61 Cygni
  | |
|
Observationsdata Epok J2000.0 Dagjämning J2000.0 |
|
|---|---|
| Konstellation | Cygnus |
| 61 Cygni A | |
| Rätt uppstigning | 21 h 06 m 53.940 s |
| Deklination | +38° 44′ 57,90″ |
| Skenbar magnitud (V) | 5.21 |
| 61 Cygni B | |
| Rätt uppstigning | 21 h 06 m 55,31 s |
| Deklination | +38° 44′ 31,4″ |
| Skenbar magnitud (V) | 6.05 |
| Egenskaper | |
| 61 Cyg A | |
| Spektral typ | K5V |
| U−B färgindex | +1,155 |
| B−V färgindex | +1,139 |
| Variabel typ | AV Dra |
| 61 Cyg B | |
| Spektral typ | K7V |
| U−B färgindex | +1,242 |
| B−V färgindex | +1,320 |
| Variabel typ | Flare stjärna |
| Astrometri | |
| 61 Cygni A | |
| Radiell hastighet (R v ) | -65,94 km/s |
| Korrekt rörelse (μ) | RA: 4164.174 mas / år Dec.: 3249.991 mas / år |
| Parallax (π) | 285,9949 ± 0,0599 mas |
| Distans | 11,404 ± 0,002 ly (3,4966 ± 0,0007 st ) |
| Absolut magnitud ( MV ) | 7,506 |
| 61 Cygni B | |
| Radiell hastighet (R v ) | -64,43 km/s |
| Korrekt rörelse (μ) | RA: 4 105,786 mas / år Dec.: 3 155,759 mas / år |
| Parallax (π) | 286,0054 ± 0,0289 mas |
| Distans | 11,404 ± 0,001 ly (3,4964 ± 0,0004 st ) |
| Absolut magnitud ( MV ) | 8,228 |
| Bana | |
| Följeslagare | 61 Cygni B |
| Period (P) | 678 ±34 år |
| Halvstor axel (a) | 24,272 ±0,592 tum |
| Excentricitet (e) | 0,49 ±0,03 |
| Lutning (i) | 51 ±2 ° |
| Nodens longitud (Ω) | 178 ±2 ° |
| Periastron -epok (T) | 1709 ±16 |
|
Argument för periastron (ω) (sekundär) |
149 ±6 ° |
| Detaljer | |
| 61 Cygni A | |
| Massa | 0,70 M ☉ |
| Radie | 0,665 ±0,005 R ☉ |
| Ljusstyrka | 0,153 ±0,01 L ☉ |
| Ytgravitation (log g ) | 4,40 cgs |
| Temperatur | 4 526 ±66 K |
| Metallicitet [Fe/H] | –0,20 dex |
| Rotation | 35.37 d |
| Ålder | 6,1 ±1 Gyr |
| 61 Cygni B | |
| Massa | 0,63 M ☉ |
| Radie | 0,595 ±0,008 R ☉ |
| Ljusstyrka | 0,085 ±0,007 L ☉ |
| Ytgravitation (log g ) | 4,20 cgs |
| Temperatur | 4 077 ±59 K |
| Metallicitet [Fe/H] | –0,27 dex |
| Rotation | 37,84 d |
| Ålder | 6,1 ±1 Gyr |
| Övriga beteckningar | |
| 61 Cygni A : V1803 Cygni, HD 201091, HIP 104214, HR 8085, 3603 Cygni, 3603 Cygni, 3423 , SA 9085 , 3623, 3603, 6, 6, 6, 6, 6 , 6, 6 | |
| gni B : HD 201092, HIP 104217, HR 8086, BD +38°4344, LHS 63 | |
| Databasreferenser | |
| SIMBAD | Systemet |
| A | |
| B | |
61 Cygni / ˈ s ɪ ɡ n i / är ett binärt stjärnsystem i stjärnbilden Cygnus , bestående av ett par dvärgstjärnor av K-typ som kretsar kring varandra under en period av cirka 659 år. Med skenbar magnitud 5,20 respektive 6,05 kan de ses med kikare i stadshimlen eller med blotta ögat på landsbygden utan ljusföroreningar.
