61 Cygni

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Le 61 Cygni , parfois appelé l'étoile de Bessel de , est un système de l'étoile binaire dans le Cygnus de la constellation . Il se compose d'une paire de mdash orange des étoiles naines ; a appelé un &mdash visuel de la binaire ; cette orbite (ou tourner autour) avec une période environ de 659 ; Les années aux grandeurs apparentes du cinquième et sixième ils sont parmi les moindres étoiles remarquables évidentes dans le ciel de nuit à un observateur sans instrument optique .

61 Cygni ont attiré la première fois l'attention des astronomes dus à son mouvement approprié de grand . En 1838, c'est devenu la première étoile dont la distance de la terre , au sujet de 11 ; des années-lumière, ont été estimées par le Friedrich Wilhelm Bessel . Plus récemment, des variations régulières du mouvement du composant plus lumineux ont été détectées, qui peut indiquer la présence d'un compagnon invisible avec environ 1 pour cent la masse du Sun , ou 10 fois qui du Jupiter de planète.

Ce système ne devrait pas être confondu avec le 16 Cygni , qui inclut a Sun-comme l'étoile avec très une planète excentrique du (Bb de Cygni de 16).

Histoire d'observation

Le mouvement approprié de grand de 61 Cygni a été démontré la première fois par le Giuseppe Piazzi en 1804, qui l'a baptisé le " ; Vol Star" ;. Le résultat de Piazzi, cependant, a suscité peu d'attention alors due relativement à l'envergure de brève durée de son observations&mdash ; un seul 10 ; années. Il prendrait une publication par le Friedrich Wilhelm Bessel en 1812 pour porter cette étoile à la connaissance répandue des astronomes.

Le Friedrich Georg Wilhelm von Struve a découvert la première fois que c'était une binaire en 1830. Pendant beaucoup d'années ensuite, cependant, là est resté une certaine incertitude de savoir si cette paire était une seule juxtaposition des étoiles ou d'un système binaire réel.

Le grand mouvement approprié pour ce système, le plus le plus large pour se en tiennent le premier rôle alors, fait 61 Cygni un candidat pour la détermination de sa distance par la méthode de parallaxe quand la qualité des observations astronomiques a rendu la première fois ceci possible. Le système a donc la distinction d'être la première étoile (à l'exclusion du Sun) pour avoir sa distance de la terre mesurée. Ceci a été accompli par le Bessel en 1838 qui est arrivé à une parallaxe de MAS 313.6, près de la valeur actuellement admise de MAS 287.36 ; années-lumière).

Seulement quelques ans après, cependant, le Groombridge 1830 a été découvert pour avoir plus grand mouvement approprié. 61 Cygni maintient la distinction de avoir plus grand mouvement approprié de n'importe quelle étoile évidente avec l'oeil sans aide (bien que Groombridge 1830 à la grandeur 6.4 peut être vu avec l'oeil nu sous les cieux particulièrement foncés). Il a septième le plus élevé mouvement approprié de tous les systèmes stellaires répertoriés Hipparcos de .

D'ici Bessel la parallaxe 1911 de 0.3136 seulement s'était légèrement améliorée à 0.310, et les observations à l'observatoire de Yerkes de avaient mesuré sa vitesse radiale en tant que 62 km/sec< ! -- aucunes décimales pour la vitesse nette parce que le radial a l'erreur +-0.9 ; les données radiales ont lieu de 1957 et sont, comme le mouvement approprié, amassent fait la moyenne ; la parallaxe a lieu de 1997 -->

En 1911, le patron de Benjamin de a édité des données indiquant que le système de 61 Cygni était un membre d'un groupe comoving d'étoiles. C'était groupe plus tard augmenté pour inclure 26 membres potentiels. Les membres possibles incluent le bêta Columbae , le pi Mensae , 14 le Taureau et 68 Virginis. Les vitesses d'espace typiques de ce groupe d'étoiles est 105&ndash ; 114 ; km/s relativement au Sun.

