61 Cygni - 61 Cygni

редактировать

61 Cygni
Созвездие Лебедя map.svg Red circle.svg Местоположение 61 Cygni (в кружке)
Данные наблюдений. Epoch J2000.0 Равноденствие J2000.0
Созвездие Лебедь
61 Лебедя A
Прямое восхождение 21 06 53.940
Склонение + 38 ° 44 ′ 57.90 ″
Видимая звездная величина (V)5,21
61 Лебедя B
Прямое восхождение 21 06 55,31
Склонение + 38 ° 44 ′ 31,4 ″
Видимая звездная величина (В)6,05
Характеристики
61 Cyg A
Спектральный тип K5V
U − B индекс цвета + 1,155
B − V индекс цвета +1,139
Тип переменной BY Dra
61 Cyg B
Спектральный тип K7V
U − B индекс цвета +1,242
B − V индекс цвета +1,320
Тип переменной Вспышка звезды
Астрометрия
61 Cygni A
Лучевая скорость (Rv)-65,94 км / с
Собственное движение (μ)RA: 4164,174 mas /yr. Dec.: 3249,991 mas /yr
Параллакс (π)285,9459 ± 0,1008 mas
Расстояние 11,406 ± 0,004 ly. (3,497 ± 0,001 pc )
Абсолютная звездная величина (MV)7,506
61 Cygni B
Радиальная скорость (Rv)-64,43 км / с
Собственное движение (μ)RA: 4,105,786 mas /yr. Dec: 3,155,759 mas /yr
Parallax (π)286,1457 ± 0,0590 mas
Расстояние 11,398 ± 0,002 ly. (3,4947 ± 0,0007 pc )
Абсолютная звездная величина (MV)8,228
Орбита
Спутник61 Лебедя B
Период (P)678 ± 34 yr
Большая полуось (a)24,272 ± 0,592 ″
Эксцентриситет (e)0,49 ± 0,03
Наклон (i)51 ± 2 °
Долгота узла (Ом)178 ± 2 °
Периастр эпоха (T)1709 ± 16
Аргумент периастра (ω) . (вторичный)149 ± 6 °
Подробности
61 Cygni A
Масса 0,70 M
Радиус 0,665 ± 0,005 R
Светимость 0,153 ± 0,01 L
Плотность на поверхности (log g)4,40 cgs
Температура 4,526 ± 66 K
Металличность [Fe / H]–0,20 dex
Вращение 35,37 d
Возраст 6,1 ± 1 Gyr
61 Cygni B
Масса 0,63 M
Радиус 0,595 ± 0,008 R
Светимость0,085 ± 0,007 L
Плотность (log g)4,20 cgs
Температура 4,077 ± 59 K
Металличность [Fe / H]–0,27 dex
Вращение 37,84 d
Возраст 6,1 ± 1 млрд лет
Другие обозначения
GJ 820 A / B, Струве 2758, ADS 14636, V1803 Cygni, GCTP 5077.00
61 Cygni A : V1803 Cygni, HD 201091, HIP 104214, HR 8085, BD + 38 ° 4343, LHS 62, SAO 70919
61 Cygni B : HD 201092, HIP 104217, HR 8086, BD + 38 ° 4344, LHS 63
Ссылки на базы данных
SIMBAD Система
A
B

61 Лебедь - система двойной звезды в созвездии Лебедь, состоящая из пары K-тип карликовые звезды, которые вращаются вокруг друг друга за период около 659 лет. Имея видимую звездную величину 5.20 и 6.05 соответственно, их можно увидеть в бинокль в городском небе или невооруженным глазом в сельской местности без фотозагрязнения.

61 Лебедь впервые привлек внимание астрономов, когда его большое собственное движение было впервые продемонстрировано Джузеппе Пиацци в 1804 году. В 1838 году Фридрих Бессель измерил его расстояние от Земли примерно в 10,4 световых лет, что очень близко к фактической величине примерно в 11,4 световых лет; это была первая оценка расстояния для любой звезды, кроме Солнца, и первая звезда, у которой был измерен ее звездный параллакс. Среди всех звезд или звездных систем, перечисленных в современном Каталоге Hipparcos, 61 Лебедь имеет седьмое по величине собственное движение и самое высокое среди всех видимых звезд или систем.