61 Cygni väckte först astronomers uppmärksamhet när dess stora egenrörelse först demonstrerades av Giuseppe Piazzi 1804. 1838 mätte Friedrich Bessel sitt avstånd från jorden till cirka 10,4 ljusår , mycket nära det faktiska värdet på cirka 11,4 ljus- år; detta var den första uppskattningen av avståndet för någon annan stjärna än solen , och den första stjärnan som fick sin stjärnparallax uppmätt. Bland alla stjärnor eller stjärnsystem som listas i den moderna Hipparcos-katalogen har 61 Cygni den sjunde högsta egenrörelsen och den högsta bland alla synliga stjärnor eller system.
Under loppet av 1900-talet rapporterade flera olika astronomer bevis på att en massiv planet kretsade runt en av de två stjärnorna, men nyligen genomförda högprecisionsobservationer av radiell hastighet har visat att alla sådana påståenden var ogrundade. Inga planeter har hittills bekräftats i detta stjärnsystem.
namn
61 Cygni är relativt svagt, så det förekommer inte på antika stjärnkartor, och det ges inte heller ett namn i västerländska eller kinesiska system .
Namnet "61 Cygni" är en del av Flamsteed-beteckningen som tilldelats stjärnor. Enligt detta beteckningsschema, utarbetat av John Flamsteed för att katalogisera hans observationer, numreras stjärnor i en viss konstellation i ordningen för deras högra uppstigning , inte med grekiska bokstäver som Bayer-beteckningen gör. Stjärnan förekommer inte under det namnet i Flamsteeds Historia Coelestis Britannica , även om det har uppgetts av honom att 61 Cygni faktiskt motsvarar vad han kallade 85 Cygni i 1712 års upplaga. Den har också kallats "Bessels stjärna" eller "Piazzis flygande stjärna".
Observationshistorik
Tidiga observationer
Den första väl registrerade observationen av stjärnsystemet med hjälp av optiska instrument gjordes av James Bradley den 25 september 1753, när han märkte att det var en dubbelstjärna. William Herschel började systematiska observationer av 61 Cygni som en del av en bredare studie av dubbelstjärnor. Hans observationer ledde till slutsatsen att binära stjärnor var tillräckligt åtskilda för att de skulle visa olika rörelser i parallax under året, och hoppades kunna använda detta som ett sätt att mäta avståndet till stjärnorna.
År 1792 märkte Giuseppe Piazzi den höga egenrörelsen när han jämförde sina egna observationer av 61 Cygni med de av Bradley, som gjordes 40 år tidigare. Detta ledde till ett stort intresse för 61 Cygni av samtida astronomer, och dess kontinuerliga observationer sedan det datumet. Piazzis upprepade mätningar ledde till ett definitivt värde av dess rörelse, som han publicerade 1804. Det var i denna uppteckning han döpte systemet till "Flygande stjärna".
Piazzi noterade att denna rörelse innebar att den förmodligen var en av de närmaste stjärnorna, och föreslog att den skulle vara en främsta kandidat för ett försök att bestämma dess avstånd genom parallaxmätningar, tillsammans med två andra möjligheter, Delta Eridani och Mu Cassiopeiae .
Parallaxmätning
Ett antal astronomer tog snart upp uppgiften, inklusive försök av François Arago och Claude-Louis Mathieu 1812, som registrerade parallaxen vid 500 millibågesekunder (mas), och Christian Heinrich Friedrich Peters använde Aragos data för att beräkna ett värde på 550 mas. Peters beräknade ett bättre värde baserat på observationer gjorda av Bernhard von Lindenau vid Seeburg mellan 1812 och 1814; han beräknade det till 470 ±510 mas. Von Lindenau hade redan noterat att han inte hade sett någon parallax, och som Friedrich Georg Wilhelm von Struve påpekade efter sin egen testserie mellan 1818 och 1821, är alla dessa siffror mer exakta än exaktheten hos det instrument som används.
Friedrich Wilhelm Bessel gjorde ett anmärkningsvärt bidrag 1812 när han använde en annan metod för att mäta avstånd. Med antagande om omloppstiden för de två stjärnorna i binären till 400 år, uppskattade han avståndet mellan de två detta skulle kräva och mätte sedan vinkelavståndet mellan stjärnorna. Detta ledde till ett värde på 460 mas. [ citat behövs ] Han följde sedan upp detta med direkta parallaxmätningar i en serie observationer mellan 1815 och 1816, och jämförde det med sex andra stjärnor. De två uppsättningarna mätningar gav värden på 760 och 1320 mas. Alla dessa uppskattningar, liksom tidigare försök från andra, behöll felaktigheter som var större än mätningarna.
