Chi Cygni

Chi Cygni (Latinh hóa từ χ Cygni) là một ngôi sao biến quang Mira trong chòm sao Cygnus, và cũng là một ngôi sao loại S. Đó là khoảng 500 năm ánh sáng.
Cygni là một ngôi sao nhánh khổng lồ không có triệu chứng, một sao khổng lồ đỏ rất mát và rực rỡ gần cuối đời. Nó được phát hiện là một ngôi sao biến đổi vào năm 1686 và cấp sao biểu kiến của nó thay đổi từ sáng 3,3 đến mờ nhạt như 14,2.

Lịch sử

Flamsteed đã ghi lại rằng ngôi sao 17 Cygni của anh ta là χ Cygni của Bayer. Người ta cho rằng không thể nhìn thấy tại thời điểm đó, nhưng không có thêm thông tin và sự khác biệt không được chú ý cho đến năm 1816. Bayer đã ghi nhận χ Cygni là một ngôi sao cường độ thứ 4, có lẽ gần bằng độ sáng tối đa.
Nhà thiên văn học Gottfried Kirch đã phát hiện ra sự biến đổi của χ Cygni vào năm 1686. Trong khi nghiên cứu khu vực bầu trời đó để quan sát Nova Vulpeculae, ông lưu ý rằng ngôi sao được đánh dấu là χ trong tập bản đồ Uranometria của Bayer bị mất tích. Ông tiếp tục theo dõi khu vực và vào ngày 19 tháng 10 năm 1686, ông đã ghi lại nó ở cường độ 5.
Ngôi sao sau đó được quan sát chỉ thỉnh thoảng cho đến thế kỷ 19. Một chuỗi các quan sát liên tục được thực hiện bởi Argelander và Schmidt từ năm 1845 đến 1884. Đây là loạt quan sát đầu tiên cho thấy cực tiểu của các biến thể ánh sáng. Kể từ đầu thế kỷ 20, nó đã được nhiều nhà quan sát theo dõi chặt chẽ.
Quang phổ sớm nhất của χ Cygni chỉ có thể được chụp gần ánh sáng tối đa. Chúng cho thấy các vạch hấp thụ yếu, với các vạch phát xạ sáng được đặt chồng lên nhau, và nó thường được phân loại là xung quanh M6e ở độ sáng tối đa. Sau khi lớp S được giới thiệu, χ Cygni được coi là trung gian giữa lớp M và lớp S, ví dụ: S5e hoặc M6-M8e. Sau đó, phổ nhạy hơn gần tối thiểu đã cho các loại phổ muộn nhất là M10  hoặc S10,1e. Theo hệ thống phân loại sửa đổi cho các sao S, được thiết kế để phản ánh tốt hơn sự tăng cấp giữa sao M và sao carbon, χ Cygni ở mức tối đa bình thường được phân loại là S6 Zr2 Ti6 hoặc S6 + / 1e, được coi là tương đương với MS6 +. Các loại quang phổ ở các pha biến thể khác nhau dao động từ S6 / 1e đến S9 / 1-e mặc dù không có phép đo nào được thực hiện ở độ sáng tối thiểu.
SiO masers được phát hiện từ χ Cygni năm 1975. Phát thải H₂O từ khí quyển χ Cygni đã được phát hiện vào năm 2010, nhưng các thợ xây H₂O chưa được tìm thấy.