В течение всего периода двадцатого века, несколько разных астрономов сообщили о свидетельствах массивной планеты, вращающейся вокруг одной из двух звезд, но недавние высокоточные наблюдения лучевой скорости показали, что все такие утверждения были необоснованными. На сегодняшний день наличие планет в этой звездной системе не подтверждено.

Содержание

  • 1 Имя
  • 2 История наблюдений
    • 2.1 Ранние наблюдения
    • 2.2 Измерение параллакса
    • 2.3 Бинарные наблюдения
  • 3 Любительские наблюдения
  • 4 Свойства
  • 5 планетная система
    • 5.1 Уточнение планетарных границ
    • 5.2 Объект для исследования биосигнатуры
  • 6 См. также
  • 7 Примечания
  • 8 Ссылки
  • 9 Внешние ссылки

Имя

61 Лебедь относительно тусклый, поэтому он не появляется на древних звездных картах, и ему не дано название в западной или китайской системе.

Имя «61 Лебедь» является частью Обозначение Флемстида присвоено звёздам. Согласно этой схеме обозначений, разработанной Джоном Флэмстидом для каталогизации своих наблюдений, звезды определенного созвездия нумеруются в порядке их прямого восхождения, а не греческими буквами, как Обозначение Байера соответствует. Звезда не появляется под этим именем в Historia Coelestis Britannica Флэмстида, хотя он заявил, что 61 Лебедя фактически соответствует тому, что он назвал 85 Лебедями в издании 1712 года. Его также называют «звездой Бесселя» или «летающей звездой Пиацци».

История наблюдений

Ранние наблюдения

Первое хорошо зарегистрированное наблюдение звездной системы с помощью оптических инструментов был сделан Джеймсом Брэдли 25 сентября 1753 года, когда он заметил, что это двойная звезда. Уильям Гершель начал систематические наблюдения 61 Лебедя как часть более широкого исследования двойных звезд. Его наблюдения привели к выводу, что двойные звезды были достаточно разделены, чтобы показывать разные движения в параллаксе в течение года, и надеялся использовать это как способ измерения расстояния до звезд.

GIF, показывающий собственное движение звездной системы с интервалом в год. 61 Лебедь показывает собственное движение (движение с нашей точки обзора) через некоторые интервалы в один год в начале 21 века.

В 1792 году Джузеппе Пьяцци заметил высокое собственное движение, когда он сравнил свои собственные наблюдения 61 Лебедя с те из Брэдли, сделанные 40 лет назад. Это привело к значительному интересу к 61 Лебедю со стороны современных астрономов и постоянным наблюдениям за ним с тех пор. Повторные измерения Пиацци привели к окончательной оценке его движения, которую он опубликовал в 1804 году. Именно в этой записи он окрестил систему «Летающей звездой».

Пиацци отметил, что это движение означало, что это, вероятно, было одна из ближайших звезд, и предположил, что это будет главный кандидат для попытки определить расстояние до нее с помощью измерений параллакса, наряду с двумя другими возможностями: Дельта Эридана и Му Кассиопеи.

Измерение параллакса

Вскоре к этой задаче взялось несколько астрономов, в том числе попытки Франсуа Араго и Клода-Луи Матье в 1812 году, которые зафиксировали параллакс на 500 миллисекунды (мсек. дуги) и Кристиан Генрих Фридрих Петерс использовали данные Араго для вычисления значения 550 мсек. дуги. Петерс рассчитал лучшее значение на основании наблюдений, сделанных Бернхардом фон Линденау в Зеебурге между 1812 и 1814 годами; он рассчитал, что это 470 ± 510 мсек. дуги. Фон Линденау уже отмечал, что он не видел параллакса, и, как Фридрих Георг Вильгельм фон Струве указал после своей серии испытаний между 1818 и 1821 годами, все эти числа более точны, чем точность прибора.

Фридрих Вильгельм Бессель внес заметный вклад в 1812 г., когда он использовал другой метод измерения расстояния. Предположив, что орбитальный период двух звезд в двойной системе составляет 400 лет, он оценил расстояние между ними, которое для этого потребуется, а затем измерил угловое расстояние между звездами. Это привело к значению 460 мсек. Дуги. Затем он провел прямые измерения параллакса в серии наблюдений между 1815 и 1816 годами, сравнив их с шестью другими звездами. Два набора измерений дали значения 760 и 1320 мсек. Дуги. Все эти оценки, как и предыдущие попытки других, сохранили погрешности, превышающие точность измерений.

