キ・シグニ

χ 白鳥座

χ Cygni の位置 (丸で囲んだ部分)
観測データ エポックJ2000      エキノックスJ2000
星座	白鳥座
赤経	19時間50分33.92439秒[1]
偏角	+32° 54′ 50.6097″ [1]
見かけの等級 （V）	3.3 – 14.2 [2]
特徴
スペクトル型	S6+/1e = MS6+ [3] (S6,2e – S10,4e [4] )
U−B色指数	−0.30 – +0.98 [5]
B−V色指数	+1.56 – +2.05 [5]
変数型	ミラ[2]
天体測量
視線速度(R v )	+1.60 [6]  km/s
固有運動（μ）	RA:  -20.16 [1] マス/年 12 月:  -38.34 [1] マス/年
視差（π）	5.53 ± 1.10  mas [1]
距離	553 光年 （169 [7]  pc）
絶対等級 (M V )	−3.2 – +7.7 [8]
詳細
質量	2.1+1.5 −0.7[7] マ☉
半径	348 – 480 [7]  R ☉
明るさ	6,000 – 9,000 [7]  L ☉
表面重力（log  g）	0.49 [9] グラフ
温度	2,441 – 2,742 [7]  K
金属度[Fe/H]	-1.00 [9] デックス
その他の指定
χ Cyg、Chi Cyg、HD  187796、BD +32°3593、HIP  97629、HR  7564、SAO  68943
データベース参照
シンバド	データ

カイ・シグニ（χ Cygni のラテン語表記）は、はくちょう座にあるミラ変光星であり、S 型恒星でもある。地球から約 500 光年離れている。

χ 白鳥座は漸近巨星分枝星で、寿命の終わりに近づいている非常に冷たく明るい赤色巨星です。1686 年に変光星であることが発見され、見かけの等級は3.3 の明るさから 14.2 の暗さまで変化し、明るさの係数は 20,000 を超えます。肉眼で見えるのは、各極大期の近くの短い期間のみです。

フラムスティードは、彼の星であるはくちょう座17番星がバイエルのはくちょう座χ星であると記録した。χ星は当時見えなかったと推定されるが、それ以上の情報はなく、この矛盾は1816年まで気づかれなかった。^[10] バイエルははくちょう座χ星を4等星として記録しており、おそらく最大輝度に近いものと考えられていた。^[11]

天文学者ゴットフリート・キルヒは1686年に白鳥座χ星の変光を発見した。こぎつね座新星の観測のためにその領域を調査していたとき、彼はバイエルのウラノメトリア地図帳でχ星と記されていた星が消えていることに気づいた。彼はその領域を監視し続け、1686年10月19日に5等星として記録した。^[12]

キルヒはχ Cyg を周期 404.5 日の規則変光星とみなしたが、周期と振幅は周期ごとに大きく変化することがすぐに指摘された。トーマス・ディック法学博士は次のように書いている: ^[13]

「この星の周期はマラルディとカッシーニによって 405 日と決定されましたが、ピゴット氏の観測の平均によると、わずか 392 日、最大でも 396 日 7/8 日であるようです。

「それに関する詳細は、

1. 最大の明るさのとき、2週間は目に見える変化はありません。
2. 11等星から最大輝度まで増すのに約3か月半かかり、減るのも同じくらいの期間かかります。そのため、6か月間は見えないと考えられます。
3. 明るさは常に同じというわけではなく、5等級のときもあれば、7等級のときもあります。

「それは[白鳥座の]首の部分に位置し、ベータ星座とガンマ星座 からほぼ等距離にあり、デネブから南西に約12度の距離にあり、カイと記されています。」

その後、この星は19世紀まで散発的にしか観測されなかった。1845年から1884年にかけて、アルゲランダーとシュミットによって連続的な観測が行われた。これらは、光の変化が最小値を示した最初の一連の観測であった。20世紀初頭から、この星は複数の観測者によって綿密に監視されてきた。^[14]

χ Cygni の最も初期のスペクトルは、最大光度付近でしか取得できなかった。スペクトルには弱い吸収線が見られ、明るい輝線が重なっている。^[15]最大光度では、通常 M6e 付近に分類された。^[16] S クラスが導入された後、χ Cygni は M クラスと S クラスの中間、たとえば S5e または M6-M8e のいずれかと見なされた。^{[17]その後、最小光度付近でより感度の高いスペクトルから、M10 [18]}または S10,1e という遅いスペクトル型が得られた。^[19] M 型星と炭素型星の間の段階をよりよく反映するように設計された S 型星の改訂された分類システムでは、通常の最大光度での χ Cygni は S6 Zr2 Ti6 または S6+/1e に分類され、MS6+ と同等と見なされた。変動のさまざまな段階でのスペクトル型は S6/1e から S9/1-e までの範囲であったが、最小光度では測定は行われなかった。^[3]

