Chi Cygni - Chi Cygni
  | |
| Data pozorování Epocha J2000 Rovnodennost J2000 |
|
|---|---|
| Souhvězdí | Cygnus |
| Správný vzestup | 19 h 50 m 33,92439 s |
| Deklinace | + 32 ° 54 ′ 50,6097 ″ |
| Zdánlivá velikost (V) | 3,3 - 14,2 |
| Vlastnosti | |
| Spektrální typ | S6 + / 1e = MS6 + (S6,2e - S10,4e) |
| U-B barevný index | −0,30 - +0,98 |
| B-V barevný index | +1,56 - +2,05 |
| Variabilní typ | Miro |
| Astrometrie | |
| Radiální rychlost (R v ) | +1,60 km / s |
| Správný pohyb (μ) | RA: -20,16 mas / rok Prosinec: -38,34 mas / rok |
| Paralaxa (π) | 5,53 ± 1,10 mas |
| Vzdálenost | 553 ly (169 ks ) |
| Absolutní velikost (M V ) | -3,2 - +7,7 |
| Detaily | |
| Hmotnost |
2.1 +1,5 −0,7 M ☉ |
| Poloměr | 348 - 480 R ☉ |
| Zářivost | 6 000 - 9 000 L ☉ |
| Povrchová gravitace (log g ) | 0,49 centů |
| Teplota | 2 441 - 2 742 K. |
| Metalicita [Fe / H] | -1,00 dex |
| Jiná označení | |
| Odkazy na databáze | |
| SIMBAD | data |
Chi Cygni (Latinised od × Cygni) je proměnná hvězda Mira v souhvězdí Cygnus , a také S-hvězdy . Je to asi 500 světelných let daleko.
χ Cygni je asymptotická obří větev hvězda, velmi chladný a zářící červený obr blížící se ke konci své životnosti. V roce 1686 bylo objeveno, že jde o proměnnou hvězdu, a její zjevná vizuální velikost se pohybuje od 3,3 do 14,2.
Dějiny
Flamsteed zaznamenal, že jeho hvězda 17 Cygni byla Bayerova χ Cygni. Předpokládá se, že χ nebylo v té době viditelné, ale neexistují žádné další informace a tento rozpor byl zaznamenán až v roce 1816. Bayer zaznamenal χ Cygni jako hvězdu 4. velikosti, pravděpodobně blízko maximálního jasu.
Astronom Gottfried Kirch objevil variabilitu χ Cygni v roce 1686. Při zkoumání této oblasti oblohy pro pozorování Nova Vulpeculae poznamenal, že hvězda označená jako χ v Bayerově atranu Uranometria chyběla. Pokračoval v monitorování oblasti a 19. října 1686 jej zaznamenal v 5. magnitudě.
Kirch považoval χ Cyg za pravidelnou proměnnou s periodou 404,5 dnů, ale rychle bylo zjištěno, že jak perioda, tak amplituda se od cyklu k cyklu značně lišily. Thomas Dick , LL.D, píše:
„Období této hvězdy urovnali Maraldi a Cassini na 405 dnech; ale z průměru pozorování pana Pigota se zdá, že je to jen 392, maximálně 396-7 / 8 dní.„Údaje týkající se této záležitosti jsou,
- Při plném jasu nepodléhá čtrnáct dní žádné znatelné změně.
- Je to asi tři a půl měsíce ve zvyšování z jedenácté velikosti na plný jas a stejné ve snižování; z tohoto důvodu to může být považováno za neviditelné během šesti měsíců.
- Ne vždy dosahuje stejného stupně lesku, je někdy 5. a někdy sedmého stupně.
„Nachází se v krku [souhvězdí Labutí] a je téměř stejně vzdálená od Bety a Gammy a na jih od západu od Deneba ve vzdálenosti asi dvanácti stupňů a je označena Chi .“
Hvězda byla až do 19. století pozorována jen sporadicky. Kontinuální sled pozorování provedli Argelander a Schmidt od roku 1845 do roku 1884. Jednalo se o první sérii pozorování ukazujících minima světelných variací. Od počátku 20. století jej pozorně sledovalo několik pozorovatelů.
