Chi Cygni

Chi Cygni es una estrella variable Mira en la constelación de Cygnus , y también una estrella de tipo S. Su nombre es una designación de Bayer latinizada a partir de χ Cygni , y se abrevia como Chi Cyg o χ Cyg. Se encuentra a unos 500 años luz de distancia.

χ Cygni es una estrella de la rama gigante asintótica , una gigante roja muy fría y luminosa que se acerca al final de su vida. Fue descubierta como estrella variable en 1686 y su magnitud visual aparente varía desde un brillo de 3,3 hasta un brillo de 14,2, lo que corresponde a un factor de brillo superior a 20 000. Solo es visible a simple vista durante un breve período cerca de cada máximo de brillo.

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 notó hasta 1816. ^{[ 11 ]} Bayer había registrado χ Cygni como una estrella de cuarta magnitud, presumiblemente cerca de su brillo máximo. ^{[ 12 ]}

El astrónomo Gottfried Kirch descubrió la variabilidad de χ Cygni en 1686. Mientras investigaba esa zona del cielo para observar Nova Vulpeculae , notó que la estrella marcada como χ en el atlas Uranometria de Bayer no aparecía. Continuó vigilando la zona y el 19 de octubre de 1686 la registró con una magnitud de 5. ^{[ 13 ]}

Kirch consideró a χ Cyg como una variable regular con un período de 404,5 días, pero pronto se observó que tanto el período como la amplitud variaban considerablemente de un ciclo a otro. Thomas Dick , LL.D, escribe: ^{[ 14 ]}

"El período de esta estrella fue determinado por Maraldi y Cassini en 405 días; pero según el promedio de las observaciones del Sr. Pigot, parece ser de solo 392, o como máximo 396 7/8 días."

"Los detalles relativos a ello son:

1. Cuando alcanza su máximo brillo, no experimenta ningún cambio perceptible durante quince días.
2. Tarda aproximadamente 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.
3. No siempre alcanza el mismo grado de brillo, siendo a veces de quinta magnitud y otras veces de séptima.

"Está situada en el cuello [de la constelación del Cisne], casi equidistante de Beta y Gamma , y ​​al suroeste de Deneb , a una distancia de unos doce grados, y está marcada como Chi ."

La estrella fue observada esporádicamente hasta el siglo XIX. Argelander y Schmidt realizaron una serie continua de observaciones entre 1845 y 1884. Estas 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. ^{[ 15 ]}

Los primeros espectros de χ Cygni solo pudieron tomarse cerca del máximo de luz. Muestran líneas de absorción débiles, con líneas de emisión brillantes superpuestas, ^{[ 16 ]} y se clasificó típicamente como alrededor de M6e en el máximo brillo. ^{[ 17 ]} Después de que se introdujo la clase S, χ Cygni se consideró intermedio entre la clase M y la clase S, por ejemplo, S5e o M6-M8e. ^{[ 18 ]} Espectros posteriores más sensibles cerca del mínimo dieron tipos espectrales tan tardíos como M10 ^{[ 19 ]} o S10,1e. ^{[ 20 ]} 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 brillo mínimo. ^{[ 4 ]}

Se detectaron máseres de SiO en χ Cygni en 1975. ^{[ 21 ]} Se detectó emisión de H ₂ O de la atmósfera de χ Cygni en 2010, pero no se han encontrado máseres de H _{2 O.} ^{[ 22 ]}

χ Cygni muestra una de las mayores variaciones en magnitud aparente de cualquier estrella variable pulsante . ^{[ 23 ]} 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 aproximadamente magnitud 4,8, y el mínimo medio es de alrededor de magnitud 13,4. La forma de la curva de luz es bastante consistente de ciclo a ciclo, con un ascenso más pronunciado que una caída. Hay un "pico" aproximadamente a la mitad entre el mínimo y el máximo, donde el aumento de brillo se ralentiza temporalmente antes de subir muy rápidamente hasta el máximo. ^{[ 24 ]} El ascenso más rápido y el pico son características comunes en las curvas de luz de las variables Mira con períodos más largos de 300 días. ^{[ 25 ]} El tiempo de ascenso es 41-45% del tiempo de caída. ^{[ 24 ]}