SiOメーザーは1975年にχ Cygniから検出された。^[20] χ Cygniの大気からの H ₂ O放射は2010年に検出されたが、H ₂ Oメーザーは発見されていない。^[21]

χ Cygni は、脈動変光星の中でも最も大きな見かけの等級変動を示す。^[22]観測された極限値はそれぞれ 3.3 と 14.2 で、明るさの変動は 10,000 倍以上である。^[2] 平均最大輝度は約 4.8 等級、平均最小輝度は約 13.4 等級である。光度曲線の形状は周期ごとにほぼ一定しており、上昇は下降よりも急である。最小から最大までのほぼ中間に「隆起」があり、そこでは輝度の増加が一時的に鈍化し、その後急速に最大まで上昇する。^[23] より速い上昇と隆起は、周期が 300 日を超えるミラ変光星の光度曲線に共通する特徴である。^[24] 上昇時間は下降時間の 41～45% である。^[23]

最大等級と最小等級はどちらも周期ごとに大きく異なります。最大等級は4.0等級より明るくなったり6.0等級より暗くなったり、最小等級は14.0等級より暗くなったり11.0等級より明るくなったりします。2015年の最大等級はこれまで観測された中で最も暗く、かろうじて6.5等級に達しました。^[25]一方、それより10年も経たないうちに、2006年の最大等級は3.8等級で、1世紀以上で最も明るくなりました。^[26] 最も明るいとされる最小等級の一部は、単に観測範囲が不完全だったためかもしれません。^[12] 長期BAAおよびAAVSOデータによると、最小等級は20世紀を通じて一貫して約13等級から14等級の間です。^[23]

最大値から最大値、または最小値から最小値の周期は一定ではなく、平均値の両側で最大 40 日まで変化することがあります。平均周期は観測期間によって異なりますが、一般的に 408.7 日とされています。過去 3 世紀にわたって平均周期が約 4 日増加したという証拠がいくつかあります。より短い時間スケールでの周期の変動は周期的というよりランダムであるように見えますが、永年周期の増加が直線的ではない可能性があります。周期の変化は最大値を使用して計算した場合にのみ重要であり、最近のサイクルでのみ利用可能な最小値を使用して計算した場合は重要ではありません。^[12]

スペクトル型は、明るさの変化に応じてS6からS10まで変化することが観測されています。最も早いスペクトル型は、明るさが最大になったときに見られます。明るさが最大になった後、輝線の強度が増加し始めます。明るさが最小に近づくにつれて、輝線は非常に強くなり、多くの異常な禁制線や分子線が現れます。^[27]

χ Cygni の直径は干渉法を使って直接測定できる。観測によると、直径は約 19 ミリ秒から 26 ミリ秒まで変化する。サイズの変化は、明るさやスペクトル型とほぼ同位相である。最小サイズは位相 0.94 で観測され、これは最大サイズの 30 日前である。^[7]

ヒッパルコス衛星データの新しい縮約では、χ Cygni の年周視差は5.53ミリ秒と計算されており、これは 590 光年の距離に相当します。視差は星の角直径の約 4 分の 1 に過ぎません。統計的誤差は約 20% です。^[1]

距離は、角直径の変化と大気中の測定された視線速度を比較することによっても導き出すことができます。これにより、直接測定と同様の精度で5.9マスの視差が得られ、これは550光年の距離に相当します。^[7]

^{以前の研究では、一般的に345光年、 [28]} 370光年、^[29] 430光年などのより小さな距離が導き出されていました。 ^[30] ヒッパルコスの測定から計算された元の視差は9.43ミリ秒で、346光年の距離を示していました。^[31]

χ Cygniの見かけの等級を周期と光度の関係から計算された絶対等級と比較すると、最新の視差値と一致する距離が得られる。^[7]

χ 白鳥座は太陽よりもはるかに大きくて低温で、その大きさゆえに低温にもかかわらず何千倍も明るい。この星は脈動しており、半径と温度はともに約 409 日かけて変化する。温度は約 2,400 K から約 2,700 K まで変化し、半径は約 350  R _☉から480  R _☉まで変化する。これらの脈動により星の明るさは約 6,000  L _☉から9,000  L _☉まで変化するが、視覚的な明るさは 10 等級以上変化する。^{[7]視覚的な等級の大きな範囲は、温度の上昇に伴って}電磁放射が赤外線から シフトし、低温で可視光を吸収する分子が形成されることによって生じる。^[32]

恒星の視覚的な等級は、スペクトル型と温度の変化と密接に相関しています。半径は温度とほぼ反相関しています。半径の最小値は、温度の最高値の約 30 日前に発生します。放射輝度の変化は主に恒星の大きさの変化によって決まり、最大光度は最大半径と最低温度に達する約 57 日前に発生します。光度は視覚的な明るさより 1/4 周期遅れて変化します。つまり、最大光度のときの恒星は、最小光度のときよりも暗いということです。^[7]