Nejčasnější spektra χ Cygni bylo možné zachytit pouze blízko maxima světla. Ukazují slabé absorpční čáry se superloženými jasnými emisními čarami a obvykle byla klasifikována jako kolem M6e při maximálním jasu. Po zavedení třídy S byl χ Cygni považován za prostředníka mezi třídou M a třídou S, například S5e nebo M6-M8e. Později citlivější spektra blízká minimu dala spektrální typy až M10 nebo S10,1e. V rámci revidovaného klasifikačního systému pro hvězdy S, navrženého tak, aby lépe odrážel gradaci mezi hvězdami M a hvězdami uhlíku, byl χ Cygni při normálním maximu klasifikován jako S6 Zr2 Ti6 nebo S6 + / 1e, považovaný za ekvivalent MS6 +. Spektrální typy v různých fázích variace se pohybovaly od S6 / 1e do S9 / 1-e, i když při minimálním jasu nebyla prováděna žádná měření.
Masoři SiO byli detekováni od χ Cygni v roce 1975. Emise H 2 O z atmosféry χ Cygni byla detekována v roce 2010, ale masaři H 2 O nebyli nalezeni.
Variabilita
χ Cygni ukazuje jednu z největších variací ve zdánlivé velikosti jakékoli pulzující proměnné hvězdy. Pozorované extrémy jsou 3,3 a 14,2, což je variace více než 10 000násobného jasu. Průměrná maximální jasnost je asi 4,8 magnitudy a střední minimum je asi 13,4 magnitudy. Tvar světelné křivky je poměrně konzistentní od cyklu k cyklu, přičemž vzestup je strmější než pokles. Přibližně v polovině od minima k maximu je „boule“, kde se zvýšení jasu dočasně zpomalí, než se velmi rychle zvýší na maximum. Rychlejší vzestup a náraz jsou společné rysy světelných křivek proměnných Mira s obdobími delšími než 300 dnů. Doba náběhu je 41–45% doby pádu.
Maximální i minimální velikost se značně liší od cyklu k cyklu: maxima mohou být jasnější než velikost 4,0 nebo slabší než 6,0 a minima slabší než velikost 14,0 nebo jasnější než velikost 11,0. Maximum roku 2015 mohlo být nejslabší, jaké kdy bylo pozorováno, sotva dosáhlo magnitudy 6,5, zatímco o necelých 10 let dříve bylo maximum z roku 2006 nejjasnější po více než století při magnitudě 3,8. Některá z předpokládaných nejjasnějších minim mohou být jednoduše způsobena neúplným pozorovacím pokrytím. Dlouhodobá data BAA a AAVSO ukazují minima konzistentně mezi 13. a 14. magnitudou po celé 20. století.
Období od maxima do maxima nebo minima do minima není konzistentní a může se lišit až o 40 dní po obou stranách průměru. Průměrná doba závisí na použité době pozorování, ale obecně se považuje za 408,7 dne. Existují určité důkazy, že průměrná doba se za poslední tři století zvýšila přibližně o 4 dny. Obměny období u kratších časových období se zdají být spíše náhodné než cyklické, i když je možné, že nárůst sekulárního období není lineární. Změna období je významná pouze při výpočtu pomocí maxim a nikoli při použití minim, která jsou k dispozici pouze pro novější cykly.
Je pozorováno, že se spektrální typ mění během změn jasu, od S6 do S10. Nejstarší spektrální typy se nacházejí při maximálním jasu. Po maximu se síla emisních čar začne zvyšovat. Směrem k minimu se emise stává velmi silnou a objevuje se mnoho neobvyklých zakázaných a molekulárních linií.