Когда Джозеф фон Фраунгофер изобрел новый тип гелиометра, Бессель выполнил другой набор измерений с помощью этого прибора в 1837 и 1838 годах в Кенигсберге. Он опубликовал свои результаты в 1838 г. со значением 369,0 ± 19,1 мсек. Дуги для A и 260,5 ± 18,8 для B, и оценил центральную точку в 313,6 ± 13,6. Это соответствует расстоянию примерно 600 000 астрономических единиц, или примерно 10,4 световых года. Это было первое прямое и надежное измерение расстояния до звезды, отличной от Солнца. Его измерение было опубликовано незадолго до аналогичных измерений параллакса Веги Фридрихом Георгом Вильгельмом фон Струве и Альфа Центавра Томасом Хендерсоном тем же самым год. Бессель продолжал проводить дополнительные измерения в Кенигсберге, опубликовав в общей сложности четыре полных цикла наблюдений, последний из которых был проведен в 1868 году. Лучшие из них помещали центральную точку на 360,2 ± 12,1 миллисекунд, полученную во время наблюдений в 1849 году. Это близко к принятым в настоящее время

Всего через несколько лет после измерения Бесселя, в 1842 Фридрих Вильгельм Аргеландер заметил, что Грумбридж 1830 имел четное значение. большее собственное движение, и 61 Cygni стал вторым по величине известным. Позже он был перемещен дальше по списку на Звезда Каптейна и Звезда Барнарда. 61 Лебедь занимает седьмое место по величине собственного движения среди всех звездных систем, перечисленных в современном Каталоге Hipparcos, но сохраняет титул наивысшего собственного движения среди звезд, видимых невооруженным глазом.

Двойные наблюдения

Из-за большого углового разноса между 61 Лебедем A и B и соответственно медленного орбитального движения, первоначально было неясно, были ли две звезды в системе 61 Лебедя гравитационно связанной системой или просто сопоставление звезд. Фон Струве впервые отстаивал статус бинарной системы в 1830 году, но вопрос оставался открытым.

Однако к 1917 году уточненные измеренные различия параллаксов показали, что разделение было значительно меньше. Бинарная природа этой системы была ясна к 1934 году, и были опубликованы орбитальные элементы.

В 1911 году Бенджамин Босс опубликовал данные, указывающие на то, что система 61 Лебедя была член сопутствующей группы звезд. Эта группа, состоящая из 61 Лебедя, была позже расширена до 26 потенциальных членов. Возможные члены включают Beta Columbae, Pi Mensae и. Космические скорости этой группы звезд колеблются от 105 до 114 км / с относительно Солнца.

Наблюдения, сделанные программами поиска планет, показывают, что оба компонента имеют сильные линейные тренды в лучевой скорости измерения.

Наблюдение любителем

Наблюдатель, использующий бинокль 7 × 50 , может найти 61 Cygni в двух бинокулярных полях к юго-востоку от яркой звезды Денеб. Угловое расстояние между двумя звездами немного больше, чем угловой размер Сатурна (16–20 ″). Таким образом, при идеальных условиях обзора двойная система может быть разрешена телескопом с апертурой 7 мм. Это вполне соответствует возможностям диафрагмы типичного бинокля, хотя для разрешения двоичного изображения требуется устойчивое крепление и 10-кратное увеличение. С разделением 28 угловых секунд между составляющими звёздами, 10-кратное увеличение даст видимое разделение в 280 угловых секунд, что выше общепринятого предела разрешения глаза, составляющего 4 угловых минуты или 240 угловых секунд.

