Chi Cygni - Chi Cygni
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| Beobachtungsdaten Epoche J2000 Equinox J2000 |
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|---|---|
| Konstellation | Cygnus |
| Richtiger Aufstieg | 19 h 50 m 33,92439 s |
| Deklination | + 32 ° 54 '50 .6097 '' |
| Scheinbare Größe (V) | 3.3 - 14.2 |
| Eigenschaften | |
| Spektraltyp | S6 + / 1e = MS6 + (S6,2e - S10,4e) |
| U - B Farbindex | -0,30 - +0,98 |
| B - V Farbindex | +1,56 - +2,05 |
| Variablentyp | Mira |
| Astrometrie | |
| Radialgeschwindigkeit (R v ) | +1,60 km / s |
| Richtige Bewegung (μ) | RA: -20,16 mas / Jahr Dez.: -38,34 mas / Jahr |
| Parallaxe (π) | 5,53 ± 1,10 mas |
| Entfernung | 553 ly (169 pc ) |
| Absolute Größe (M V ) | -3,2 - +7,7 |
| Einzelheiten | |
| Masse |
2.1 +1,5 - 0,7 M ☉ |
| Radius | 348 - 480 R ☉ |
| Helligkeit | 6.000 - 9.000 L ☉ |
| Oberflächengravitation (log g ) | 0,49 cgs |
| Temperatur | 2.441 - 2.742 K. |
| Metallizität [Fe / H] | -1,00 dex |
| Andere Bezeichnungen | |
| Datenbankreferenzen | |
| SIMBAD | Daten |
Chi Cygni (latinisiert von & chi; Cygni) ist eine Mira veränderlichen Stern in der Konstellation Cygnus , und auch ein S-Typ - Stern . Es ist ungefähr 500 Lichtjahre entfernt.
χ Cygni ist ein asymptotischer Riesenaststern , ein sehr kühler und leuchtender roter Riese, der sich dem Ende seines Lebens nähert. Es wurde 1686 als variabler Stern entdeckt und seine scheinbare visuelle Größe variiert von 3,3 bis 14,2.
Geschichte
Flamsteed aufgezeichnet , dass sein Stern 17 Cygni war Bayer Cygni χ ‚s. Es wird angenommen, dass χ zu diesem Zeitpunkt nicht sichtbar war, aber es gibt keine weiteren Informationen und die Diskrepanz wurde erst 1816 bemerkt. Bayer hatte χ Cygni als Stern der 4. Größe aufgezeichnet, vermutlich nahe der maximalen Helligkeit.
Der Astronom Gottfried Kirch entdeckte 1686 die Variabilität von χ Cygni. Als er diesen Bereich des Himmels nach Beobachtungen von Nova Vulpeculae untersuchte , stellte er fest, dass der im Bayer- Uranometria-Atlas als χ markierte Stern fehlte. Er überwachte das Gebiet weiter und zeichnete es am 19. Oktober 1686 in der 5. Größenordnung auf.
Kirch betrachtete χ Cyg als reguläre Variable mit einem Zeitraum von 404,5 Tagen, aber es wurde schnell festgestellt, dass sowohl der Zeitraum als auch die Amplitude von Zyklus zu Zyklus erheblich variierten. Thomas Dick , LL.D, schreibt:
"Die Periode dieses Sterns wurde von Maraldi und Cassini auf 405 Tage festgelegt; nach dem Mittelwert der Beobachtungen von Mr. Pigot scheint sie jedoch nur 392 oder höchstens 396-7 / 8 Tage zu betragen."Die Einzelheiten, die sich darauf beziehen, sind:
- Bei voller Helligkeit ändert es sich vierzehn Tage lang nicht merklich.
- Es dauert ungefähr dreieinhalb Monate, um von der elften Größe auf ihre volle Helligkeit zuzunehmen, und das Gleiche, um abzunehmen; Aus diesem Grund kann es während sechs Monaten als unsichtbar angesehen werden.
- Es erreicht nicht immer den gleichen Glanzgrad, manchmal von der fünften und manchmal von der siebten Größe.
"Es befindet sich im Nacken [der Schwan-Konstellation] und ist fast gleich weit entfernt von Beta und Gamma und südwestlich von Deneb in einer Entfernung von etwa zwölf Grad. Es ist mit Chi gekennzeichnet ."
Der Stern wurde dann nur sporadisch bis ins 19. Jahrhundert beobachtet. Eine kontinuierliche Folge von Beobachtungen wurde von Argelander und Schmidt von 1845 bis 1884 gemacht. Dies war die erste Reihe von Beobachtungen, die die Minima der Lichtvariationen zeigten. Seit Beginn des 20. Jahrhunderts wurde es von mehreren Beobachtern genau überwacht.