En raison de leur séparation angulaire large (et également de mouvement orbital lent), il était au commencement peu clair si les deux étoiles dans ce système aient été physiquement reliées. Les mesures respectives de parallaxe de 0.288&Prime ; a donné une séparation de plus de deux années-lumière cependant, par 1917 différences mesurées de raffinage de parallaxe avait réduit la séparation sensiblement, et la nature binaire de ce système était claire d'ici 1934 avec les éléments orbitaux étant édités.

Propriétés

Bien qu'il semble être une étoile simple à l'oeil nu, 61 Cygni est en fait un système binaire largement séparé , composé de deux étoiles de séquence principale du de la classe du K (orange), 61 Cygni A et 61 Cygni B. Le plus lumineux 61 Cygni A d'étoile est de la grandeur apparente 5.2 de , le plus faible 61 Cygni B est 6. Toutes les deux semblent être de vieilles étoiles de disque, avec un âge prévu qui est plus ancien que le Sun. Le système a une vitesse d'espace nette de 108 ; km/s relativement au Sun, qui a comme conséquence le mouvement approprié élevé à travers le ciel.

Le composant A est légèrement le plus massif des paires. Il a un cycle d'activité qui est beaucoup plus prononcé que le cycle solaire de la tache solaire . C'est un cycle d'activité complexe qui varie avec une période environ de 7. (Une première évaluation a donné une période de 7.) La combinaison de l'activité de starspot a combiné avec la rotation et l'activité chromosphérique est caractéristique d'un PAR Draconis variable.

Le composant B montre un modèle plus chaotique de la variabilité qu'A, avec les fusées à court terme significatives.7 ; périodicité d'année au cycle d'activité global du B.

Un observateur employant 7× ; 50 jumelles peuvent trouver le sud-est binoculaire de 61 champs de Cygni deux du lumineux Deneb d'étoile. La séparation angulaire des deux étoiles est légèrement plus grande que la taille angulaire du Saturne (16&ndash ; 20&Prime ;). Ainsi, sous l'idéal voyant des conditions, le système binaire peut être résolu par un télescope avec une ouverture de 6mm. C'est tout à fait en conformité avec les possibilités des jumelles typiques.

Compagnons possibles de la bas-masse

À plusieurs occasions on l'a réclamé que 61 Cygni a les compagnons invisibles de la bas-masse, les planètes ou un nain de Brown . La rive de Kaj de a introduit au premier une telle réclamation en 1942 using des observations pour détecter des variations minuscules mais systématiques des mouvements orbitaux de 61 Cygni A et B. Ces perturbations ont suggéré qu'un troisième corps ait satellisé 61 Cygni A. Dans 1957 données additionnelles permises le pour rétrécir ses incertitudes, réclamant que l'objet a semblé avoir environ huit fois la masse du Jupiter . Avec une période orbitale calculée de 4.8 ; années, l'axe semi-principal prévu de 2. En Wulff 1978 Dieter Heintz a suggéré que ces réclamations aient été " ; spurious" ; , ne pas détecter toute évidence d'un tel mouvement vers le bas à six pour cent du mass&mdash du Sun ; équivalent à environ 60 fois la masse de Jupiter.

En raison de la proximité de ce système au Sun, c'est une cible fréquente d'intérêt pour des astronomes. Les deux étoiles ont été choisies par NASA comme " ; Rangée 1" ; cibles pour la mission optique proposée d'interférométrie de l'espace de . Cette mission est potentiellement capable de détecter des planètes avec aussi le peu de que 3 fois la masse de la terre à une distance orbitale de 2 ; A. Les mesures de ce système ont détecté un excès du rayonnement infrarouge du lointain , au delà de ce qui est émis par les étoiles. Un tel excès est parfois associé à un disque de de la poussière , mais dans ce cas-ci il se trouve suffisamment de près d'une ou de toutes les deux étoiles qu'on ne l'a pas encore résolu avec un télescope.

Voir également

liste des étoiles les plus proches
61 Cygni dans la fiction - étoiles de et systèmes planétaires dans la fiction

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