Chi Cygni
- Individueller Stern fünfter Größe und dunkler
- Schwan (Sternbild)
- Roter Riese
- Mirastern
| Stern χ Cygni | |||||||||||||||
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| χ Cyg ist der Stern genau an der Pfeilspitze | |||||||||||||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||||
| Sternbild | Schwan | ||||||||||||||
| Rektaszension | 19h 50m 33,92s [1] | ||||||||||||||
| Deklination | +32° 54′ 50,6″ [1] | ||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit | 3,3 mag bis 14,3 mag [1] | ||||||||||||||
| Typisierung | |||||||||||||||
| Spektralklasse | S6,2e bis S10,4e [1] | ||||||||||||||
| B−V-Farbindex | +1,82 [2] | ||||||||||||||
| U−B-Farbindex | +0,96 [2] | ||||||||||||||
| R−I-Index | +2,68 [2] | ||||||||||||||
| Veränderlicher Sterntyp | Mira-Veränderlicher | ||||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||||
| Radialgeschwindigkeit | (1,6 ± 0,6) km/s [3] | ||||||||||||||
| Parallaxe | (5,53 ± 1,10) mas [4] | ||||||||||||||
| Entfernung [4] | (590 ± 120) Lj (180 ± 40) pc | ||||||||||||||
| Eigenbewegung [4] | |||||||||||||||
| Rek.-Anteil: | (-20,16 ± 0,73) mas/a | ||||||||||||||
| Dekl.-Anteil: | (-38,34 ± 0,90) mas/a | ||||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||||||||||
| Leuchtkraft |
0,4 bis 10.000 L☉ | ||||||||||||||
| Oberflächentemperatur | 2490 K | ||||||||||||||
| Rotationsdauer | 470 d | ||||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||||
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| Aladin previewer | |||||||||||||||
Chi Cygni (χ Cygni) ist ein veränderlicher Stern vom Typ Mira im Sternbild Schwan. Seine Veränderlichkeit wurde 1686 von Gottfried Kirch entdeckt. Er war somit nach Mira der zweite entdeckte Stern dieser Veränderlichenklasse.
Bei einer durchschnittlichen Periodenlänge von 408 Tagen zeigt Chi Cygni die größten Schwankungen der scheinbaren Helligkeit aller Mirasterne. Diese erreichte Extremwerte von +3,3 mag und +14,3 mag. [6] Somit ist Chi Cygni im Minimum nur mit Fernrohren mit einer Apertur (Öffnung) von über 30 Zentimetern sichtbar, während er im Maximum oft mit bloßem Auge gesehen werden kann.
Weil von der Oberfläche unter anderem CO und SiO als Gase abströmen und den Stern als Wolke aus Molekülen und Silikatstaub umgeben, kommt es zu einem Farbexzess, d. h. die von der Wolke absorbierte Strahlung des Sterns wird im infraroten Spektralbereich wieder emittiert. Der Infrarotanteil der Strahlung ist dadurch höher als es nach dem Planckschen Strahlungsgesetz für die Temperatur des Sterns zu erwarten wäre.
Literatur
- Robert Burnham Jr.: Burnham´s Celestial Handbook, Volume 2. New York 1978
- R. Sauermost, Ed.: Lexikon der Astronomie, Spektrum Akademischer Verlag 1995