När Joseph von Fraunhofer uppfann en ny typ av heliometer , utförde Bessel ytterligare en uppsättning mätningar med denna anordning 1837 och 1838 i Königsberg . Han publicerade sina fynd 1838 med ett värde av 369,0±19,1 mas till A och 260,5±18,8 till B , och uppskattade mittpunkten till 313,6±13,6. Detta motsvarar ett avstånd på cirka 600 000 astronomiska enheter , eller cirka 10,4 ljusår. Detta var den första direkta och tillförlitliga mätningen av avståndet till en annan stjärna än solen. Hans mätning publicerades bara kort före liknande parallaxmätningar av Vega av Friedrich Georg Wilhelm von Struve och Alpha Centauri av Thomas Henderson samma år. Bessel fortsatte att göra ytterligare mätningar vid Königsberg och publicerade totalt fyra kompletta observationskörningar, den sista 1868. Den bästa av dessa placerade mittpunkten på 360,2 ±12,1 mas, gjorda under observationer 1849. Detta är nära det för närvarande accepterade värde på 287,18 mas (avkastning 11,36 ljusår).
Bara några år efter Bessels mätning konstaterade Friedrich Wilhelm Argelander 1842 att Groombridge 1830 hade en ännu större egenrörelse och 61 Cygni blev den näst högsta kända. Den flyttades senare längre ner på listan av Kapteyns stjärna och Barnards stjärna . 61 Cygni har den sjunde högsta egenrörelsen av alla stjärnsystem listade i den moderna Hipparcos-katalogen , men behåller titeln högsta egenrörelse bland stjärnor som är synliga för blotta ögat.
Binära observationer
På grund av den breda vinkelseparationen mellan 61 Cygni A och B, och den motsvarande långsamma omloppsrörelsen, var det initialt oklart om de två stjärnorna i 61 Cygni-systemet var ett gravitationsbundet system eller helt enkelt en sammanställning av stjärnor . von Struve argumenterade först för dess status som binär 1830, men frågan förblev öppen.
Men 1917 visade raffinerade uppmätta parallaxskillnader att separationen var betydligt mindre. Den binära karaktären hos detta system var tydlig 1934, och orbitalelement publicerades.
År 1911 publicerade Benjamin Boss data som tydde på att 61 Cygni-systemet var en medlem av en kommande grupp stjärnor. Denna grupp som innehöll 61 Cygni utökades senare till att omfatta 26 potentiella medlemmar. Möjliga medlemmar inkluderar Beta Columbae , Pi Mensae , 14 Tauri och 68 Virginis. Rymdhastigheterna för denna grupp stjärnor varierar från 105 till 114 km/s i förhållande till solen.
Observationer gjorda av planetsökprogram visar att båda komponenterna har starka linjära trender i de radiella hastighetsmätningarna .
Amatörobservation
En observatör som använder 7×50 kikare kan hitta 61 Cygni två kikarefält sydost om den ljusa stjärnan Deneb . Vinkelseparationen mellan de två stjärnorna är något större än Saturnus vinkelstorlek (16–20 tum) . Så, under idealiska betraktningsförhållanden, kan det binära systemet lösas av ett teleskop med en 7 mm bländare. Detta är väl inom kapaciteten för bländare hos typiska kikare, men för att lösa det binära behöver dessa en stadig montering och ungefär 10x förstoring. Med en separation på 28 bågsekunder mellan de ingående stjärnorna skulle 10x förstoring ge en skenbar separation på 280 bågsekunder, över den allmänt betraktade ögonupplösningsgränsen på 4 bågminuter eller 240 bågsekunder.