Свойства

Хотя невооруженным глазом это кажется одиночной звездой, 61 Лебедя - это сильно разделенная двойная звездная система, состоящая из двух K класса (оранжевый) главной последовательности звезды, более яркие 61 Лебедя A и более слабые 61 Лебедя B, которые имеют видимую звездную величину, равную 5,2 и 6,1 соответственно. Обе они выглядят звездами старого диска, предполагаемый возраст которых старше Солнца. Находясь на расстоянии чуть более 11 световых лет, это 15-я по величине известная звездная система к Земле (не считая Солнца). 61 Лебедь A - четвертая ближайшая звезда, видимая невооруженным глазом для северных наблюдателей на средних широтах, после Сириуса, Эпсилона Эридана и Проциона A. Эта система приблизится примерно к 20,000 CE, когда расстояние от Солнца будет примерно 9 световых лет. Меньше и тусклее Солнца, 61 Лебедь A имеет около 70 процентов солнечной массы , 72 процента диаметра и около 8,5 процента светимости, а 61 Лебедя B имеет около 63 процентов солнечной массы, 67 процентов его диаметра и 3,9 процента его светимости. 61 долгосрочная стабильность Лебедя А привела к тому, что он был выбран в качестве «якорной звезды» в системе классификации Моргана – Кинана (МК) в 1943 году, выступая в качестве якоря K5 V. точка "с того времени. Начиная с 1953 года 61 Лебедь B считался стандартной звездой K7 V (Johnson Morgan 1953, Keenan McNeil 1989).

Диаграмма, показывающая сравнение размеров двух звезд двойной системы 61 Лебедя и Солнца. Сравнение размеров Солнца (слева), 61 Лебедя A (внизу) и 61 Лебедя B (вверху справа).

61 Лебедя A - типичная переменная звезда BY Draconis обозначен как V1803 Cyg, а 61 Cygni B - это переменная звезда типа вспышки, названная HD 201092, с их величинами, варьирующимися 5,21 В и 6,03 соответственно. Две звезды вращаются вокруг своего общего барицентра за период 659 лет, со средним расстоянием примерно 84 а.е. - 84-кратное расстояние между Землей и Солнцем. Относительно большой эксцентриситет орбиты, равный 0,48, означает, что две звезды разделены примерно на 44 а.е. в периапсисе и 124 а.е. в апоапсисе. Неторопливая орбита пары затрудняла придавить их соответствующие массы, и точность этих значений остается несколько спорной. В будущем этот вопрос может быть решен за счет использования астросейсмологии. 61 Лебедя A примерно на 11% больше массы, чем 61 Лебедя B.

Система имеет цикл активности, который намного более выражен, чем цикл солнечных солнечных пятен. Это сложный цикл активности, который колеблется в пределах 7,5 ± 1,7 года. Активность звездных пятен в сочетании с вращением и хромосферной активностью является характеристикой переменной BY Draconis. Из-за дифференциального вращения период вращения поверхности этой звезды варьируется в зависимости от широты от 27 до 45 дней со средним периодом 35 дней.

Схема, показывающая траекторию 61 Лебедя B. относительно точки А, если смотреть с Земли и сверху. Орбитальное движение компонента B относительно компонента A, если смотреть с Земли, а также его истинный внешний вид. с фронтальной точки зрения. Шаг по времени составляет приблизительно 10 лет.

Отток звездного ветра из компонента A создает пузырь внутри местного межзвездного облака. Вдоль направления движения звезды в пределах Млечного Пути это простирается на расстояние 30 а.е., или примерно на орбитальное расстояние Нептуна от Солнца. Это меньше, чем расстояние между двумя компонентами 61 Лебедя, и поэтому они, скорее всего, не имеют общей атмосферы. Компактность астросферы , вероятно, связана с малым истечением массы и относительно высокой скоростью через местную межзвездную среду.

61 Лебедя B демонстрирует более хаотический паттерн изменчивости, чем A, с значительные кратковременные вспышки. Периодичность общего цикла активности B составляет 11,7 года. Обе звезды проявляют звездную вспышечную активность, но хромосфера B на 25% активнее, чем у 61 Лебедя A. В результате дифференциального вращения период вращения варьируется в зависимости от широты от 32 до 47 дней, в среднем 38 дней.

Есть некоторые разногласия по поводу эволюционного возраста этой системы. Кинематические данные дают оценку возраста около 10 млрд лет. Гирохронология, или определение возраста звезды на основе ее вращения и цвета, дает средний возраст 2,0 ± 0,2 млрд лет. Возраст, основанный на хромосферной активности для A и B, составляет 2,36 млрд лет и 3,75 млрд лет соответственно. Наконец, оценки возраста с использованием метода изохрон, который включает подгонку звезд к эволюционным моделям, дают верхние пределы 0,44 и 0,68 млрд лет. Однако эволюционная модель 2008 года с использованием кода CESAM2k из Обсерватории Лазурного берега дает оценку возраста этой пары в 6,0 ± 1,0 млрд лет.

