Chi Cygni (latinizado de χ Cygni) es una estrella variable Mira en la constelación de Cygnus , y también una estrella de tipo S. Está a unos 500 años luz de distancia.
χ Cygni es una estrella gigante asintótica , una gigante roja muy fría y luminosa que se acerca al final de su vida. Se descubrió que era una estrella variable en 1686 y su magnitud visual aparente varía desde 3,3 hasta 14,2, lo que corresponde a un factor de brillo de más de 20 000. Solo es visible a simple vista durante un breve período cerca de cada máximo.
Flamsteed registró que su estrella 17 Cygni era la χ Cygni de Bayer . Se supone que χ no era visible en ese momento, pero no hay más información y la discrepancia no se advirtió hasta 1816. [10] Bayer había registrado a χ Cygni como una estrella de magnitud 4, presumiblemente cerca del brillo máximo. [11]
El astrónomo Gottfried Kirch descubrió la variabilidad de χ Cygni en 1686. Mientras investigaba esa zona del cielo para observar Nova Vulpeculae , notó que faltaba la estrella marcada como χ en el atlas Uranometria de Bayer . Continuó monitoreando el área y el 19 de octubre de 1686 la registró con magnitud 5. [12]
Kirch consideró a χ Cyg como una variable regular con un período de 404,5 días, pero rápidamente se observó que tanto el período como la amplitud variaban considerablemente de un ciclo a otro. Thomas Dick , LL.D, escribe: [13]
"Maraldi y Cassini han establecido el período de esta estrella en 405 días; pero, a partir de la media de las observaciones del señor Pigot, parece ser de sólo 392, o como máximo 396,7/8 días."Los detalles relativos al mismo son,
"Está situado en el cuello [de la constelación del Cisne], y casi equidistante de Beta y Gamma , y al sur-oeste de Deneb , a una distancia de unos doce grados, y está marcado como Chi ".
- Cuando está en su máximo brillo, no sufre ningún cambio perceptible durante quince días.
- Tarda unos tres meses y medio en aumentar desde la undécima magnitud hasta su brillo máximo, y lo mismo en disminuir; por lo que puede considerarse invisible durante seis meses.
- No siempre alcanza el mismo grado de brillo, siendo a veces de quinta y a veces de séptima magnitud.
Hasta el siglo XIX, la estrella fue observada sólo esporádicamente. Argelander y Schmidt realizaron una serie continua de observaciones entre 1845 y 1884. Éstas fueron las primeras series de observaciones que mostraron los mínimos de las variaciones de luz. Desde principios del siglo XX, ha sido monitoreada de cerca por múltiples observadores. [14]
Los primeros espectros de χ Cygni sólo se pudieron tomar cerca del máximo de luz. Muestran líneas de absorción débiles, con líneas de emisión brillantes superpuestas, [15] y se clasificó típicamente como alrededor de M6e en el máximo brillo. [16] Después de que se introdujo la clase S, χ Cygni se consideró intermedia entre la clase M y la clase S, por ejemplo, S5e o M6-M8e. [17] Espectros posteriores más sensibles cerca del mínimo dieron tipos espectrales tan tardíos como M10 [18] o S10,1e. [19] Bajo el sistema de clasificación revisado para estrellas S, diseñado para reflejar mejor la gradación entre estrellas M y estrellas de carbono, χ Cygni en el máximo normal se clasificó como S6 Zr2 Ti6 o S6+/1e, considerado equivalente a MS6+. Los tipos espectrales en diferentes fases de variación variaron de S6/1e a S9/1-e, aunque no se tomaron mediciones en el mínimo brillo. [3]
Se detectaron máseres de SiO de χ Cygni en 1975. [20] La emisión de H 2 O de la atmósfera de χ Cygni se detectó en 2010, pero no se han encontrado máseres de H 2 O. [21]
χ Cygni muestra una de las mayores variaciones en magnitud aparente de cualquier estrella variable pulsante . [22] Los extremos observados son 3,3 y 14,2 respectivamente, una variación de más de 10.000 veces en brillo. [2] El brillo máximo medio es de magnitud 4,8 y el mínimo medio es de magnitud 13,4. La forma de la curva de luz es bastante constante de un ciclo a otro, siendo el ascenso más pronunciado que la caída. Hay un "bache" aproximadamente a mitad de camino entre el mínimo y el máximo, donde el aumento de brillo se ralentiza temporalmente antes de subir muy rápidamente hasta el máximo. [23] El ascenso y el bache más rápidos son características comunes en las curvas de luz de las variables Mira con períodos superiores a 300 días. [24] El tiempo de ascenso es del 41 al 45 % del tiempo de caída. [23]
Tanto la magnitud máxima como la mínima varían considerablemente de un ciclo a otro: los máximos pueden ser más brillantes que una magnitud de 4,0 o más débiles que una magnitud de 6,0, y los mínimos más débiles que una magnitud de 14,0 o más brillantes que una magnitud de 11,0. El máximo de 2015 puede haber sido el más débil jamás observado, apenas alcanzando una magnitud de 6,5 [25], mientras que menos de 10 años antes el máximo de 2006 fue el más brillante en más de un siglo con una magnitud de 3,8 [26] . Algunos de los supuestos mínimos más brillantes pueden deberse simplemente a una cobertura observacional incompleta [12] . Los datos de largo plazo de BAA y AAVSO muestran mínimos consistentemente entre magnitudes 13 y 14 a lo largo del siglo XX [23] .