Egenskaper
Även om det verkar vara en enda stjärna för blotta ögat, är 61 Cygni ett vitt separerat binärt stjärnsystem, sammansatt av två K klass (orange) huvudsekvensstjärnor , den ljusare 61 Cygni A och svagare 61 Cygni B, som har uppenbara magnituder på 5,2 respektive 6,1. Båda verkar vara gamla diskstjärnor , med en uppskattad ålder som är äldre än solen. På ett avstånd av drygt 11 ljusår är det det 15:e närmaste kända stjärnsystemet till jorden (exklusive solen). 61 Cygni A är den fjärde närmaste stjärnan som är synlig för blotta ögat för observatörer på mitten av latituden, efter Sirius , Epsilon Eridani och Procyon A . Detta system kommer att närma sig sitt närmaste vid omkring 20 000 CE , då avståndet från solen kommer att vara omkring 9 ljusår. Mindre och svagare än solen, 61 Cygni A har cirka 70 procent av en solmassa , 72 procent av dess diameter och cirka 8,5 procent av dess ljusstyrka och 61 Cygni B har cirka 63 procent av en solmassa, 67 procent av dess diameter, och 3,9 procent av dess ljusstyrka. 61 Cygni A:s långsiktiga stabilitet ledde till att den valdes ut som en "ankarstjärna" i Morgan–Keenan (MK) klassificeringssystemet 1943, och fungerade som K5 V "ankarpunkt" sedan den tiden. Från och med 1953 har 61 Cygni B ansetts vara en K7 V standardstjärna (Johnson & Morgan 1953, Keenan & McNeil 1989).
61 Cygni A är en typisk BY Draconis variabel stjärna betecknad som V1803 Cyg medan 61 Cygni B är en variabel stjärna av flaretyp med namnet HD 201092 med deras magnituder varierande 5,21 V respektive 6,03. De två stjärnorna kretsar runt sitt gemensamma barycentrum under en period av 659 år, med en medelseparation på cirka 84 AU —84 gånger separationen mellan jorden och solen. Den relativt stora orbitala excentriciteten på 0,48 betyder att de två stjärnorna är åtskilda med cirka 44 AU vid periapsis och 124 AU vid apoapsis . Parets lugna omloppsbana har gjort det svårt att fastställa deras respektive massor, och noggrannheten av dessa värden är fortfarande något kontroversiell. I framtiden kan detta problem lösas genom användning av asteroseismologi . 61 Cygni A har cirka 11 % mer massa än 61 Cygni B.
Systemet har en aktivitetscykel som är mycket mer uttalad än solfläckscykeln . Detta är en komplex aktivitetscykel som varierar med en period på cirka 7,5±1,7 år. Stjärnfläcksaktiviteten kombinerad med rotation och kromosfärisk aktivitet är en egenskap hos en BY Draconis-variabel. På grund av differentiell rotation varierar stjärnans ytrotationsperiod beroende på latitud från 27 till 45 dagar, med en genomsnittlig period på 35 dagar.
Stjärnvindens utflöde från komponent A producerar en bubbla i det lokala interstellära molnet. Längs stjärnans rörelseriktning inom Vintergatan sträcker sig denna ut till ett avstånd av 30 AU, eller ungefär Neptunus omloppsavstånd från solen. Detta är lägre än avståndet mellan de två komponenterna i 61 Cygni, så de två delar sannolikt inte en gemensam atmosfär. Astrosfärens kompakthet beror sannolikt på det låga massutflödet och den relativt höga hastigheten genom det lokala interstellära mediet.
61 Cygni B uppvisar ett mer kaotiskt mönster av variabilitet än A, med betydande kortvariga flare. Det finns en 11,7-årig periodicitet för den övergripande aktivitetscykeln för B. Båda stjärnorna uppvisar stjärnljusaktivitet, men kromosfären för B är 25 % mer aktiv än för 61 Cygni A. Som ett resultat av differentiell rotation varierar rotationsperioden efter latitud från 32 till 47 dagar, med en genomsnittlig period på 38 dagar.
Det finns en viss oenighet om detta systems evolutionära ålder. Kinematisk data ger en åldersuppskattning på cirka 10 Gyr . Gyrokronologi , eller åldersbestämning av en stjärna baserat på dess rotation och färg, resulterar i en medelålder på 2,0 ±0,2 Gyr . Åldrarna baserade på kromosfärisk aktivitet för A och B är 2,36 Gyr respektive 3,75 Gyr. Slutligen ger åldersuppskattningarna med den isokrona metoden, som innebär att stjärnorna anpassas till evolutionära modeller, övre gränser på 0,44 Gyr och 0,68 Gyr. En evolutionär modell från 2008 som använder CESAM2k-koden från Côte d'Azur-observatoriet ger dock en åldersuppskattning på 6,0 ±1,0 Gyr för paret.
