Chi Cygni

χ Cygni
Dados observacionais (J2000)
Constelação	Cygnus
Asc. reta	19^h 50^m 33,92^s[1]
Declinação	+32° 54′ 50,56″[1]
Magnitude aparente	3,3 – 14,2[2]
Características
Tipo espectral	S6+/1e = MS6+[3] (S6,2e – S10,4e[4])
Cor (U-B)	−0,30 – +0,98[5]
Cor (B-V)	+1,56 – +2,05[5]
Variabilidade	Mira[2]
Astrometria
Velocidade radial	1,6 km/s[1]
Mov. próprio (AR)	-19,95 mas/a[1]
Mov. próprio (DEC)	-40,04 mas/a[1]
Paralaxe	5,53 ± 1,10 mas[6]
Distância	553 anos-luz 169[7] pc
Magnitude absoluta	−3,2 – +7,7[8]
Detalhes
Massa	2,1+1,5 −0,7[7] M☉
Raio	348 – 480[7] R☉
Luminosidade	6000 – 9000[7] L☉
Temperatura	2441 – 2742[7] K
Outras denominações
χ Cygni, CD+32 3593, HR 7564, HD 187796, HIP 97629, SAO 68943.[1]

Chi Cygni (χ Cyg, χ Cygni) é uma estrela variável, do tipo Mira, na constelação de Cygnus a aproximadamente 550 anos-luz (170 parsecs) da Terra.

χ Cygni exibe uma das maiores variações de brilho conhecidas. Sua magnitude aparente visual varia em média entre 4,8 e 13,4 devido a pulsações estelares, com um período aproximado de 409 dias. Esses valores variam consideravelmente de ciclo a ciclo, tendo sido observadas magnitudes de até 3,3 no máximo e 14,2 no mínimo. O período também não tem valor fixo, e existem evidências de que ele está aumentando nos últimos século. O astrônomo Gottfried Kirch descobriu a variabilidade desta estrela em 1686.

As propriedades de χ Cygni como tamanho, temperatura e luminosidade variam ao longo dos ciclos de pulsação da estrela. Conforme a estrela expande, ela fica mais luminosa e mais fria. A grande variação em seu brilho visual não é causada pela variação de luminosidade, mas sim pela variação de temperatura, que muda a proporção de energia emitida na faixa visível e no infravermelho. Espectroscopicamente, χ Cygni é classificada como uma estrela de tipo S, e apresenta bandas de absorção moleculares assim como linhas de emissão.

História

Ilustração da constelação de Cygnus em Urania's Mirror, com a estrela χ marcada como variável (no pescoço do cisne)

O astrônomo inglês Flamsteed registrou que a estrela 17 Cygni em seu catálogo era χ Cygni no catálogo de Bayer. É assumido que χ não era visível quando Flamsteed fez seu catálogo, mas não há outras informações e a discrepância não foi notada até 1816.[9] Bayer tinha anotado χ Cygni como uma estrela de quarta magnitude, presumivelmente perto do máximo de brilho.[10]

O astrônomo Gottfried Kirch descobriu a variabilidade de χ Cygni em 1686. Ao pesquisar essa área do céu para observar a Nova Vulpeculae, ele notou que a estrela marcada como χ na Uranometria de Bayer não estava presente. Ele continuou a monitorar a área e em 19 de outubro de 1686 a registrou com magnitude 5.[11]

Kirch considerou χ Cygni uma estrela variável regular com um período de 404,5 dias, mas foi rapidamente notado que o período e a amplitude variavam consideravelmente de ciclo a ciclo. Thomas Dick determinou um período de 392 dias, possivelmente de até 398 dias, e notou três características de sua variabilidade: durante o brilho máximo, a estrela não tem mudanças aparentes por quinze dias; ela leva três meses e meio para aumentar de brilho de magnitude 11 até o máximo, e o mesmo para diminuir, e é invisível por seis meses; o brilho máximo não é o mesmo de ciclo a ciclo, às vezes sendo de magnitude 5, às vezes magnitude 7.[12]