Průměr χ Cygni lze měřit přímo pomocí interferometrie . Pozorování ukazují, že průměr se pohybuje od přibližně 19 mas do 26 mas. Změny velikosti jsou téměř ve fázi s jasem a spektrálním typem. Nejmenší velikost je pozorována ve fázi 0,94, což je 30 dní před maximem.
Vzdálenost
Roční paralaxa of × Cygni byla vypočtena na 5,53 mas v novém snížení Hipparcos družicových dat, což odpovídá vzdálenosti 590 světelných let. Paralaxa je jen asi čtvrtina úhlového průměru hvězdy. Statistická míra chyby je přibližně 20%.
Vzdálenost může být také odvozena porovnáním změn úhlového průměru s naměřenou radiální rychlostí v atmosféře. To dává paralaxu 5,9 mas s podobnou přesností jako přímé měření, což odpovídá vzdálenosti 550 světelných let.
Starší studie obecně odvozovaly menší vzdálenosti, například 345, 370 nebo 430 světelných let. Původní paralaxa vypočtená z měření Hipparcos byla 9,43 mas, což naznačuje vzdálenost 346 světelných let.
Porovnáním zdánlivé velikosti χ Cygni s absolutní velikostí vypočítanou ze vztahu periody a svítivosti se získá vzdálenost kompatibilní s nejnovějšími hodnotami paralaxy.
Vlastnosti
χ Cygni je mnohem větší a chladnější než slunce, tak velký, že je i přes nízkou teplotu tisíckrát zářivější. Pulzuje, přičemž poloměr i teplota se mění přibližně po 409 dnech. Teplota se pohybuje od asi 2400 K až 2700 K a poloměr se pohybuje od asi 350 R ☉ až 480 R ☉ . Tyto pulzace způsobují, že se svítivost hvězdy pohybuje od 6 000 L ☉ do 9 000 L ☉ , ale způsobují, že se vizuální jas mění o více než 10 magnitud. Obrovský rozsah vizuální velikosti je vytvořen posunem elektromagnetického záření z infračerveného záření při zvyšování teploty a tvorbou molekul absorbujících vizuální světlo při nízkých teplotách. Alternativní výpočet dává hvězdě chladnější teplotu 2 000 K, svítivost 7 813 L ☉ a odpovídající větší poloměr 737 R ☉ .
Vizuální velikost hvězdy úzce souvisí se změnami spektrálního typu a teploty. Poloměr je téměř antikorelující s teplotou. Minimální poloměr nastává přibližně 30 dní před maximální teplotou. Bolometrická variace světelnosti je primárně způsobena změnou velikosti hvězdy, přičemž maximální svítivost nastává asi 57 dní před dosažením maximálního poloměru a nejnižší teploty. Svítivost se mění za čtvrtinu cyklu za vizuálním jasem, což znamená, že hvězda je slabší při maximální svítivosti než při minimální svítivosti.
Hmotnost izolovaných hvězd je obtížné přesně určit. V případě χ Cygni jeho pulzace nabízejí způsob, jak přímo měřit gravitační zrychlení vrstev v atmosféře. Takto změřená hmotnost je 2,1 M ☉ . Použitím vztahu empirické periody / hmotnosti / poloměru pro hvězdy Mira na χ Cygni získá hmotnost 3,1 M ☉ . χ Cygni každoročně ztrácí hmotu rychlostí téměř miliontého M ☉ prostřednictvím hvězdného větru rychlostí 8,5 km / s.
χ Cygni je obvykle klasifikován jako hvězda typu S kvůli pásmům oxidu zirkoničitého a oxidu titaničitého ve svém spektru. Ve srovnání s jinými hvězdami S jsou pásma ZrO slabá a pásma z VO jsou viditelná, takže spektrum je někdy popisováno jako MS, mezi normálním M spektrem a typem S. Ukazuje také spektrální čáry z prvků s-procesu, jako je technecium , produkovaných přirozeně ve hvězdách AGB, jako jsou proměnné Mira. Hvězdy S jsou přechodnou fází mezi hvězdami třídy M, které mají atmosféry s více kyslíkem než uhlíkem, a uhlíkovými hvězdami, které mají ve svých atmosférách více uhlíku. Uhlík je přemisťován do atmosféry třetími bagrováními, ke kterým dochází tepelnými impulsy . Hvězdy S mají poměry C / O mezi asi 0,95 a 1,05. Poměr C / O v atmosféře χ Cygni je 0,95, což odpovídá jeho stavu jako hraniční hvězdy S / MS.