Anspråk på ett planetsystem
Vid olika tillfällen har det hävdats att 61 Cygni kan ha osedda lågmassa följeslagare, planeter eller en brun dvärg . Kaj Strand från Sproul Observatory, under ledning av Peter van de Kamp , gjorde det första sådana påståendet 1942 med hjälp av observationer för att upptäcka små men systematiska variationer i omloppsrörelserna för 61 Cygni A och B. Dessa störningar antydde att en tredje kropp av cirka 16 Jupitermassor måste kretsa runt 61 Cygni A. Rapporter om denna tredje kropp tjänade som inspiration för Hal Clements science fiction-roman Mission of Gravity från 1953 . 1957 minskade van de Kamp sina osäkerheter och hävdade att föremålet hade en massa på åtta gånger Jupiters massa, en beräknad omloppsperiod på 4,8 år och en halvstoraxel på 2,4 AU, där 1 AU är medelavståndet från jorden till solen. 1977 föreslog sovjetiska astronomer vid Pulkovo-observatoriet nära Sankt Petersburg att systemet inkluderade tre planeter: två jätteplaneter med sex och tolv Jupitermassor runt 61 Cyg A, och en jätteplanet med sju Jupitermassor runt 61 Cygni B.
1978 bevisade Wulff-Dieter Heintz från Sproul-observatoriet att dessa påståenden var falska, eftersom de inte kunde upptäcka några bevis på en sådan rörelse ner till sex procent av solens massa – motsvarande ungefär 60 gånger Jupiters massa .
Under 2018 avslöjade analys av Gaia (rymdfarkost) andra datautgivning (DR2) betydande anomalier i korrekt rörelse i binärstjärnornas banor runt varandra; stjärnorna kretsade inte riktigt runt deras massacentrum med 61 Cygni B som också kretsade för långsamt för sin antagna massa. Dessa anomalier tillsammans indikerar den möjliga närvaron av ett störande tredje objekt i omloppsbana runt 61 Cygni B.
Den beboeliga zonen för 61 Cygni A, definierad som de platser där flytande vatten kan finnas på en jordliknande planet, är 0,26–0,58 AU . För 61 Cygni B är den beboeliga zonen 0,24–0,50 AU.
Förfina planetära gränser
Eftersom inget visst planetariskt objekt hittills har upptäckts runt någon av stjärnorna, har McDonald Observatory- teamet satt gränser för närvaron av en eller flera planeter runt 61 Cygni A och 61 Cygni B med massor mellan 0,07 och 2,1 Jupitermassor och genomsnittliga separationer som sträcker sig mellan 0,05 och 5,2 AU.
På grund av det här systemets närhet till solen är det ett vanligt mål av intresse för astronomer. Båda stjärnorna valdes ut av NASA som "Tier 1"-mål för det föreslagna optiska rymdinterferometriuppdraget . Detta uppdrag är potentiellt kapabelt att upptäcka planeter med så lite som 3 gånger jordens massa på ett omloppsavstånd av 2 AU från stjärnan.
Mätningar av detta system verkade ha upptäckt ett överskott av långt infraröd strålning , utöver vad som sänds ut av stjärnorna. Ett sådant överskott förknippas ibland med en dammskiva , men i det här fallet ligger det tillräckligt nära en eller båda stjärnorna för att det inte har lösts upp med ett teleskop. En studie från 2011 med Keck Interferometer Nuller kunde inte detektera något exozodiakalt damm runt 61 Cygni A.
Objekt för biosignaturforskning
De två stjärnorna är bland fem (alla närliggande stjärnor) paradigm listade bland dessa K-stjärnor av en typ i en "sweet spot" mellan solanaloga stjärnor och M-stjärnor för sannolikheten för utvecklat liv, enligt analys av Giada Arney från NASA:s Goddard Space Flight Center.
Se även
Anteckningar
externa länkar
- "61 Cygni 2" . SolStation. Arkiverad från originalet den 15 juli 2007 . Hämtad 16 juli 2007 .
- Kaler, James B. "61 Cygni" . University of Illinois i Urbana–Champaign . Arkiverad från originalet den 7 juli 2007 . Hämtad 16 juli 2007 .
- BY Draconis variabler
- Binära stjärnor
- Bright Star Catalog-objekt
- Cygnus (stjärnbild)
- Upptäckter av Giuseppe Piazzi
- Durchmusterung objekt
- Flamsteed-objekt
- Gliese och GJ objekt
- Henry Draper Katalogobjekt
- Stjärnor med hög properrörelse
- Hipparcos föremål
- K-typ huvudsekvensstjärnor
- Objekt med variabla stjärnbeteckningar