Die frühesten Spektren von χ Cygni konnten nur in der Nähe des maximalen Lichts aufgenommen werden. Sie zeigen schwache Absorptionslinien mit überlagerten hellen Emissionslinien, und sie wurden typischerweise bei maximaler Helligkeit als um M6e klassifiziert. Nach Einführung der S-Klasse wurde χ Cygni als Zwischenstufe zwischen Klasse M und Klasse S angesehen, beispielsweise entweder S5e oder M6-M8e. Später ergaben empfindlichere Spektren nahe dem Minimum Spektraltypen erst bei M10 oder S10,1e. Nach dem überarbeiteten Klassifizierungssystem für S-Sterne, das die Abstufung zwischen M-Sternen und Kohlenstoffsternen besser widerspiegeln soll, wurde χ Cygni beim normalen Maximum als S6 Zr2 Ti6 oder S6 + / 1e klassifiziert, was als äquivalent zu MS6 + angesehen wird. Die Spektraltypen in verschiedenen Variationsphasen reichten von S6 / 1e bis S9 / 1-e, obwohl bei minimaler Helligkeit keine Messungen durchgeführt wurden.
SiO-Masern wurden 1975 in χ Cygni nachgewiesen. 2010 wurde eine H 2 O-Emission aus χ Cygnis Atmosphäre nachgewiesen, H 2 O-Masern wurden jedoch nicht gefunden.
Variabilität
χ Cygni zeigt eine der größten Variationen in der scheinbaren Größe eines pulsierenden variablen Sterns. Die beobachteten Extreme sind 3,3 bzw. 14,2, eine mehr als 10.000-fache Helligkeitsschwankung. Die mittlere maximale Helligkeit beträgt ungefähr 4,8 und das mittlere Minimum ungefähr 13,4. Die Form der Lichtkurve ist von Zyklus zu Zyklus ziemlich konsistent, wobei der Anstieg steiler als der Abfall ist. Ungefähr auf halbem Weg vom Minimum zum Maximum gibt es eine "Beule", bei der sich die Helligkeitszunahme vorübergehend verlangsamt, bevor sie sehr schnell zum Maximum ansteigt. Der schnellere Anstieg und Stoß sind gemeinsame Merkmale in den Lichtkurven von Mira-Variablen mit Zeiträumen von mehr als 300 Tagen. Die Anstiegszeit beträgt 41–45% der Abfallzeit.
Sowohl die maximale als auch die minimale Größe variieren von Zyklus zu Zyklus erheblich: Maxima können heller als Magnitude 4,0 oder schwächer als 6,0 und Minima schwächer als Magnitude 14,0 oder heller als Magnitude 11,0 sein. Das Maximum von 2015 war möglicherweise das schwächste, das jemals beobachtet wurde, und erreichte kaum die Stärke 6,5, während das Maximum von 2006 weniger als 10 Jahre zuvor mit einer Stärke von 3,8 das hellste seit über einem Jahrhundert war. Einige der vermeintlich hellsten Minima können einfach auf eine unvollständige Beobachtungsabdeckung zurückzuführen sein. Langfristige BAA- und AAVSO- Daten zeigen Minima, die im gesamten 20. Jahrhundert konsistent zwischen etwa 13 und 14 liegen.
Der Zeitraum von Maximum zu Maximum oder Minimum zu Minimum ist nicht konsistent und kann zu beiden Seiten des Mittelwerts um bis zu 40 Tage variieren. Der mittlere Zeitraum hängt vom verwendeten Beobachtungszeitraum ab, wird jedoch im Allgemeinen mit 408,7 Tagen angenommen. Es gibt Hinweise darauf, dass sich die durchschnittliche Periode in den letzten drei Jahrhunderten um etwa 4 Tage erhöht hat. Periodenvariationen auf kürzeren Zeitskalen scheinen eher zufällig als zyklisch zu sein, obwohl es möglich ist, dass die Zunahme der säkularen Periode nicht linear ist. Die Periodenänderung ist nur signifikant, wenn sie unter Verwendung der Maxima berechnet wird und nicht, wenn die Minima verwendet werden, die nur für neuere Zyklen verfügbar sind.
Es wird beobachtet, dass der Spektraltyp während der Helligkeitsänderungen von S6 bis S10 variiert. Die frühesten Spektraltypen werden bei maximaler Helligkeit gefunden. Nach dem Maximum beginnt die Stärke der Emissionslinien zuzunehmen. In Richtung Minimum wird die Emission sehr stark und es erscheinen viele ungewöhnliche verbotene und molekulare Linien.
Der Durchmesser von χ Cygni kann direkt mittels Interferometrie gemessen werden . Beobachtungen zeigen, dass der Durchmesser zwischen 19 und 26 Mas variiert. Die Größenänderungen sind nahezu in Phase mit der Helligkeit und dem Spektraltyp. Die kleinste Größe wird in Phase 0,94 beobachtet, die 30 Tage vor dem Maximum liegt.
