Войти
  Местоположение χ Cygni (обведено) | |
| Данные наблюдений. Epoch J2000 Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Лебедь |
| Прямое восхождение | 19 50 33.92439 |
| Склонение | + 32 ° 54 ′ 50,6097 ″ |
| Видимая звездная величина (V) | 3,3 - 14,2 |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | S6 + / 1e = MS6 + (S6,2e - S10,4e) |
| U − B индекс цвета | - 0,30 - +0,98 |
| B − V индекс цвета | +1,56 - +2,05 |
| Тип переменной | Мира |
| Астрометрия | |
| Лучевая скорость (Rv) | +1,60 км / с |
| Правильное движение (μ) | RA: -20,16 mas /yr. Dec.: -38,34 mas /yr |
| Parallax (π) | 5,53 ± 1,10 mas |
| Расстояние | 553 ly. (169 pc ) |
| Абсолютная звездная величина (MV) | −3,2 - +7,7 |
| Подробнее | |
| Масса | 2,1 + 1,5. −0,7 M☉ |
| Радиус | 348 - 480 R☉ |
| Светимость | 6000 - 9000 L☉ |
| Плотность на поверхности (log g) | 0,49 cgs |
| Температура | 2,441 - 2,742 K |
| Металличность [Fe / H] | -1,00 dex |
| Другие обозначения | |
| χ Cyg, Chi Cyg, HD 187796, BD + 32 ° 3593, HIP 97629, HR 7564, SAO 68943 | |
| Ссылки на базу данных | |
| SIMBAD | данные |
Chi Cygni (латинизированный от χ Cygni) - это переменная звезда Мира в созвездии Лебедь, а также звезда S-типа. Это около 500 световых лет от нас.
χ Cygni - это асимптотическая ветвь гигантов, очень холодный и светящийся красный гигант, срок жизни которого приближается к концу. В 1686 году было обнаружено, что это переменная звезда, и ее видимая визуальная величина варьируется от 3,3 до 14,2.
Иллюстрация Лебедь из Зеркало Урании, с χ, отмеченным как переменная Флемстид, записал, что его звезда 17 Лебедя была звездой Байера. χ Лебедь. Предполагается, что χ не был виден в то время, но дополнительной информации нет, и расхождение не было замечено до 1816 года. Байер записал χ Лебедя как звезду 4-й величины, предположительно близкой к максимальной яркости.
астроном Готфрид Кирх обнаружил изменчивость χ Лебедя в 1686 году. Исследуя эту область неба для наблюдений Новой Vulpeculae, он заметил, что звезда, отмеченная как χ в Байера. Атлас уранометрии отсутствовал. Он продолжал наблюдать за этим районом и 19 октября 1686 года зафиксировал его 5-ю звездную величину.
Кирх считал χ Cyg регулярной переменной с периодом 404,5 дня, но быстро было отмечено, что и период, и амплитуда значительно варьировалась от цикла к циклу. Томас Дик, доктор юридических наук, пишет:
«Период этой звезды был установлен Маральди и Кассини в 405 дней; но, судя по наблюдениям мистера Пиго, он быть всего 392, или самое большее 396-7 / 8 дней."Детали, относящиеся к нему, таковы:
"Он расположен в шея [созвездия Лебедя] и почти равноудалена от Беты и Гаммы, и на юге к западу от Денеба, на расстоянии около двенадцати градусов, и отмечена Хи ».
Затем звезду наблюдали лишь спорадически до 19 века. Непрерывная последовательность наблюдений была проведена Аргеландером и Шмидтом с 1845 по 1884 год. Это была первая серия наблюдений, показывающая минимумы вариаций блеска. С начала 20-го века за ним внимательно наблюдали несколько наблюдателей.
Самые ранние спектры χ Лебедя могли быть получены только вблизи максимального света. На них видны слабые линии поглощения с наложенными яркими эмиссионными линиями, и это обычно классифицировалось как около M6e при максимальной яркости. После того, как был введен класс S, χ Cygni считался промежуточным между классом M и классом S, например S5e или M6-M8e. Позже более чувствительные спектры вблизи минимума дали спектральные классы только M10 или S10,1e. Согласно пересмотренной системе классификации S-звезд, разработанной для лучшего отражения градации между M-звездами и углеродными звездами, χ Cygni в нормальном максимуме классифицируется как S6 Zr2 Ti6 или S6 + / 1e, что считается эквивалентом MS6 +. Спектральные типы на разных фазах изменения варьировались от S6 / 1e до S9 / 1-e, хотя при минимальной яркости измерения не проводились.
SiO-мазеры были обнаружены на χ Cygni в 1975 году. H 2 Эмиссия O из атмосферы χ Лебедя была обнаружена в 2010 году, но мазеры H 2 O не обнаружены.
