela permaneça na região instável das pulsações. No entanto, essa tendência secular é interrompida pelos pulsos térmicos. Esses pulsos térmicos ocorrem com dezenas de milhares de anos de intervalo, mas teoriza-se que produzem mudanças rápidas de período em menos de mil anos após o pulso. As mudanças de período detectadas para χ Cygni são sugestivas do fim dessa mudança rápida de um pulso térmico. As mudanças de período entre os pulsos são muito lentas para serem detectadas com as observações atuais.
Pulsos térmicos no TP-AGB produzem mudanças progressivamente mais dramáticas até o final da fase AGB. Cada pulso causa instabilidade interna que desencadeia convecção da superfície em direção à camada de hidrogênio. Quando essa zona de convecção se torna profunda o suficiente, ela move os produtos de fusão da casca para a superfície. Isso é conhecido como a terceira dragagem, embora possa haver várias dragas terceiras. O aparecimento desses produtos de fusão na superfície é responsável pela mudança de uma estrela M para uma estrela S e, finalmente, para uma estrela de carbono .
A massa inicial e a idade de uma estrela AGB são difíceis de derivar com precisão. Estrelas de massa intermediária perdem relativamente pouca massa, menos de 10%, até o início do AGB, mas apresentam forte perda de massa no AGB, especialmente no TP-AGB. Estrelas com massas iniciais muito diferentes podem apresentar propriedades muito semelhantes no AGB. Uma estrela inicialmente com 3 M ☉ levará cerca de 400 milhões de anos para atingir o AGB, depois cerca de 6 milhões de anos para atingir o TP-AGB, e passará um milhão de anos na fase TP-AGB. Ele perderá cerca de 0,1 M ☉ antes do TP-AGB e 0,5 M ☉ no TP-AGB. O núcleo de carbono-oxigênio de 0,6 M ☉ continuará a se tornar uma anã branca e o envelope restante será eliminado para possivelmente se tornar uma nebulosa planetária .