Entfernung
Die jährliche Parallaxe von χ Cygni wurde bei der neuen Reduktion der Hipparcos- Satellitendaten, die einer Entfernung von 590 Lichtjahren entspricht, auf 5,53 mas berechnet . Die Parallaxe beträgt nur etwa ein Viertel des Winkeldurchmessers des Sterns. Die statistische Fehlerquote beträgt ca. 20%.
Der Abstand kann auch durch Vergleichen von Änderungen des Winkeldurchmessers mit der gemessenen Radialgeschwindigkeit in der Atmosphäre abgeleitet werden. Dies ergibt eine Parallaxe von 5,9 mas mit einer ähnlichen Genauigkeit wie die direkte Messung, was einer Entfernung von 550 Lichtjahren entspricht.
Ältere Studien ergaben im Allgemeinen kleinere Entfernungen wie 345, 370 oder 430 Lichtjahre. Die ursprüngliche Parallaxe, die aus Hipparcos-Messungen berechnet wurde, betrug 9,43 mas, was eine Entfernung von 346 Lichtjahren anzeigt.
Der Vergleich der scheinbaren Größe von χ Cygni mit einer absoluten Größe, die aus der Beziehung zwischen Periode und Leuchtkraft berechnet wird, ergibt einen Abstand, der mit den neuesten Parallaxenwerten kompatibel ist.
Eigenschaften
χ Cygni ist viel größer und kühler als die Sonne, so groß, dass es trotz der niedrigen Temperatur tausendmal heller ist. Es pulsiert, wobei sowohl der Radius als auch die Temperatur über ungefähr 409 Tage variieren. Die Temperatur variiert von ungefähr 2.400 K bis ungefähr 2.700 K und der Radius variiert von ungefähr 350 R ☉ bis 480 R ☉ . Diese Pulsationen verursachen die Leuchtkraft des Sterns von etwa 6000 bis variieren L ☉ bis 9.000 L ☉ , aber sie verursachen die visuelle Helligkeit um mehr als 10 Größenordnungen zu variieren. Der enorme visuelle Größenbereich wird durch eine Verschiebung der elektromagnetischen Strahlung vom Infrarot mit steigender Temperatur und durch die Bildung von Molekülen, die visuelles Licht absorbieren, bei kühlen Temperaturen erzeugt. Eine alternative Berechnung ergibt für den Stern eine kühlere Temperatur von 2.000 K, eine Leuchtkraft von 7.813 L ☉ und einen entsprechend größeren Radius von 737 R ☉ .
Die visuelle Größe des Sterns ist eng mit den Änderungen des Spektraltyps und der Temperatur korreliert. Der Radius ist nahezu antikorreliert mit der Temperatur. Der minimale Radius tritt ungefähr 30 Tage vor der maximalen Temperatur auf. Die Variation der bolometrischen Leuchtkraft wird hauptsächlich durch die Änderung der Größe des Sterns bestimmt, wobei die maximale Leuchtkraft etwa 57 Tage vor Erreichen des maximalen Radius und der niedrigsten Temperatur auftritt. Die Leuchtkraft variiert über einen Viertelzyklus hinter der visuellen Helligkeit, was bedeutet, dass der Stern bei maximaler Leuchtkraft schwächer ist als bei minimaler Leuchtkraft.
Die Masse der isolierten Sterne ist schwer genau zu bestimmen. Im Fall von χ Cygni bieten seine Pulsationen eine Möglichkeit, die Gravitationsbeschleunigung von Schichten in der Atmosphäre direkt zu messen. Die auf diese Weise gemessene Masse beträgt 2,1 M ☉ . Die Anwendung einer empirischen Beziehung zwischen Periode, Masse und Radius für Mira-Sterne auf χ Cygni ergibt eine Masse von 3,1 M ☉ . χ Cygni verliert jedes Jahr durch einen Sternwind mit 8,5 km / s mit einer Geschwindigkeit von fast einem Millionstel M ☉ an Masse .
χ Cygni wird aufgrund der Banden von Zirkonoxid und Titanoxid in seinem Spektrum normalerweise als Stern vom S-Typ klassifiziert . Im Vergleich zu anderen S-Sternen sind die ZrO-Banden schwach und Banden von VO sichtbar, so dass das Spektrum manchmal als MS beschrieben wird, das zwischen einem normalen M-Spektrum und dem S-Typ liegt. Es zeigt auch Spektrallinien von S-Prozess- Elementen wie Technetium , die auf natürliche Weise in AGB-Sternen wie Mira-Variablen erzeugt werden. S-Sterne sind eine Zwischenphase zwischen Sternen der M-Klasse, deren Atmosphäre mehr Sauerstoff als Kohlenstoff enthält, und Kohlenstoffsternen, deren Atmosphäre mehr Kohlenstoff enthält. Der Kohlenstoff wird durch dritte Baggerarbeiten, die mit thermischen Impulsen auftreten, in die Atmosphäre transportiert . S-Sterne haben C / O-Verhältnisse zwischen etwa 0,95 und 1,05. Das C / O-Verhältnis in χ Cygnis Atmosphäre beträgt 0,95, was mit seinem Status als Grenzlinien-S / MS-Stern übereinstimmt.