A estrela foi então observada apenas esporadicamente até o século XIX. Uma sequência contínua de observações foi feita por Argelander e Schmidt de 1845 a 1884. Essas foram as primeiras séries de observações mostrando o brilho mínimo da estrela. Desde o começo do século XX tem sido monitorada intensamente por vários observadores.[13]

Os primeiros espectros de χ Cygni só podiam ser tirados perto do brilho máximo. Eles mostraram linhas de absorção fracas, com linhas de emissão brilhantes sobrepostas,[14] e a estrela era tipicamente classificada com tipo M6e no brilho máximo.[15] Com a introdução do tipo espectral S, χ Cygni foi considerada intermediária entre as classes M e S, com tipos espectrais de S5e ou M6-M8e.[16] Mais tarde, espectros mais sensíveis durante o mínimo deram tipos espectrais tão frios como M10[17] ou S10,1e.[18] No sistema de classificação revisado para estrelas S, criado para melhor refletir o gradiente entre estrelas M e estrelas de carbono, χ Cygni durante o máximo foi classificada como S6 Zr2 Ti6 ou S6+/1e, o equivalente a MS6+. Tipos espectrais em diferentes fases da variação de brilho variavam entre S6/1e e S9/1-e, apesar de nenhuma observação ter sido feita durante o brilho mínimo.[3]

Masers de SiO foram detectados em χ Cygni em 1975.[19] Emissão de H₂O da atmosfera de χ Cygni foi detectada em 2010, mas masers de H₂O não foram encontrados.[20]

Variabilidade

Curva de luz de χ Cygni de 2006 a 2010

χ Cygni mostra uma das maiores variações em magnitude aparente de qualquer estrela variável pulsante.[21] Os extremos observados são 3,3 e 14,2, uma variação de luminosidade visual por um fator de mais de 10 mil.[2] O brilho máximo médio é próximo de magnitude 4,8, e o mínimo médio é de cerca de 13,4. A forma da curva de luz é bastante consistente de ciclo a ciclo, com o aumento de brilho sendo mais rápido que a queda. Aproximadamente no meio do caminho entre o mínimo e o máximo, a taxa de aumento de brilho diminui temporariamente, para então a estrela subir rapidamente até o brilho máximo,[22] o que é uma característica típica da curva de luz de variáveis Mira com períodos de mais de 300 dias.[23] O tempo de subida é aproximadamente 50% menor que o tempo de queda.[22]

Tanto a magnitude máxima como a mínima variam consideravelmente de ciclo a ciclo: os máximos podem ser mais brilhantes que magnitude 4,0 ou menos que 6,0, e mínimos menos brilhantes que 14,0 ou mais brilhantes que magnitude 11,0. O máximo de 2014 pode ter sido o menos brilhante já observado, apenas alcançando magnitude 6,5,[24] enquanto menos de dez anos antes o máximo de 2006 tinha sido o mais brilhante em mais de um século, com magnitude 3,8.[25] Alguns dos mínimos supostamente mais brilhantes podem ter sido simplesmente períodos de cobertura observacional incompleta.[11] Dados de longo prazo da BAA e AAVSO mostram mínimos consistentemente entre magnitude 13 e 14 ao longo do século XX.[22]

O período de máximo até máximo ou de mínimo até mínimo não é consistente, podendo variar em até 40 dias para menos ou para mais em relação ao período médio. O período médio depende do período de observação usado, mas geralmente é dado como 408,7 dias. Existem evidências de que o período médio aumentou por cerca de 4 dias ao longo dos últimos três séculos. Variações de período em escalas de tempo menores aparentam ser aleatórias ao invés de cíclicas, apesar de ser possível também que o aumento secular de período não seja linear. A variação de período só é significativa quando calculada usando os máximos, já que os mínimos só estão disponíveis para os ciclos mais recentes.[11]

Observa-se que o tipo espectral varia durante as mudanças de brilho, de S6 até S10. Os tipos espectrais mais quentes são vistos durante o máximo de brilho. Após o máximo, a intensidade das linhas de emissão começa a aumentar. Se aproximando do mínimo, a emissão fica muito forte e várias linhas moleculares incomuns e proibidas aparecem.[26]