кривая блеска χ Лебедя с 2006 по 2010 год. находятся в формате ММ / ДД / ГГ. χ Лебедя показывает одно из самых больших изменений видимой величины любой пульсирующей переменной звезды. Наблюдаемые крайние значения составляют 3,3 и 14,2 соответственно, т.е. изменение яркости более чем в 10 000 раз. Средняя максимальная яркость составляет около 4,8 звездной величины, а средний минимум - около 13,4 звездной величины. Форма кривой блеска довольно последовательна от цикла к циклу, причем подъем круче, чем спад. Приблизительно на полпути от минимума к максимуму наблюдается "выпуклость", где увеличение яркости временно замедляется, прежде чем очень быстро подняться до максимума. Более быстрые подъемы и подъемы - общие черты кривых блеска переменных Мира с периодами более 300 дней. Время нарастания составляет 41–45% от времени спада.
И максимальная, и минимальная величина значительно варьируется от цикла к циклу: максимумы могут быть ярче, чем величина 4,0, или слабее, чем 6,0, а минимумы слабее, чем величина 14,0. или ярче 11.0. Максимум 2015 года, возможно, был самым слабым из когда-либо наблюдавшихся, едва достигнув звездной величины 6,5, в то время как менее чем 10 лет назад максимум 2006 года был самым ярким за более чем столетие с звездной величиной 3,8. Некоторые из предполагаемых наиболее ярких минимумов могут быть просто следствием неполного охвата наблюдениями. Долгосрочные данные BAA и AAVSO показывают минимумы последовательно между 13 и 14 величинами на протяжении 20 века.
Период от максимума до максимума или от минимума до минимума не согласуется, и может варьироваться до 40 дней в обе стороны от среднего. Средний период зависит от периода использованных наблюдений, но обычно он составляет 408,7 дней. Есть некоторые свидетельства того, что средний период увеличился примерно на 4 дня за последние три столетия. Вариации периода на более коротких временных масштабах кажутся скорее случайными, чем цикличными, хотя возможно, что вековое увеличение периода не является линейным. Изменение периода является значительным только при вычислении с использованием максимумов, а не при использовании минимумов, которые доступны только для более поздних циклов.
Наблюдается, что спектральный тип изменяется во время изменений яркости, от S6 до S10. Самые ранние спектральные типы обнаруживаются при максимальной яркости. После максимума сила эмиссионных линий начинает увеличиваться. По мере приближения к минимуму излучение становится очень сильным, и появляется много необычных запрещенных и молекулярных линий.
Диаметр χ Лебедя может быть измерен напрямую с помощью интерферометрии. Наблюдения показывают, что диаметр варьируется от 19 до 26 миллисекунд. Изменения размеров почти совпадают по фазе с яркостью и спектральным классом. Наименьший размер наблюдается в фазе 0,94, что за 30 дней до максимума.
годовой параллакс χ Лебедя был рассчитан на уровне 5,53 мсек. Дуги. новое сокращение спутниковых данных Hipparcos, что соответствует расстоянию 590 световых лет. Параллакс составляет всего около четверти углового диаметра звезды. Статистическая погрешность составляет около 20%.
Расстояние также может быть получено путем сравнения изменений углового диаметра с измеренной радиальной скоростью в атмосфере. Это дает параллакс 5,9 мсек. Дуги с точностью, аналогичной прямому измерению, что соответствует расстоянию 550 световых лет.
В более ранних исследованиях обычно были получены меньшие расстояния, такие как 345, 370 или 430 световых лет. Первоначальный параллакс, рассчитанный по измерениям Hipparcos, составлял 9,43 мсек. Дуги, что указывает на расстояние в 346 световых лет.
Сравнение видимой звездной величины χ Лебедя с абсолютной звездной величиной, рассчитанной по соотношению светимость, дает расстояние, совместимое с последними значениями параллакса.
Изменения визуальной величины, температуры, радиуса и болометрической светимости при пульсации χ Лебедя χ Лебедя намного больше и холоднее, чем Солнце, настолько большой, что он в тысячи раз ярче, несмотря на низкую температуру. Он пульсирует, причем радиус и температура меняются в течение примерно 409 дней. Температура изменяется от примерно 2400 K до примерно 2700 K, а радиус варьируется от примерно 350 R☉до 480 R☉. Эти пульсации заставляют светимость звезды варьироваться от примерно 6000 L☉до 9000 L☉, но они вызывают изменение визуальной яркости более чем на 10 звездных величин. Огромный диапазон визуальной величины создается за счет смещения электромагнитного излучения от инфракрасного при повышении температуры, а также за счет образования при низких температурах молекул, поглощающих визуальный свет. Альтернативный расчет дает звезде более прохладную температуру 2 000 K, светимость 7 813 L☉и соответственно больший радиус 737 R☉.
. Визуальная величина звезды тесно связана с изменениями в спектральном классе и температуре. Радиус почти антикоррелирован с температурой. Минимальный радиус достигается примерно за 30 дней до максимальной температуры. Изменение болометрической светимости в первую очередь обусловлено изменением размера звезды, при этом максимальная светимость происходит примерно за 57 дней до достижения максимального радиуса и минимальной температуры. Светимость меняется на четверть цикла позади визуальной яркости, что означает, что звезда слабее при максимальной яркости, чем при минимальной.
