Em 1686, o astrónomo alemão Gottfried Kirch descobriu que a estrela catalogada por Johannes Bayer no início do século XVII, no atlas Uranometria, sob o nome de χ (chi) Cygni, variava de brilho periodicamente. Kirch notou que a estrela aparecia e desaparecia periodicamente do pescoço do Cisne.

A análise da longa série temporal de observações da estrela mostra que o seu brilho aparente varia com uma periodicidade aproximada de 407 dias. No máximo de brilho a estrela pode atingir magnitude 3.5, perfeitamente visível a olho nu, mergulhando depois para um mínimo que pode atingir magnitude 14.2, altura em que é visível apenas com um telescópio de 10 polegadas ou maior. Hoje sabe-se também que χ Cygni é uma estrela gigante vermelha numa fase especial da sua evolução. As suas camadas exteriores estão a ser gradualmente ejectadas para o espaço circundante por pulsações periódicas e daqui por algumas dezenas de milhares de anos transformar-se-á numa nebulosa planetária. As melhores estimativas colocam-na a uma distância de 600 anos-luz.

Medições realizadas com um tipo especial de telescópio, um interferómetro, mostram que o diâmetro médio da χ do Cisne é de 2.2 Unidades Astronómicas (UA), cerca de 470 vezes o diâmetro solar! A luminosidade correspondente é de uns espantosos 16 mil sóis e a massa (estimada indirectamente) entre 2 e 3 vezes a solar. O mesmo instrumento mostra que, ao longo do ciclo, o tamanho da estrela varia entre um mínimo de 1.3 UA e um máximo de 3.1 UA. Ao contrário do que se possa pensar, a luminosidade total da estrela não varia muito. De facto, quando a estrela se expande, a temperatura da fotosfera diminui e a estrela passa a emitir principalmente no infravermelho, diminuindo o seu brilho aparente; quando se contrai, a temperatura da fotosfera sobe e a estrela emite mais radiação no visível, aumentando o seu brilho aparente. É precisamente numa destas fases em que se encontra mais compacta e mais quente que a estrela se encontra agora, aparecendo de forma conspícua no pescoço do Cisne.

As gigantes vermelhas neste estágio da sua evolução têm um núcleo inerte de carbono e oxigénio, rodeado por uma camada de hélio e mais acima, em direcção à superfície, hidrogénio. A luminosidade da estrela deve-se a reacções nucleares não no núcleo mas antes nestas camadas exteriores. Alternadamente, a estrela realiza a fusão do hélio em carbono e oxigénio, na base da camada de hélio, e a fusão do hidrogénio em hélio, na base da camada de hidrogénio.

As pulsações da estrela devem-se a um mecanismo semelhante a uma máquina a vapor. A dificuldade com que a radiação proveniente do interior da estrela atravessa o plasma (também chamada de “opacidade do plasma”) numa parte da camada de hélio é muito sensível ao aumento da temperatura. Por outro lado, a uma maior opacidade corresponde uma maior pressão do plasma pois uma maior fracção da radiação proveniente do interior é por ele absorvida. Este cenário, juntamente com a gravidade da estrela, dá origem a um ciclo de feedback positivo: a estrela contrai-se, a temperatura sobe, a opacidade aumenta, a pressão do plasma aumenta, a estrela expande-se, a temperatura diminui, a opacidade diminui, a pressão do plasma diminui, a estrela contrai-se, a temperatura sobe, a opacidade aumenta, e assim por diante.

(Referências: AAVSO)