O diâmetro angular de χ Cygni pode ser medido diretamente usando interferometria. Observações mostram que o diâmetro varia aproximadamente entre 19 e 26 milissegundos de arco. As mudanças de tamanho estão praticamente em fase com as mudanças de brilho e tipo espectral. O menor tamanho é observado na fase 0,94, cerca de 30 dias antes do máximo de brilho.[7]

Distância

A paralaxe anual de χ Cygni foi estimada em 5,53 milissegundos de arco (mas) na nova redução dos dados do satélite Hipparcos, o que corresponde a uma distância de 181 parsecs (pc). A paralaxe equivale a apenas um quarto do diâmetro angular da estrela. A margem de erro estatística é de cerca de 20%.[6]

A distância também pode ser derivada comparando mudanças no diâmetro angular da estrela a variações da velocidade radial medida na atmosfera (versão modificada do método de Baade–Wesselink). Esse método dá uma paralaxe de 5,9 mas com uma precisão similar à da medição direta da paralaxe, correspondendo a uma distância de 169 parsecs. Comparando a magnitude aparente de χ Cygni com uma magnitude absoluta calculada da relação período-luminosidade para variáveis Mira resulta em uma distância de 164 pc, também compatível ao valor de paralaxe.[7]

Estudos anteriores de forma geral chegavam a distâncias menores, como 106,[27] 114,[28] ou 132 pc.[29] A paralaxe original calculada pelos dados da sonda Hipparcos é 9,43 mas, indicando uma distância de 106 pc.[30]

Propriedades

Mudanças na magnitude visual, temperatura, raio, e luminosidade bolométrica em função da fase de pulsação de χ Cygni

χ Cygni é muito maior e mais fria que o Sol, tão grande que é milhares de vezes mais luminosa apesar da baixa temperatura. Ao longo de suas pulsações, o raio e a temperatura variam ao longo do período de aproximadamente 409 dias. A temperatura efetiva varia entre 2 400 K até cerca de 2 700 K e o raio varia de 350 a 480 R_☉. Essas pulsações causam a luminosidade da estrela variar entre cerca de 6 000 e 9 000 L_☉, mas fazem o brilho visual variar por mais de 10 magnitudes.[7] A diferença enorme de luminosidade visual é criada por uma mudança para o infravermelho na radiação eletromagnética emitida pela estrela conforme ela esfria, e pela formação a baixas temperaturas de moléculas que absorvem luz visível.[31]

As variações de brilho visual da estrela estão fortemente correlacionadas com mudanças no tipo espectral e temperatura. O raio é quase anti-correlacionado com a temperatura, com o raio mínimo ocorrendo cerca de 30 dias antes da temperatura máxima. As variações na luminosidade bolométrica são causadas principalmente pela variação no raio da estrela, com a luminosidade máxima ocorrendo cerca de 57 dias antes do raio máximo e menor temperatura. A luminosidade varia mais de um quarto de ciclo atrás do brilho visual, o que significa que a estrela é mais brilhante visualmente no ponto de luminosidade mínima do que no ponto de luminosidade máxima.[7]

A massa de estrelas isoladas é difícil de ser determinada precisamente. No caso de χ Cygni, as pulsações da estrela oferecem um jeito de medir diretamente a aceleração gravitacional de camadas na atmosfera. A massa medida com essa técnica é de 2,1+1,5
−0,7 M_☉. Aplicando uma relação empírica período/massa/raio de estrelas Mira para χ Cygni fornece uma massa de 3,1+2,7
−1,2 M_☉. Esses valores são considerados altos para uma estrela desse tipo e podem indicar que χ Cygni não é uma variável Mira típica.[7] χ Cygni está perdendo massa a uma taxa de quase 10^−6 M_☉ por ano através de um vento estelar a 8,5 km/s.[32]