孤立した恒星の質量を正確に測定することは困難である。χ Cygni の場合、その脈動は大気層の重力加速度を直接測定する方法を提供する。この方法で測定された質量は 2.1  M _☉である。ミラ星の 経験的な周期/質量/半径の関係を χ Cygni に適用すると、質量は 3.1 M _☉となる。^{[7] χ Cygni は、8.5 km/s の}恒星風によって、毎年ほぼ 100 万分の 1 M _☉ の割合で質量を失っている 。^[33]

χ Cygni は、スペクトルにジルコニウム酸化物とチタン酸化物の帯があるため、通常はS 型星に分類されます。他の S 型星と比較すると、ZrO 帯は弱く、VO 帯が見えることから、スペクトルは、通常の M 型スペクトルと S 型の中間である MS 型と説明されることがあります。また、ミラ変光星などの AGB 星で自然に生成されるテクネチウムなどのs 過程元素のスペクトル線も示しています。 ^{[34] [35]} S 型星は、大気中の炭素よりも酸素が多い M 型星と、大気中の炭素が多い炭素星の中間段階です。炭素は、熱パルスで発生する第 3 のドレッジアップによって大気中に移動されます。S 型星の C/O 比は約 0.95 から 1.05 です。^[36] χ Cygni の大気中の C/O 比は 0.95 で、S/MS 星の境界線にある状態と一致しています。^[28]

χ Cygniは磁場が検出された最初のミラ星です。AGB星に通常見られる非常に弱い磁場が、星の大気の脈動中に衝撃波によって増幅されると考えられています。^[37]

χ 白鳥座は、漸近巨星枝(AGB)にある明るく変光性のある赤色巨星です。これは、中心核のヘリウムを使い果たしましたが、より重い元素を燃焼させるほどの質量はなく、現在は同心円状の殻で水素とヘリウムを融合していることを意味します。 ^{[38]具体的には、AGB の熱パルス部分 (TP-AGB) にあり、ヘリウム殻が水素殻に近づき、一定時間融合が停止して水素燃焼殻から新しい物質が蓄積するときに周期的な}フラッシュが 発生するときに発生します。^[39]

AGB星は質量を失い、内部殻が表面に近づくにつれて、より明るく、より大きくなり、より低温になる。質量が減少するにつれて質量損失は大きくなり、明るさは増加し、より多くの核融合生成物が表面に引き上げられる。質量損失が極端になるまでAGBを「上昇」し、温度が上昇し始め、ポストAGB段階に入り、最終的に白色矮星になる。^[38]

ミラ変光星の進化は、それが不安定な脈動領域に留まると仮定すると、その周期を長くするはずである。しかし、この永年的傾向は熱脈動によって中断される。これらの熱脈動は数万年の間隔で発生するが、脈動後1000年未満で急激な周期変化を引き起こすと理論化されている。χ Cygni で検出された周期変化は、熱脈動による急激な変化の終わりを示唆している。脈動間の周期変化は、現在の観測では検出するには遅すぎる。^{[40] [41]}

TP-AGB の熱パルスは、AGB フェーズの終わりまで、次第に劇的な変化を生み出します。^[41] 各パルスは内部不安定性を引き起こし、表面から水素殻に向かう対流を引き起こします。この対流領域が十分に深くなると、核融合生成物が殻から表面に移動します。これは第 3 ドレッジアップとして知られていますが、第 3 ドレッジアップは複数発生する可能性があります。これらの核融合生成物が表面に現れることで、M 型星が S 型星に、そして最終的には炭素星に変化します。^[42]

AGB 星の初期質量と年齢を正確に導き出すことは難しい。中質量星は AGB の開始まで比較的質量をほとんど失わず、10% 未満であるが、AGB、特に TP-AGB では質量が大きく減少する。初期質量が大きく異なる星でも、AGB 上では非常に似た特性を示すことがある。初期質量が 3  M _☉の星は AGB に到達するまでに約 4 億年かかり、その後 TP-AGB に到達するまでに約 600 万年かかり、TP-AGB 段階で 100 万年を過ごす。TP-AGB の前で約 0.1  M _☉、TP-AGB で 0.5  M _{☉を失う。0.6} M _☉の炭素酸素核は 白色矮星になり、残りの外層は剥がれて惑星状星雲になる可能性がある。^[43]

• χ 白鳥座の脈動
• χ Cygni の VSX ページ
• http://jumk.de/astronomie/special-stars/chi-cygni.shtml
• 違いを見つけよう – カイ・シグが最大 (2013 年 4 月 30 日)