Трудно определить массу изолированных звезд. В случае χ Cygni его пульсации предлагают способ непосредственно измерить ускорение свободного падения слоев в атмосфере. Масса, измеренная таким образом, составляет 2,1 M☉. Применение эмпирического соотношения период / масса / радиус для звезд Мира к χ Лебедя дает массу 3,1 M☉. χ Лебедя теряет массу со скоростью почти миллионную M☉каждый год из-за звездного ветра со скоростью 8,5 км / с.
χ Лебедя обычно классифицируется как S звезда типа из-за полос оксида циркония и оксида титана в ее спектре. По сравнению с другими S-звездами, полосы ZrO слабые, а полосы от VO видны, поэтому спектр иногда описывается как MS, промежуточный между нормальным M-спектром и S-типом. Он также показывает спектральные линии от элементов s-процесса, таких как технеций, естественным образом образующихся в звездах AGB, таких как переменные Мира. S-звезды являются промежуточной фазой между звездами класса M, в атмосфере которых больше кислорода, чем углерода, и углеродными звездами, в атмосфере которых больше углерода. Углерод перемещается в атмосферу третьими драгами, которые происходят с тепловыми импульсами. S-звезды имеют отношение C / O от 0,95 до 1,05. Отношение C / O в атмосфере χ Лебедя составляет 0,95, что соответствует ее статусу пограничной звезды S / MS.
χ Cygni - первая звезда Мира, у которой обнаружено магнитное поле. Считается, что очень слабое магнитное поле, обычно обнаруживаемое в звездах AGB, усиливается ударной волной во время пульсаций атмосферы звезды.
Эволюционный трек для звезды промежуточной массы, подобной χ Cygni χ Cygni - светящийся и переменный красный гигант на ветви асимптотических гигантов (AGB). Это означает, что он исчерпал свой основной гелий, но недостаточно массивен, чтобы начать сжигать более тяжелые элементы, и в настоящее время синтезирует водород и гелий в концентрических оболочках. В частности, он находится на термически пульсирующей части AGB (TP-AGB), которая возникает, когда гелиевая оболочка приближается к водородной оболочке и подвергается периодическим миганиям, поскольку он на время останавливает синтез, и новый материал накапливается из оболочка, сжигающая водород.
Звезды AGB становятся более яркими, крупными и холодными по мере того, как они теряют массу, а внутренние оболочки перемещаются ближе к поверхности. Потеря массы увеличивается по мере уменьшения массы, увеличения яркости и увеличения количества продуктов плавления, поднимающихся на поверхность. Они «поднимаются» на AGB до тех пор, пока потеря массы не станет настолько экстремальной, что они начнут повышаться в температуре и войдут в фазу после AGB, в конечном итоге превратившись в белый карлик.
Эволюция переменной Mira должна вызвать ее период увеличиваться, если предположить, что он остается в неустойчивой области пульсаций. Однако этот вековой тренд прерывается тепловыми импульсами. Эти тепловые импульсы происходят с интервалом в десятки тысяч лет, но предполагается, что они вызывают быстрые изменения периода менее чем через тысячу лет после импульса. Изменения периода, обнаруженные для χ Лебедя, указывают на окончание этого быстрого изменения теплового импульса. Изменения периода между импульсами слишком медленные, чтобы их можно было обнаружить с помощью текущих наблюдений.
Тепловые импульсы на TP-AGB производят все более резкие изменения до конца фазы AGB. Каждый импульс вызывает внутреннюю нестабильность, которая вызывает конвекцию от поверхности к водородной оболочке. Когда эта зона конвекции становится достаточно глубокой, продукты плавления перемещаются от оболочки к поверхности. Это известно как третья выемка грунта, хотя может быть и несколько третьих выемок. Появление этих продуктов термоядерного синтеза на поверхности отвечает за превращение M-звезды в S-звезду и, в конечном итоге, на углеродную звезду.
. Начальную массу и возраст AGB-звезды сложно определить точно. Звезды со средней массой теряют сравнительно небольшую массу, менее 10%, до начала AGB, но имеют сильную потерю массы на AGB, особенно TP-AGB. Звезды с очень разными начальными массами могут показывать очень похожие свойства на AGB. Звезде с исходным 3 M☉потребуется около 400 миллионов лет, чтобы достичь AGB, затем около 6 миллионов лет, чтобы достичь TP-AGB, и провести один миллион лет в фазе TP-AGB. Он потеряет примерно 0,1 M☉перед TP-AGB и 0,5 M☉на TP-AGB. Углеродно-кислородное ядро 0,6 M☉превратится в белый карлик, а оставшаяся оболочка будет сброшена и, возможно, станет планетарной туманностью.