χ Cygni é normalmente classificada como uma estrela de tipo S devido à presença de bandas de óxido de zircônio (ZrO) e óxido de titânio (TiO) em seu espectro. Comparada com outras estrelas S, as bandas de ZrO são fracas e bandas de óxido de vanádio (VO) são visíveis, então o espectro é às vezes descrito como MS, intermediário entre um espectro M normal e o tipo S. O espectro χ Cygni também apresenta linhas espectrais de elementos do processo-s, como tecnécio, produzidos naturalmente em estrelas AGB como as variáveis Mira.[33][34] Estrelas S são uma fase intermediária entre estrelas de classe M que contêm mais oxigênio do que carbono em suas atmosferas, e estrelas de carbono que possuem mais carbono. O carbono é movido para a atmosfera por meio das terceiras dragagens que ocorrem com pulsos termais na fase AGB. Estrelas S têm razões C/O entre 0,95 e 1,05.[35] A razão C/O na atmosfera de χ Cygni é de 0,95, consistente com sua classificação como uma estrela S/MS.[27]

Evolução

Caminho evolucionário de uma estrela de massa intermediária semelhante a χ Cygni

χ Cygni é uma gigante vermelha luminosa e variável que está no ramo assintótico das gigantes (AGB). Isso indica que a estrela já esgotou o hélio em seu núcleo, mas não é massiva o bastante para iniciar a fusão de elementos mais pesados e está atualmente fundindo hidrogênio e hélio em camadas concêntricas ao redor do núcleo.[36] Especificamente, χ Cygni está na etapa de pulsos termais do AGB (TP-AGB), que ocorre quando a camada de hélio passa por flashes conforme a fusão acaba por um tempo e retoma com a acumulação de novo hélio produzido pela queima de hidrogênio.[37]

Estrelas AGB ficam mais luminosas, maiores, e mais frias conforme perdem massa e as camadas internas ficam mais próximas da superfície. A perda de massa aumenta conforme a massa diminui, a luminosidade aumenta e mais produtos de fusão são levados à superfície. As estrelas "sobem" pelo AGB até a perda de massa ficar tão intensa que elas começam a aumentar de temperatura e entrar na fase pós-AGB, eventualmente virando anãs brancas.[36]

A evolução de uma variável Mira deve causar um aumento de seu período, assumindo que ela permaneça na região instável de pulsações. No entanto, esse aumento a longo prazo é interrompido pelos pulsos termais, que ocorrem com separações de dezenas de milhares de anos, mas devem produzir mudanças rápidas no período nos mil anos após o pulso. As mudanças de período detectadas em χ Cygni são sugestivas do fim dessa mudança rápida causada por um pulso termal. As mudanças de período entre pulsos são muito lentas para serem detectadas com observações atuais.[38][39]

Pulsos termais no TP-AGB produzem mudanças progressivamente mais drásticas até o fim da fase AGB.[39] Cada pulso gera instabilidade interna que leva a convecção de material na superfície em direção ao interior da estrela. Quando essa zona de convecção atinge a camada de hidrogênio onde ocorre fusão, ela transporta produtos de fusão do interior até a superfície. Isso é conhecido como a terceira dragagem, apesar de poder existir várias terceiras dragagens. A existência desses produtos de fusão na superfície é responsável pela evolução de uma estrela de tipo M para uma estrela S, e eventualmente para uma estrela de carbono.[40]

A massa inicial e idade de uma estrela AGB são difíceis de serem conhecidos precisamente. Estrelas de massa intermediária perdem pouca massa antes do começo do AGB, menos de 10%, mas então apresentam intensa perda de massa no AGB, especialmente no TP-AGB. Estrelas com massas iniciais muito diferentes podem apresentar propriedades parecidas no AGB. Uma estrela inicialmente com 3 M_☉, similar a χ Cygni, leva cerca de 400 milhões de anos para atingir o AGB, então cerca de 6 milhões de anos para chegar no TP-AGB, e passa cerca de 1 milhão de anos na fase do TP-AGB. Ela perde cerca de 0,1 M_☉ antes do TP-AGB e 0,5 M_☉ no TP-AGB. O núcleo de carbono e oxigênio com 0,6 M_☉ se torna uma anã branca e as camadas externas da estrela são expelidas formando uma nebulosa planetária.[41]

Referências

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