Sự thay đổi về đường cong ánh sáng

Cygni cho thấy một trong những biến thể lớn nhất về cấp sao biểu kiến của bất kỳ ngôi sao biến thiên xung nào. Các cực trị quan sát được lần lượt là 3,3 và 14,2, độ biến thiên của độ sáng hơn 10.000 lần. Độ sáng tối đa trung bình là khoảng 4,8 độ và tối thiểu trung bình là khoảng 13,4 độ. Hình dạng của đường cong ánh sáng khá nhất quán từ chu kỳ này sang chu kỳ khác, với sự gia tăng dốc hơn so với mùa thu. Có một "vết sưng" khoảng một nửa từ tối thiểu đến tối đa, trong đó độ sáng tăng tạm thời chậm lại trước khi tăng rất nhanh đến tối đa. Tăng và giảm nhanh hơn là các tính năng phổ biến trong các đường cong ánh sáng của các biến Mira với thời gian dài hơn 300 ngày. Thời gian tăng là 41 trận45% thời gian mùa thu.
Cả cường độ tối đa và tối thiểu đều thay đổi đáng kể theo chu kỳ: cực đại có thể sáng hơn cường độ 4.0 hoặc mờ hơn 6.0 và mờ tối thiểu hơn cường độ 14.0 hoặc sáng hơn cường độ 11.0. Mức tối đa của năm 2015 có thể là mờ nhạt nhất từng được quan sát, hầu như không đạt tới cường độ 6,5, trong khi chưa đầy 10 năm trước đó, mức tối đa năm 2006 là sáng nhất trong hơn một thế kỷ ở cường độ 3,8. Một số cực tiểu được cho là sáng nhất có thể đơn giản là do phạm vi quan sát không đầy đủ. Dữ liệu BAA và AAVSO dài hạn cho thấy cực tiểu nhất quán trong khoảng từ 13 đến 14 trong suốt thế kỷ 20.
Khoảng thời gian từ tối đa đến tối đa hoặc tối thiểu đến tối thiểu là không nhất quán và có thể thay đổi tối đa 40 ngày ở hai bên của giá trị trung bình. Thời gian trung bình phụ thuộc vào thời gian quan sát được sử dụng, nhưng thường được thực hiện là 408,7 ngày. Có một số bằng chứng cho thấy thời gian trung bình đã tăng khoảng 4 ngày trong ba thế kỷ qua. Sự thay đổi thời gian trên các khoảng thời gian ngắn hơn dường như là ngẫu nhiên thay vì theo chu kỳ, mặc dù có thể sự gia tăng thời gian thế tục không phải là tuyến tính. Sự thay đổi thời gian chỉ có ý nghĩa khi được tính bằng cách sử dụng cực đại chứ không phải khi sử dụng cực tiểu vốn chỉ khả dụng cho các chu kỳ gần đây hơn.
Loại quang phổ được quan sát là thay đổi trong quá trình thay đổi độ sáng, từ S6 đến S10. Các loại quang phổ sớm nhất được tìm thấy ở độ sáng tối đa. Sau khi tối đa, cường độ của các vạch phát xạ bắt đầu tăng. Hướng tới mức tối thiểu, phát xạ trở nên rất mạnh và xuất hiện nhiều dòng cấm và phân tử bất thường.
Đường kính của χ Cygni có thể được đo trực tiếp bằng phương pháp đo giao thoa. Các quan sát cho thấy đường kính thay đổi từ khoảng 19 mas đến 26 mas. Sự thay đổi kích thước gần như cùng pha với loại độ sáng và quang phổ. Kích thước nhỏ nhất được quan sát ở pha 0,94, tức là 30 ngày trước mức tối đa.

Khoảng cách

Thị sai của χ Cygni đã được tính toán ở mức 5,53 mas trong việc giảm dữ liệu vệ tinh Hipparcos mới, tương ứng với khoảng cách 590 năm ánh sáng. Thị sai chỉ bằng một phần tư đường kính góc của ngôi sao. Tỷ lệ sai lệch thống kê là khoảng 20%. Phát hành dữ liệu Gaia 2 có thị sai là 0.2663+0.4919− mas.
Khoảng cách cũng có thể được lấy bằng cách so sánh các thay đổi trong đường kính góc với tốc độ hướng tâm đo được trong khí quyển. Điều này mang lại một thị sai 5,9 mas với độ chính xác tương tự như phép đo trực tiếp, tương ứng với khoảng cách 550 năm ánh sáng.
Các nghiên cứu cũ thường thu được khoảng cách nhỏ hơn như 345, 370, hoặc 430 năm ánh sáng. Thị sai ban đầu được tính toán từ các phép đo Hipparcos là 9,43 mas, cho thấy khoảng cách 346 năm ánh sáng.
So sánh độ lớn biểu kiến của χ Cygni với độ lớn tuyệt đối được tính từ mối quan hệ độ sáng theo chu kỳ cho khoảng cách tương thích với các giá trị thị sai mới nhất.