χ Cygni je první hvězdou Mira, která detekovala magnetické pole. Předpokládá se, že velmi slabé magnetické pole, které se normálně nachází v hvězdách AGB, je během pulzací atmosféry hvězdy zesíleno rázovou vlnou.
Vývoj
χ Cygni je světelný a proměnlivý červený obr na větvi asymptotického obra (AGB). To znamená, že vyčerpalo své jádro hélium, ale není dostatečně masivní na to, aby začalo spalovat těžší prvky, a v současné době fúzuje vodík a hélium v soustředných granátech. Konkrétně se jedná o tepelně pulzující část AGB (TP-AGB), ke které dochází, když je heliová skořepina blízko vodíkové skořepiny a podrobuje se periodickým zábleskům, protože na chvíli zastaví fúzi a ze skořápky spalující vodík se hromadí nový materiál.
Hvězdy AGB se stávají zářivějšími, většími a chladnějšími, když ztrácejí hmotu a vnitřní skořápky se přibližují k povrchu. Ztráta hmotnosti se zvyšuje s ubývající hmotou, zvyšuje se svítivost a na povrch se vytěžuje více fúzních produktů. „Vzestupují“ AGB, dokud se hromadná ztráta nestane tak extrémní, že se začne zvyšovat teplota a vstupují do fáze po AGB, až se nakonec stanou bílým trpaslíkem .
Vývoj proměnné Mira by měl způsobit zvýšení jejího období za předpokladu, že zůstane v nestabilní oblasti pulzací. Tento sekulární trend je však přerušen tepelnými impulsy. Tyto tepelné pulsy se odehrávají v desítkách tisíc let od sebe, ale jsou teoretizovány tak, aby vytvářely rychlé změny období po dobu kratší než tisíc let po pulzu. Změny periody detekované pro χ Cygni naznačují konec této rychlé změny z tepelného pulzu. Změny periody mezi impulsy jsou příliš pomalé na to, aby byly detekovány aktuálními pozorováními.
Tepelné impulsy na TP-AGB produkují postupně dramatičtější změny až do konce fáze AGB. Každý puls způsobuje vnitřní nestabilitu, která spouští konvekci z povrchu směrem k vodíkovému plášti. Když je tato konvekční zóna dostatečně hluboká, přesune fúzní produkty z pláště na povrch. Toto je známé jako třetí hloubení, i když může existovat několik třetích hloubení. Vzhled těchto fúzních produktů na povrchu je zodpovědný za změnu hvězdy M na hvězdu S a nakonec na hvězdu uhlíkovou .
Počáteční hmotnost a věk hvězdy AGB je obtížné odvodit přesně. Mezilehlé hmotné hvězdy ztrácejí do začátku AGB relativně malou hmotnost, méně než 10%, ale mají velkou hromadnou ztrátu na AGB, zejména na TP-AGB. Hvězdy s velmi odlišnou počáteční hmotností mohou na AGB vykazovat velmi podobné vlastnosti. Hvězdě původně s 3 M ☉ bude trvat přibližně 400 milionů let, než dosáhne AGB, poté přibližně 6 milionů let, než dosáhne TP-AGB, a stráví jeden milion let ve fázi TP-AGB. Ztratí přibližně 0,1 M ☉ před TP-AGB a 0,5 M ☉ na TP-AGB. Uhlík-kyslíkové jádro 0,6 M ☉ se stane bílým trpaslíkem a zbývající obálka bude prohozena, aby se mohla stát planetární mlhovinou .