El período de máximo a máximo o de mínimo a mínimo no es constante y puede variar hasta 40 días a ambos lados de la media. El período medio depende del período de observaciones utilizado, pero generalmente se considera que es de 408,7 días. Hay cierta evidencia de que el período medio ha aumentado alrededor de 4 días en los últimos tres siglos. Las variaciones del período en escalas de tiempo más cortas parecen ser aleatorias en lugar de cíclicas, aunque es posible que el aumento del período secular no sea lineal. El cambio del período solo es significativo cuando se calcula utilizando los máximos y no cuando se utilizan los mínimos, que solo están disponibles para ciclos más recientes. [12]
Se observa que el tipo espectral varía durante los cambios de brillo, desde S6 hasta S10. Los primeros tipos espectrales se encuentran en el brillo máximo. Después del máximo, la intensidad de las líneas de emisión comienza a aumentar. Hacia el mínimo, la emisión se vuelve muy fuerte y aparecen muchas líneas prohibidas y moleculares inusuales. [27]
El diámetro de χ Cygni se puede medir directamente mediante interferometría . Las observaciones muestran que el diámetro varía de alrededor de 19 mas a 26 mas. Los cambios de tamaño están casi en fase con el brillo y el tipo espectral. El tamaño más pequeño se observa en la fase 0,94, que es 30 días antes del máximo. [7]
La paralaje anual de χ Cygni se ha calculado en 5,53 mas en la nueva reducción de los datos del satélite Hipparcos , lo que corresponde a una distancia de 590 años luz. El paralaje es sólo alrededor de un cuarto del diámetro angular de la estrella. El margen de error estadístico es de alrededor del 20%. [1]
La distancia también se puede obtener comparando los cambios en el diámetro angular con la velocidad radial medida en la atmósfera. Esto da un paralaje de 5,9 mas con una precisión similar a la de la medición directa, correspondiente a una distancia de 550 años luz. [7]
Estudios más antiguos generalmente derivaban distancias más pequeñas, como 345, [28] 370, [29] o 430 años luz. [30] La paralaje original calculada a partir de las mediciones de Hipparcos fue de 9,43 mas, lo que indica una distancia de 346 años luz. [31]
Comparando la magnitud aparente de χ Cygni con una magnitud absoluta calculada a partir de la relación período-luminosidad se obtiene una distancia compatible con los últimos valores de paralaje. [7]
χ Cygni es mucho más grande y más fría que el Sol, tan grande que es miles de veces más luminosa a pesar de su baja temperatura. Pulsa, y tanto el radio como la temperatura varían a lo largo de aproximadamente 409 días. La temperatura varía de unos 2.400 K a unos 2.700 K y el radio varía de unos 350 R ☉ a 480 R ☉ . Estas pulsaciones hacen que la luminosidad de la estrella varíe de unos 6.000 L ☉ a 9.000 L ☉ , pero hacen que el brillo visual varíe en más de 10 magnitudes. [7] El enorme rango de magnitud visual se crea por un cambio de la radiación electromagnética desde el infrarrojo a medida que aumenta la temperatura, y por la formación a temperaturas frías de moléculas que absorben la luz visible. [32]
La magnitud visual de la estrella está estrechamente relacionada con los cambios en el tipo espectral y la temperatura. El radio está casi anticorrelacionada con la temperatura. El radio mínimo ocurre aproximadamente 30 días antes de la temperatura máxima. La variación de la luminosidad bolométrica está impulsada principalmente por el cambio en el tamaño de la estrella, y la luminosidad máxima ocurre aproximadamente 57 días antes de que se alcancen el radio máximo y la temperatura más baja. La luminosidad varía más de un cuarto de ciclo por detrás del brillo visual, lo que significa que la estrella es más débil en la luminosidad máxima que en la luminosidad mínima. [7]
La masa de las estrellas aisladas es difícil de determinar con precisión. En el caso de χ Cygni, sus pulsaciones ofrecen una manera de medir directamente la aceleración gravitacional de las capas de la atmósfera. La masa medida de esta manera es 2,1 M ☉ . Aplicando una relación empírica de período/masa/radio para las estrellas Mira a χ Cygni se obtiene una masa de 3,1 M ☉ . [7] χ Cygni está perdiendo masa a un ritmo de casi una millonésima de M ☉ cada año a través de un viento estelar de 8,5 km/s. [33]
χ Cygni se clasifica generalmente como una estrella de tipo S debido a las bandas de óxido de circonio y óxido de titanio en su espectro. En comparación con otras estrellas S, las bandas de ZrO son débiles y las bandas de VO son visibles, por lo que el espectro a veces se describe como MS, intermedio entre un espectro M normal y el tipo S. También muestra líneas espectrales de elementos del proceso s como el tecnecio , producido naturalmente en estrellas AGB como las variables Mira. [34] [35] Las estrellas S son una fase intermedia entre las estrellas de clase M que tienen atmósferas con más oxígeno que carbono, y las estrellas de carbono que tienen más carbono en sus atmósferas. El carbono se mueve hacia la atmósfera por terceros dragados que ocurren con pulsos térmicos . Las estrellas S tienen relaciones C/O entre aproximadamente 0,95 y 1,05. [36] La relación C/O en la atmósfera de χ Cygni es 0,95, en consonancia con su estado como una estrella S/MS límite. [28]
χ Cygni es la primera estrella Mira en la que se ha detectado un campo magnético. Se cree que el campo magnético muy débil que normalmente se encuentra en las estrellas AGB se ve amplificado por la onda de choque durante las pulsaciones de la atmósfera de la estrella. [37]
χ Cygni es una gigante roja luminosa y variable en la rama asintótica gigante (AGB). Esto significa que ha agotado el helio de su núcleo, pero no es lo suficientemente masiva como para comenzar a quemar elementos más pesados y actualmente está fusionando hidrógeno y helio en capas concéntricas. [38] Específicamente, se encuentra en la parte de la AGB que pulsa térmicamente (TP-AGB), lo que ocurre cuando la capa de helio está cerca de la capa de hidrógeno y sufre destellos periódicos a medida que detiene la fusión por un tiempo y se acumula material nuevo de la capa que quema hidrógeno. [39]
Las estrellas AGB se vuelven más luminosas, más grandes y más frías a medida que pierden masa y sus capas internas se acercan a la superficie. La pérdida de masa aumenta a medida que la masa disminuye, la luminosidad aumenta y más productos de fusión son arrastrados a la superficie. Estos "ascienden" por la AGB hasta que la pérdida de masa se vuelve tan extrema que comienzan a aumentar de temperatura y entran en la fase post-AGB, para finalmente convertirse en una enana blanca . [38]
La evolución de una variable Mira debería hacer que su período aumente, suponiendo que se mantenga en la región inestable de pulsaciones. Sin embargo, esta tendencia secular se ve interrumpida por los pulsos térmicos. Estos pulsos térmicos se producen con decenas de miles de años de diferencia, pero se cree que producen cambios rápidos de período en menos de mil años después del pulso. Los cambios de período detectados para χ Cygni sugieren el final de ese cambio rápido a partir de un pulso térmico. Los cambios de período entre pulsos son demasiado lentos para ser detectados con las observaciones actuales. [40] [41]
Los pulsos térmicos en la TP-AGB producen cambios progresivamente más dramáticos hasta el final de la fase AGB. [41] Cada pulso causa una inestabilidad interna que desencadena la convección desde la superficie hacia la capa de hidrógeno. Cuando esta zona de convección se vuelve lo suficientemente profunda, mueve los productos de fusión desde la capa hacia la superficie. Esto se conoce como el tercer dragado, aunque puede haber varios terceros dragados. La aparición de estos productos de fusión en la superficie es responsable del cambio de una estrella M a una estrella S y, finalmente, a una estrella de carbono . [42]
La masa inicial y la edad de una estrella AGB son difíciles de obtener con precisión. Las estrellas de masa intermedia pierden relativamente poca masa, menos del 10%, hasta el comienzo de la AGB, pero tienen una fuerte pérdida de masa en la AGB, especialmente en la TP-AGB. Las estrellas con masas iniciales muy diferentes pueden mostrar propiedades muy similares en la AGB. Una estrella inicialmente con 3 M ☉ tardará alrededor de 400 millones de años en alcanzar la AGB, luego alrededor de 6 millones de años en alcanzar la TP-AGB y pasará un millón de años en la fase TP-AGB. Perderá alrededor de 0,1 M ☉ antes de la TP-AGB y 0,5 M ☉ en la TP-AGB. El núcleo de carbono-oxígeno de 0,6 M ☉ se convertirá en una enana blanca y la envoltura restante se desprenderá para posiblemente convertirse en una nebulosa planetaria . [43]