Tính chất

Cygni lớn hơn và mát hơn nhiều so với mặt trời, lớn đến mức nó sáng hơn hàng ngàn lần mặc dù nhiệt độ thấp. Nó dao động, với cả bán kính và nhiệt độ thay đổi trong khoảng 409 ngày. Nhiệt độ thay đổi từ khoảng 2.400 K đến khoảng 2.700 K và bán kính thay đổi từ khoảng 350    đến 480    Những xung này làm cho độ sáng của ngôi sao thay đổi từ khoảng 6.000    đến 9.000    nhưng chúng gây ra độ sáng hình ảnh để thay đổi tùy theo độ lớn hơn 10. Phạm vi cường độ thị giác khổng lồ được tạo ra bởi sự dịch chuyển bức xạ điện từ hồng ngoại khi nhiệt độ tăng và hình thành ở nhiệt độ mát mẻ của các phân tử hấp thụ ánh sáng thị giác.
Độ lớn thị giác của ngôi sao có mối tương quan chặt chẽ với những thay đổi về loại quang phổ và nhiệt độ. Bán kính gần như chống tương quan với nhiệt độ. Bán kính tối thiểu xảy ra khoảng 30 ngày trước khi nhiệt độ tối đa. Sự thay đổi độ chói của phép đo chủ yếu được điều khiển bởi sự thay đổi kích thước của ngôi sao, với độ chói tối đa xảy ra khoảng 57 ngày trước khi đạt được bán kính tối đa và nhiệt độ thấp nhất. Độ chói thay đổi trong một phần tư chu kỳ phía sau độ sáng thị giác, có nghĩa là ngôi sao mờ hơn ở độ chói tối đa so với độ chói tối thiểu.
Khối lượng của các ngôi sao bị cô lập rất khó xác định chính xác. Trong trường hợp χ Cygni, các xung của nó đưa ra một cách để đo trực tiếp gia tốc trọng lực của các lớp trong khí quyển. Khối lượng đo theo cách này là 2.1. Áp dụng mối quan hệ period/mass/radius theo kinh nghiệm cho các ngôi sao Mira cho χ Cygni cho khối lượng 3,1. Cygni đang mất khối lượng với tốc độ gần một phần triệu    mỗi năm thông qua một gió sao tại 8,5   km / s.
Cygni thường được phân loại là một ngôi sao loại S vì các dải oxit zirconium và oxit titan trong phổ của nó. So với các sao S khác, các dải ZrO yếu và các dải từ VO có thể nhìn thấy được, do đó phổ đôi khi được mô tả là MS, trung gian giữa phổ M thông thường và loại S. Nó cũng cho thấy các vạch quang phổ từ các yếu tố s-process như tecneti, được tạo ra một cách tự nhiên trong các sao AGB như các biến Mira. Sao S là pha trung gian giữa các sao hạng M có khí quyển có nhiều oxy hơn carbon và sao carbon có nhiều carbon trong khí quyển của chúng. Cacbon được di chuyển vào khí quyển bằng cách nạo vét thứ ba xảy ra với các xung nhiệt. Sao S có tỷ lệ C / O trong khoảng 0,95 đến 1,05. Tỷ lệ C / O trong bầu khí quyển χ Cygni là 0,95, phù hợp với trạng thái của nó là một ngôi sao S / MS đường biên.
Cygni là ngôi sao Mira đầu tiên phát hiện từ trường. Người ta tin rằng từ trường rất yếu thường thấy trong các ngôi sao AGB được khuếch đại bởi sóng xung kích trong các xung của bầu khí quyển của ngôi sao.

