Хи Лебедя (}n LyQy;x)
| χ Лебедя | |
|---|---|
| Звезда | |
 Хи Лебедя с расстояния 48 а.е.. Компьютерная симуляция | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|
| Тип | Одиночная звезда |
| Прямое восхождение | 19ч 50м 33,92с |
| Склонение | +32° 54′ 50,61″ |
| Расстояние | 550 св. лет [1] |
| Видимая звёздная величина (V) | 4,24[6] |
| Созвездие | Лебедь |
| Астрометрия | |
| Лучевая скорость (Rv) | −1,9 [2] км/c |
| Собственное движение | |
| • прямое восхождение | −23,57 [2] mas в год |
| • склонение | −38,49 [2] mas в год |
| Параллакс (π) | 9,43 ± 1,36 [2] mas |
| Спектральные характеристики | |
| Спектральный класс | M5IIISe[3] |
| Показатель цвета | |
| • B−V | 1,82 |
| • U−B | 0,96 |
| Переменность | мирида |
| Физические характеристики | |
| Масса | ≈ 2 [4] M⊙ |
| Температура | 3000 [5] K |
| Свойства | Звезда S-типа |
Ba Chi Cyg | |
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | данные |
| Источники: [2] | |
 Информация в Викиданных ? | |
 Медиафайлы на Викискладе | |
Хи Лебедя (χ Cygni, χ Cyg) — переменная звезда типа Миры, которая находится в созвездии Лебедь на расстоянии около 550 световых лет от нас.
Характеристики
[править | править код]χ Лебедя представляет собой звезду, находящуюся на этапе преобразования из карлика в красный гигант. Она периодически увеличивается в размерах, при этом колебания диаметра составляют от 450 миллионов километров до 720 миллионов километров (470 солнечных радиусов). Если звезду поместить в центр Солнечной системы, то она поглотила бы Землю и главный пояс астероидов. Период колебаний равен 408 суткам.[1] В момент максимума яркости χ Лебедя видна невооружённым глазом. Масса звезды примерно равна двум массам Солнца,[4] а температура поверхности — 3000 градусам по Кельвину.[5]
Спектральный анализ звезды показал, что в её составе в большом количестве присутствует технеций — элемент, не имеющий стабильных изотопов (период полураспада самого долгоживущего — 4,2 млн лет, что во много раз меньше возраста звезды). Это означает, что в этой звезде происходит синтез технеция. Вероятно, это может быть объяснено ядерными реакциями с захватом нейтронов, что характерно для звёзд S- и MS-классов и соответствует классической модели s-процесса, при котором каждое атомное ядро может захватывать несколько нейтронов[3].
Наблюдения в инфракрасном диапазоне показали,[7] что χ Лебедя окружает пылевая оболочка, состоящая, в основном, из силикатов и графита. Температура пылевой оболочки во внутреннем радиусе приблизительно равна 450 градусам по Кельвину.
Согласно общепринятой теории звёздной эволюции, наше Солнце через 5 миллиардов лет должно стать похожим на χ Лебедя, поэтому изучение данной системы позволит прояснить далёкое будущее Солнечной системы.
Примечания
[править | править код]- ↑ 1 2 David A. Aguilar. Close-up Photos of Dying Star Show Our Sun's Fate (англ.). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Press Release (15 декабря 2009). Дата обращения: 21 апреля 2010. Архивировано 23 апреля 2012 года.
- ↑ 1 2 3 4 5 SIMBAD (англ.). — χ Лебедя в базе данных SIMBAD. Дата обращения: 21 апреля 2010.
- ↑ 1 2 Dominy, James F.; Wallerstein, George. Quantitative technetium abundances in the long-period variables Chi Cygni and Omicron Ceti (англ.). Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), vol. 310, Nov. 1, 1986, p. 371-377. (11 января 1986). Дата обращения: 21 апреля 2010. Архивировано 23 апреля 2012 года.
- ↑ 1 2 Kurtis Williams. In the valley of the jolly (ho ho ho!) red giant (англ.). Blogspot (5 декабря 2009). Дата обращения: 21 апреля 2010. Архивировано 23 апреля 2012 года.
- ↑ 1 2 Hinkle, K. H., Hall, D. N. B., & Ridgway, S. T. Time series infrared spectroscopy of the Mira variable Chi Cygni (англ.). Astrophysical Journal, Part 1, vol. 252, Jan. 15, 1982, p. 697-714. (15 января 1982). Дата обращения: 21 апреля 2010. Архивировано 23 апреля 2012 года.
- ↑ Ducati J. R. Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system (англ.) — 2002. — Vol. 2237.
- ↑ Danchi, W. C.; Bester, M.; Degiacomi, C. G.; Greenhill, L. J.; Townes, C. H. Characteristics of dust shells around 13 late-type stars (англ.). The Astronomical Journal, vol. 107, no. 4, p. 1469-1513 (4 января 1994). Дата обращения: 21 апреля 2010. Архивировано 23 апреля 2012 года.