χ Cygni ist der erste Mira-Stern, bei dem ein Magnetfeld erkannt wurde. Es wird angenommen, dass das sehr schwache Magnetfeld, das normalerweise in AGB-Sternen zu finden ist, durch die Stoßwelle während der Pulsationen der Sternatmosphäre verstärkt wird.
Evolution
χ Cygni ist ein leuchtender und variabler roter Riese auf dem asymptotischen Riesenzweig (AGB). Dies bedeutet, dass es sein Kernhelium erschöpft hat, aber nicht massiv genug ist, um schwerere Elemente zu verbrennen, und derzeit Wasserstoff und Helium in konzentrischen Schalen verschmilzt. Insbesondere befindet es sich auf dem thermisch pulsierenden Teil der AGB (TP-AGB), der auftritt, wenn sich die Heliumhülle in der Nähe der Wasserstoffhülle befindet und periodische Blitze erfährt, wenn sie eine Zeitlang die Fusion stoppt und sich neues Material aus der Wasserstoffverbrennungshülle ansammelt.
AGB-Sterne werden leuchtender, größer und kühler, wenn sie an Masse verlieren und die inneren Schalen näher an die Oberfläche rücken. Der Massenverlust nimmt zu, wenn die Masse abnimmt, die Leuchtkraft zunimmt und mehr Schmelzprodukte an die Oberfläche ausgebaggert werden. Sie "steigen" die AGB auf, bis der Massenverlust so extrem wird, dass sie anfangen, die Temperatur zu erhöhen und in die Post-AGB-Phase eintreten, um schließlich ein weißer Zwerg zu werden .
Die Entwicklung einer Mira-Variablen sollte dazu führen, dass sich ihre Periode erhöht, vorausgesetzt, sie bleibt im instabilen Bereich der Pulsationen. Dieser weltliche Trend wird jedoch durch die thermischen Impulse unterbrochen. Diese thermischen Impulse treten im Abstand von Zehntausenden von Jahren auf, es wird jedoch angenommen, dass sie über weniger als tausend Jahre nach dem Impuls schnelle Periodenänderungen erzeugen. Die für χ Cygni festgestellten Periodenänderungen lassen auf das Ende dieser schnellen Änderung eines thermischen Impulses schließen. Die Periodenänderungen zwischen den Impulsen sind zu langsam, um mit aktuellen Beobachtungen erfasst zu werden.
Thermische Impulse auf dem TP-AGB erzeugen bis zum Ende der AGB-Phase zunehmend dramatischere Änderungen. Jeder Impuls verursacht eine innere Instabilität, die eine Konvektion von der Oberfläche zur Wasserstoffhülle auslöst. Wenn diese Konvektionszone tief genug wird, bewegt sie Fusionsprodukte von der Schale zur Oberfläche. Dies ist als dritter Bagger bekannt, obwohl es mehrere dritte Baggerarbeiten geben kann. Das Auftreten dieser Fusionsprodukte an der Oberfläche ist für den Wechsel eines M-Sterns zu einem S-Stern und letztendlich zu einem Kohlenstoffstern verantwortlich .
Die anfängliche Masse und das Alter eines AGB-Sterns sind schwer genau abzuleiten. Sterne mit mittlerer Masse verlieren bis zum Beginn der AGB relativ wenig Masse, weniger als 10%, haben jedoch einen starken Massenverlust an der AGB, insbesondere der TP-AGB. Sterne mit sehr unterschiedlichen Ausgangsmassen können auf der AGB sehr ähnliche Eigenschaften aufweisen. Ein Stern mit anfänglich 3 M ☉ wird ungefähr 400 Millionen Jahre brauchen , um die AGB zu erreichen, dann ungefähr 6 Millionen Jahre, um die TP-AGB zu erreichen, und eine Million Jahre in der TP-AGB-Phase verbringen. Es wird verlieren rund 0,1 M ☉ vor dem TP-AGB und 0,5 M ☉ auf dem TP-AGB. Der Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern von 0,6 M ☉ wird zu einem weißen Zwerg, und die verbleibende Hülle wird abgeworfen, um möglicherweise ein planetarischer Nebel zu werden .