Sự phồng lên của nó để trở thành 1 ngôi sao khổng lồ đỏ

Chi Cygni là một người khổng lồ đỏ phát sáng và biến đổi trên nhánh khổng lồ không triệu chứng (AGB). Điều này có nghĩa là nó đã cạn kiệt helium cốt lõi của nó, nhưng không đủ lớn để bắt đầu đốt cháy các nguyên tố nặng hơn và hiện đang hợp nhất hydro và helium trong vỏ đồng tâm. Cụ thể, nó nằm trên phần xung nhiệt của AGB (TP-AGB) xảy ra khi vỏ helium gần với vỏ hydro và trải qua các chớp sáng định kỳ khi nó ngừng nhiệt hạch trong một thời gian và vật liệu mới tích tụ từ vỏ đốt hydro.
Các ngôi sao AGB trở nên sáng hơn, lớn hơn và mát hơn khi chúng mất khối lượng và lớp vỏ bên trong di chuyển gần bề mặt hơn. Mất khối lượng tăng khi khối lượng giảm, độ sáng tăng và nhiều sản phẩm nhiệt hạch được nạo vét lên bề mặt. Họ "lên ngôi" AGB cho đến khi mất mát hàng loạt trở nên cực đoan đến mức họ bắt đầu tăng nhiệt độ và bước vào giai đoạn hậu AGB, cuối cùng trở thành sao lùn trắng.
Sự phát triển của biến Mira sẽ làm cho chu kỳ của nó tăng lên, giả sử nó tồn tại với vùng xung không ổn định. Tuy nhiên, xu hướng thế tục này bị gián đoạn bởi các xung nhiệt. Các xung nhiệt này xảy ra cách nhau hàng chục nghìn năm, nhưng được lý thuyết hóa để tạo ra sự thay đổi thời gian nhanh chóng trong vòng chưa đầy một nghìn năm sau xung. Các thay đổi thời gian được phát hiện cho χ Cygni gợi ý về sự kết thúc của sự thay đổi nhanh chóng đó từ một xung nhiệt. Thời gian thay đổi giữa các xung quá chậm để được phát hiện với các quan sát hiện tại.
Các xung nhiệt trên TP-AGB tạo ra những thay đổi mạnh mẽ hơn cho đến khi kết thúc giai đoạn AGB. Mỗi xung gây ra sự mất ổn định bên trong gây ra sự đối lưu từ bề mặt đối với vỏ hydro. Khi vùng đối lưu này trở nên đủ sâu, nó sẽ di chuyển các sản phẩm nhiệt hạch từ vỏ lên bề mặt. Điều này được gọi là nạo vét thứ ba mặc dù có thể có một vài lần nạo vét thứ ba. Sự xuất hiện của các sản phẩm nhiệt hạch này ở bề mặt chịu trách nhiệm cho sự thay đổi của một ngôi sao M thành một ngôi sao S và cuối cùng là một ngôi sao carbon.
Khối lượng và tuổi ban đầu của một ngôi sao AGB rất khó để có được chính xác. Các ngôi sao khối lượng trung gian mất khối lượng tương đối ít, dưới 10%, tính đến khi bắt đầu AGB, nhưng bị mất khối lượng lớn trên AGB, đặc biệt là TP-AGB. Các ngôi sao có khối lượng ban đầu rất khác nhau có thể hiển thị các thuộc tính rất giống nhau trên AGB. Một ngôi sao ban đầu với 3    sẽ mất khoảng 400 triệu năm để đạt được AGB, sau đó khoảng 6 triệu năm để đạt được TP-AGB và dành một triệu năm trong giai đoạn TP-AGB. Nó sẽ mất khoảng 0,1    trước TP-AGB và 0,5    trên TP-AGB. Lõi carbon-oxy 0,6    sẽ tiếp tục trở thành một ngôi sao lùn trắng và lớp vỏ của nó sẽ trở thành một tinh vân hành tinh.