Tanto la magnitud máxima como la mínima varían considerablemente de un ciclo a otro: los máximos pueden ser más brillantes que la magnitud 4.0 o más débiles que la magnitud 6.0, y los mínimos más débiles que la magnitud 14.0 o más brillantes que la magnitud 11.0. El máximo de 2015 puede haber sido el más débil jamás observado, apenas alcanzando la magnitud 6.5, ^{[ 26 ]} 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. ^{[ 27 ]} Algunos de los supuestos mínimos más brillantes pueden deberse simplemente a una cobertura de observación incompleta. ^{[ 13 ]} Los datos a largo plazo de BAA y AAVSO muestran mínimos consistentemente entre aproximadamente la magnitud 13 y 14 a lo largo del siglo XX. ^{[ 24 ]}

El período entre máximos o mínimos no es constante y puede variar hasta 40 días a cada lado de la media. El período medio depende del período de observaciones utilizado, pero generalmente se considera de 408,7 días. Hay indicios de que el período medio ha aumentado unos 4 días en los últimos tres siglos. Las variaciones del período en escalas temporales más cortas parecen ser aleatorias en lugar de cíclicas, aunque es posible que el aumento secular del período no sea lineal. El cambio de 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. ^{[ 13 ]}

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 intensa y aparecen muchas líneas moleculares y prohibidas inusuales. ^{[ 28 ]}

El diámetro de χ Cygni se puede medir directamente mediante interferometría . Las observaciones muestran que el diámetro varía entre aproximadamente 19 mas y 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. ^{[ 8 ]}

La paralaje anual de χ Cygni se ha calculado en 5,53 mas en la nueva reducción de datos del satélite Hipparcos , lo que corresponde a una distancia de 590 años luz. La paralaje es aproximadamente una cuarta parte del diámetro angular de la estrella. El margen de error estadístico es de aproximadamente el 20 %. ^{[ 1 ]}

La distancia también puede obtenerse comparando los cambios en el diámetro angular con la velocidad radial medida en la atmósfera. Esto proporciona una paralaje de 5,9 mas con una precisión similar a la de la medición directa, lo que corresponde a una distancia de 550 años luz. ^{[ 8 ]}

Los estudios más antiguos generalmente derivaron distancias más pequeñas como 345, ^{[ 29 ]} 370, ^{[ 30 ]} o 430 años luz. ^{[ 31 ]} 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. ^{[ 32 ]}

Al comparar 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. ^{[ 8 ]}

χ Cygni es mucho más grande y 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 en aproximadamente 409 días. La temperatura varía de unos 2400 K a unos 2700 K y el radio varía de unos 350 R☉ a 480 R☉ _. Estas pulsaciones hacen que la luminosidad de la estrella varíe de unos 6000 _L☉ a 9000 L☉ , pero hacen que el brillo visual varíe en más de 10 magnitudes. _[ ^{8 ] El} enorme rango de magnitud visual se crea por un desplazamiento de _la radiación electromagnética desde el infrarrojo a medida que aumenta la temperatura, y por la formación a bajas temperaturas de moléculas que absorben la luz visible. ^{[ 33 ]}    

La magnitud visual de la estrella está estrechamente correlacionada con los cambios en el tipo espectral y la temperatura. El radio está casi inversamente correlacionado con la temperatura. El radio mínimo se produce aproximadamente 30 días antes de la temperatura máxima. La variación de la luminosidad bolométrica se debe principalmente al cambio en el tamaño de la estrella, y la luminosidad máxima se produce unos 57 días antes de que se alcancen el radio máximo y la temperatura mínima. La luminosidad varía más de un cuarto de ciclo por detrás del brillo visual, lo que significa que la estrella es más débil en su luminosidad máxima que en su luminosidad mínima. ^{[ 8 ]}

La masa de las estrellas aisladas es difícil de determinar con precisión. En el caso de χ Cygni, sus pulsaciones ofrecen una forma de medir directamente la aceleración gravitatoria de las capas en la atmósfera. La masa medida de esta manera es de _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☉ . ^{[ 8 ]} χ Cygni está perdiendo masa a una tasa de casi una millonésima _de M☉ cada año a través de un _viento estelar a 8,5 km/s. ^{[ 34 ]}    

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. Comparado 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. ^{[ 35 ] [ 36 ]} 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 a la atmósfera por terceros dragados que ocurren con pulsos térmicos . Las estrellas S tienen relaciones C/O entre aproximadamente 0,95 y 1,05. ^{[ 37 ]} La relación C/O en la atmósfera de χ Cygni es 0,95, consistente con su estatus como estrella límite S/MS. ^{[ 29 ]}

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 amplifica por la onda de choque durante las pulsaciones de la atmósfera estelar. ^{[ 38 ]}

χ Cygni es una gigante roja luminosa y variable en la rama asintótica de gigantes (AGB). Esto significa que ha agotado su helio central, pero no es lo suficientemente masiva como para comenzar a quemar elementos más pesados ​​y actualmente está fusionando hidrógeno y helio en capas concéntricas. ^{[ 39 ]} Específicamente, se encuentra en la porción de pulsación térmica de la AGB (TP-AGB), que ocurre cuando la capa de helio está cerca de la capa de hidrógeno y experimenta destellos periódicos a medida que detiene la fusión por un tiempo y se acumula nuevo material de la capa de combustión de hidrógeno. ^{[ 40 ]}

Las estrellas AGB se vuelven más luminosas, grandes y frías a medida que pierden masa y sus capas internas se acercan a la superficie. La pérdida de masa aumenta a medida que disminuye la masa, aumenta la luminosidad y se extraen más productos de fusión a la superficie. Ascienden a la fase 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 . ^{[ 39 ]}

La evolución de una variable Mira debería provocar un aumento de su período, suponiendo que se mantenga dentro de la región inestable de pulsaciones. Sin embargo, esta tendencia secular se ve interrumpida por los pulsos térmicos. Estos pulsos térmicos ocurren con intervalos de decenas de miles de años, pero se teoriza que producen cambios rápidos en el período en menos de mil años después del pulso. Los cambios de período detectados para χ Cygni sugieren el fin de ese cambio rápido debido a un pulso térmico. Los cambios de período entre pulsos son demasiado lentos para ser detectados con las observaciones actuales. ^{[ 41 ] [ 42 ]}

Los pulsos térmicos en la TP-AGB producen cambios cada vez más drásticos hasta el final de la fase AGB. ^{[ 42 ]} Cada pulso causa inestabilidad interna que desencadena convección desde la superficie hacia la envoltura de hidrógeno. Cuando esta zona de convección se vuelve lo suficientemente profunda, transporta productos de fusión desde la envoltura 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 . ^{[ 43 ]}

La masa inicial y la edad de una estrella AGB son difíciles de determinar con precisión. Las estrellas de masa intermedia pierden relativamente poca masa, menos del 10%, hasta el inicio de la fase AGB, pero experimentan una fuerte pérdida de masa en esta fase, especialmente en la fase TP-AGB. Estrellas con masas iniciales muy diferentes pueden mostrar propiedades muy similares en la fase AGB. Una estrella con una masa inicial de ₃ M☉ tardará alrededor de 400 millones de años en alcanzar la fase AGB, luego alrededor de 6 millones de años en alcanzar la fase TP-AGB y pasará un millón de años en esta _última . Perderá alrededor de 0,1 M☉ antes de la _fase TP-AGB y 0,5 M☉ en ella. El núcleo de carbono-oxígeno de 0,6 M☉ se convertirá en una enana blanca y la envoltura restante se desprenderá, posiblemente para convertirse en una _nebulosa planetaria . ^{[ 3 ]}    

• Pulsaciones de χ Cygni
• Página VSX para χ Cygni
• http://jumk.de/astronomie/special-stars/chi-cygni.shtml
• Encuentra las diferencias: Chi Cyg al máximo (30 de abril de 2013)