Заявления о планетной системе

В разных случаях утверждалось, что 61 Лебедь мог иметь невидимых маломассивных спутников, планет или коричневого карлика. Кай Стрэнд из обсерватории Спроул под руководством Питера ван де Кампа сделал первое подобное заявление в 1942 году, используя наблюдения для обнаружения крошечных, но систематических изменений в орбитальных движениях 61 Лебедя. A и B. Эти возмущения предполагают, что третье тело из примерно 16 масс Юпитера должно вращаться вокруг 61 Лебедя A. Сообщения об этом третьем теле послужили источником вдохновения для Хэла Клемента в 1953 году. художественный роман Миссия гравитации. В 1957 году ван де Камп сузил свои неопределенности, заявив, что объект имел массу в восемь раз больше, чем Юпитер, расчетный период обращения 4,8 года и большую полуось 2,4 а.е., где 1 а.е. - среднее расстояние от Земля к Солнцу. В 1977 году советские астрономы из Пулковской обсерватории недалеко от Санкт-Петербурга предположили, что система включает три планеты: две планеты-гиганты с шестью и двенадцатью массами Юпитера около 61 лебедя. A, и одна гигантская планета с семью массами Юпитера около 61 Лебедя B.

В 1978 году Вульф-Дитер Хайнц из Обсерватории Спраула доказал, что эти утверждения были ложными., поскольку они не смогли обнаружить никаких доказательств такого движения вплоть до шести процентов массы Солнца, что примерно в 60 раз превышает массу Юпитера.

. В 2018 году анализ Gaia (космического корабля) второй выпуск данных (DR2) выявил значительные аномалии собственного движения на орбитах двойных звезд вокруг друг друга; звезды не совсем вращались вокруг своего центра масс, а 61 Лебедя B также вращались слишком медленно для своей предполагаемой массы. Эти аномалии, вместе взятые, указывают на возможное присутствие возмущающего третьего объекта на орбите вокруг 61 Лебедя B.

Обитаемая зона для 61 Лебедя A, определяемая как места, где жидкая вода может присутствовать на планете земного типа, составляет 0,26–0,58 а.е.. Для 61 Лебедя B обитаемая зона составляет 0,24–0,50 а.е.

Уточнение границ планет

Поскольку вокруг какой-либо звезды пока не обнаружено никаких планетных объектов, Обсерватория Макдональда команда установила ограничения на присутствие одной или нескольких планет около 61 Лебедя A и 61 Лебедя B с массами от 0,07 до 2,1 масс Юпитера и средним расстоянием от 0,05 до 5,2 а.е.

Из-за близости Эта система на Солнце часто вызывает интерес у астрономов. Обе звезды были выбраны НАСА в качестве целей «Уровня 1» для предлагаемой оптической космической интерферометрической миссии. Эта миссия потенциально способна обнаруживать планеты с массой всего в 3 раза больше Земли на орбитальном расстоянии 2 а.е. от звезды.

Измерения этой системы, по-видимому, обнаружили превышение дальнего инфракрасного излучения, превышающего то, что излучается звездами. Такой избыток иногда ассоциируется с пылевым диском, но в этом случае он находится достаточно близко к одной или обеим звездам, поэтому не был разрешен с помощью телескопа. В исследовании 2011 года с использованием интерферометра Кека Нуллера не было обнаружено экзозодиакальной пыли около 61 Лебедя А.

Объект исследования биосигнатуры

Две звезды входят в число пяти парадигм (все близкие звезды), перечисленных среди тех звезд K-типа, которые находятся в `` зоне наилучшего восприятия '' между звездами солнечного аналога и звездами M с точки зрения вероятности развития жизни, согласно анализу Джады Арни из космического полета Годдарда НАСА. В центре.

См. Также

Примечания

Ссылки

Внешние ссылки

На Викискладе есть материалы, связанные с 61 Cygni.

Координаты : Карта звездного неба 21 06 53.9434, + 38 ° 44 ′ 57,898 ″

Последняя правка сделана 2021-07-19 04:09:40
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте