61 Cygni - 61 Cygni
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| Dados de observação Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
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|---|---|
| constelação | Cygnus |
| 61 Cygni A | |
| Ascensão certa | 21 h 06 m 53,940 s |
| Declinação | + 38 ° 44 ′ 57,90 ″ |
| Magnitude aparente (V) | 5,21 |
| 61 Cygni B | |
| Ascensão certa | 21 h 06 m 55,31 s |
| Declinação | + 38 ° 44 ′ 31,4 ″ |
| Magnitude aparente (V) | 6,05 |
| Características | |
| 61 Cyg A | |
| Tipo espectral | K5V |
| Índice de cor U − B | +1.155 |
| Índice de cor B − V | +1.139 |
| Tipo de variável | POR Dra |
| 61 Cyg B | |
| Tipo espectral | K7V |
| Índice de cor U − B | +1.242 |
| Índice de cor B − V | +1.320 |
| Tipo de variável | Estrela flamejante |
| Astrometria | |
| 61 Cygni A | |
| Velocidade radial (R v ) | -65,94 km / s |
| Movimento adequado (μ) | RA: 4164,174 mas / ano. Dec .: 3249,991 mas / ano |
| Paralaxe (π) | 285,9949 ± 0,0599 mas |
| Distância | 11,404 ± 0,002 ly (3,4966 ± 0,0007 pc ) |
| Magnitude absoluta (M V ) | 7,506 |
| 61 Cygni B | |
| Velocidade radial (R v ) | -64,43 km / s |
| Movimento adequado (μ) | RA: 4.105.786 mas / ano. Dec .: 3.155.759 mas / ano |
| Paralaxe (π) | 286,0054 ± 0,0289 mas |
| Distância | 11,404 ± 0,001 ly (3,4964 ± 0,0004 pc ) |
| Magnitude absoluta (M V ) | 8,228 |
| Órbita | |
| Companheiro | 61 Cygni B |
| Período (P) | 678 ± 34 anos |
| Semi-eixo maior (a) | 24,272 ± 0,592 ″ |
| Excentricidade (e) | 0,49 ± 0,03 |
| Inclinação (i) | 51 ± 2 ° |
| Longitude do nó (Ω) | 178 ± 2 ° |
| Época do periastro (T) | 1709 ± 16 |
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Argumento de periastro (ω) (secundário) |
149 ± 6 ° |
| Detalhes | |
| 61 Cygni A | |
| Massa | 0,70 M ☉ |
| Raio | 0,665 ± 0,005 R ☉ |
| Luminosidade | 0,153 ± 0,01 L ☉ |
| Gravidade superficial (log g ) | 4,40 cgs |
| Temperatura | 4.526 ± 66 K |
| Metalicidade [Fe / H] | –0,20 dex |
| Rotação | 35,37 d |
| Era | 6,1 ± 1 Gyr |
| 61 Cygni B | |
| Massa | 0,63 M ☉ |
| Raio | 0,595 ± 0,008 R ☉ |
| Luminosidade | 0,085 ± 0,007 L ☉ |
| Gravidade superficial (log g ) | 4,20 cgs |
| Temperatura | 4.077 ± 59 K |
| Metalicidade [Fe / H] | –0,27 dex |
| Rotação | 37,84 d |
| Era | 6,1 ± 1 Gyr |
| Outras designações | |
GJ 820 A / B , Struve 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 | |
| Referências de banco de dados | |
| SIMBAD | O sistema |
| UMA | |
| B | |
61 Cygni / s do ɪ do ɡ n i / é uma estrela binária sistema na constelação Cygnus , que consiste de um par de K do tipo anãs que órbita um ao outro, num período de cerca de 659 anos. De magnitude aparente 5,20 e 6,05, respectivamente, podem ser vistos com binóculos no céu das cidades ou a olho nu em áreas rurais sem fotopoluição .
61 Cygni atraiu a atenção dos astrônomos pela primeira vez quando seu grande movimento próprio foi demonstrado pela primeira vez por Giuseppe Piazzi em 1804. Em 1838, Friedrich Bessel mediu sua distância da Terra em cerca de 10,4 anos-luz , muito perto do valor real de cerca de 11,4-luz. anos; esta foi a primeira estimativa de distância para qualquer estrela diferente do Sol , e a primeira estrela a ter sua paralaxe estelar medida. Entre todas as estrelas ou sistemas estelares listados no moderno Catálogo Hipparcos , 61 Cygni tem o sétimo maior movimento próprio e o mais alto entre todas as estrelas ou sistemas visíveis.
Ao longo do século XX, vários astrônomos diferentes relataram evidências de um planeta massivo orbitando uma das duas estrelas, mas observações recentes de velocidade radial de alta precisão mostraram que todas essas afirmações eram infundadas. Nenhum planeta foi confirmado neste sistema estelar até o momento.
Nome
61 Cygni é relativamente escuro, então não aparece em mapas estelares antigos, nem recebe um nome nos sistemas ocidentais ou chineses .
O nome "61 Cygni" faz parte da designação Flamsteed atribuída às estrelas. De acordo com esse esquema de designação, elaborado por John Flamsteed para catalogar suas observações, as estrelas de uma constelação particular são numeradas na ordem de sua ascensão reta , não em letras gregas como a designação Bayer faz. A estrela não aparece com esse nome na Historia Coelestis Britannica de Flamsteed , embora tenha sido declarado por ele que 61 Cygni na verdade corresponde ao que ele chamou de 85 Cygni na edição de 1712. Também foi chamada de "Bessel's Star" ou "Piazzi's Flying Star".
História de observação
Primeiras observações
A primeira observação bem registrada do sistema estelar usando instrumentos ópticos foi feita por James Bradley em 25 de setembro de 1753, quando percebeu que se tratava de uma estrela dupla. William Herschel iniciou observações sistemáticas de 61 Cygni como parte de um estudo mais amplo de estrelas binárias. Suas observações levaram à conclusão de que as estrelas binárias estavam separadas o suficiente para mostrar diferentes movimentos em paralaxe ao longo do ano, e esperava usar isso como uma forma de medir a distância até as estrelas.
Em 1792, Giuseppe Piazzi notou o alto movimento próprio quando comparou suas próprias observações de 61 Cygni com as de Bradley, feitas 40 anos antes. Isso levou a um interesse considerável em 61 Cygni por astrônomos contemporâneos, e sua observação contínua desde aquela data. As medições repetidas de Piazzi levaram a um valor definitivo de seu movimento, que ele publicou em 1804. Foi neste registro que ele batizou o sistema como "Estrela Voadora".
Piazzi notou que esse movimento significava que era provavelmente uma das estrelas mais próximas e sugeriu que seria um candidato principal para uma tentativa de determinar sua distância por meio de medições de paralaxe, junto com duas outras possibilidades, Delta Eridani e Mu Cassiopeiae .
Medição paralaxe
Vários astrônomos logo assumiram a tarefa, incluindo tentativas de François Arago e Claude-Louis Mathieu em 1812, que registrou a paralaxe em 500 miliarcsegundos (mas), e Christian Heinrich Friedrich Peters usou os dados de Arago para calcular um valor de 550 mas. Peters calculou um valor melhor com base nas observações feitas por Bernhard von Lindenau em Seeburg entre 1812 e 1814; ele calculou ser 470 ± 510 mas. Von Lindenau já havia notado que não tinha visto paralaxe e, como Friedrich Georg Wilhelm von Struve apontou após sua própria série de testes entre 1818 e 1821, todos esses números são mais precisos do que a precisão do instrumento usado.
Friedrich Wilhelm Bessel deu uma contribuição notável em 1812, quando usou um método diferente para medir distâncias. Supondo que o período orbital das duas estrelas no binário seja de 400 anos, ele estimou a distância entre as duas que isso exigiria e então mediu a distância angular entre as estrelas. Isso levou a um valor de 460 mas. Ele então acompanhou isso com medições diretas de paralaxe em uma série de observações entre 1815 e 1816, comparando-as com seis outras estrelas. Os dois conjuntos de medições produziram valores de 760 e 1320 mas. Todas essas estimativas, como as tentativas anteriores de outros, mantiveram imprecisões maiores do que as medições.
Quando Joseph von Fraunhofer inventou um novo tipo de heliômetro , Bessel realizou outro conjunto de medições usando esse dispositivo em 1837 e 1838 em Königsberg . Ele publicou suas descobertas em 1838 com um valor de 369,0 ± 19,1 mas para A e 260,5 ± 18,8 para B , e estimou o ponto central em 313,6 ± 13,6. Isso corresponde a uma distância de cerca de 600.000 unidades astronômicas , ou cerca de 10,4 anos-luz. Esta foi a primeira medição direta e confiável da distância até uma estrela que não seja o sol. Sua medição foi publicada pouco antes de medições semelhantes de paralaxe de Vega por Friedrich Georg Wilhelm von Struve e Alpha Centauri por Thomas Henderson naquele mesmo ano. Bessel continuou a fazer medições adicionais em Königsberg, publicando um total de quatro corridas observacionais completas, a última em 1868. A melhor delas posicionou o ponto central em 360,2 ± 12,1 mas, feita durante observações em 1849. Isso está próximo do atualmente aceito valor de 287,18 mas (rendendo 11,36 anos-luz).
Apenas alguns anos após a medição de Bessel, em 1842 Friedrich Wilhelm Argelander observou que Groombridge 1830 tinha um movimento próprio ainda maior, e 61 Cygni se tornou o segundo maior conhecido. Posteriormente, foi movido para baixo na lista por Kapteyn's Star e Barnard's Star . 61 Cygni tem o sétimo movimento próprio mais alto de todos os sistemas estelares listados no Catálogo Hipparcos moderno , mas retém o título de movimento próprio mais alto entre estrelas visíveis a olho nu.
Observações binárias
Devido à ampla separação angular entre 61 Cygni A e B, e o movimento orbital correspondentemente lento, inicialmente não estava claro se as duas estrelas no sistema 61 Cygni eram um sistema gravitacionalmente ligado ou simplesmente uma justaposição de estrelas . von Struve defendeu pela primeira vez seu status como binário em 1830, mas a questão permaneceu aberta.
No entanto, em 1917, as diferenças de paralaxe medidas refinadas demonstraram que a separação era significativamente menor. A natureza binária deste sistema era clara em 1934, e os elementos orbitais foram publicados.
Em 1911, Benjamin Boss publicou dados indicando que o sistema 61 Cygni era membro de um grupo de estrelas comoventes . Este grupo contendo 61 Cygni foi posteriormente expandido para incluir 26 membros potenciais. Possíveis membros incluem Beta Columbae , Pi Mensae , 14 Tauri e 68 Virginis . As velocidades espaciais desse grupo de estrelas variam de 105 a 114 km / s em relação ao sol.
Observações feitas por programas de busca de planetas mostram que ambos os componentes têm fortes tendências lineares nas medições de velocidade radial .
Observação amadora
Um observador usando binóculos 7 × 50 pode encontrar 61 Cygni, dois campos binoculares a sudeste da estrela brilhante Deneb . A separação angular das duas estrelas é ligeiramente maior do que o tamanho angular de Saturno (16–20 ″). Assim, em condições ideais de visualização, o sistema binário pode ser resolvido por um telescópio com abertura de 7 mm. Isso está bem dentro da capacidade de abertura de binóculos típicos, embora para resolver o binário, eles precisem de uma montagem estável e uma ampliação de 10x. Com uma separação de 28 segundos de arco entre as estrelas componentes, a ampliação de 10 × daria uma separação aparente de 280 segundos de arco, acima do limite de resolução do olho geralmente considerado de 4 minutos de arco ou 240 segundos de arco.
Propriedades
Embora pareça ser uma única estrela a olho nu, 61 Cygni é um sistema estelar binário amplamente separado, composto por duas estrelas de sequência principal de classe K (laranja) , a mais brilhante 61 Cygni A e a mais fraca 61 Cygni B, que têm aparente magnitudes de 5,2 e 6,1, respectivamente. Ambas parecem ser estrelas de discos antigos , com uma idade estimada mais velha que a do sol. A uma distância de pouco mais de 11 anos-luz, é o 15º sistema estelar conhecido mais próximo da Terra (sem incluir o Sol). 61 Cygni A é o quarto mais próximo da estrela que é visível a olho nu por observadores do norte de latitude média, depois de Sirius , Epsilon Eridani , e Procyon A . Este sistema fará sua aproximação mais próxima em cerca de 20.000 CE , quando a separação do Sol será de cerca de 9 anos-luz. Menor e mais escuro que o Sol, 61 Cygni A tem cerca de 70 por cento de uma massa solar , 72 por cento de seu diâmetro e cerca de 8,5 por cento de sua luminosidade e 61 Cygni B tem cerca de 63 por cento de uma massa solar, 67 por cento de seu diâmetro, e 3,9 por cento de sua luminosidade. A estabilidade de longo prazo de 61 Cygni A levou a ser selecionado como uma "estrela âncora" no sistema de classificação Morgan-Keenan (MK) em 1943, servindo como o "ponto de ancoragem" do K5 V desde então. A partir de 1953, 61 Cygni B foi considerada uma estrela padrão K7 V (Johnson & Morgan 1953, Keenan & McNeil 1989).
61 Cygni A é uma estrela variável típica BY Draconis designada como V1803 Cyg enquanto 61 Cygni B é uma estrela variável do tipo flare chamada HD 201092 com suas magnitudes variando 5,21 V e 6,03, respectivamente. As duas estrelas orbitam seu baricentro comum em um período de 659 anos, com uma separação média de cerca de 84 UA - 84 vezes a separação entre a Terra e o Sol. A excentricidade orbital relativamente grande de 0,48 significa que as duas estrelas estão separadas por cerca de 44 UA no periapsia e 124 UA na apoapsis . A lenta órbita do par tornou difícil determinar suas respectivas massas, e a precisão desses valores permanece um tanto controversa. No futuro, esse problema pode ser resolvido com o uso de asteroseismologia . 61 Cygni A tem cerca de 11% mais massa do que 61 Cygni B.
O sistema tem um ciclo de atividade muito mais pronunciado do que o ciclo das manchas solares . Este é um ciclo de atividades complexo que varia com um período de cerca de 7,5 ± 1,7 anos. A atividade de manchas estelares combinada com rotação e atividade cromosférica é uma característica de uma variável BY Draconis. Por causa da rotação diferencial, o período de rotação da superfície desta estrela varia de acordo com a latitude de 27 a 45 dias, com um período médio de 35 dias.
A saída do vento estelar do componente A produz uma bolha dentro da nuvem interestelar local. Ao longo da direção do movimento da estrela dentro da Via Láctea, isso se estende a uma distância de 30 UA, ou aproximadamente a distância orbital de Netuno do Sol. Isso é menor do que a separação entre os dois componentes do 61 Cygni e, portanto, os dois provavelmente não compartilham uma atmosfera comum. A compactação da astrosfera é provavelmente devido ao baixo fluxo de massa e à velocidade relativamente alta através do meio interestelar local.
61 Cygni B exibe um padrão de variabilidade mais caótico do que A, com surtos significativos de curto prazo. Há uma periodicidade de 11,7 anos para o ciclo de atividade geral de B. Ambas as estrelas exibem atividade de alargamento estelar, mas a cromosfera de B é 25% mais ativa do que para 61 Cygni A. Como resultado da rotação diferencial, o período de rotação varia por latitude de 32 a 47 dias, com um período médio de 38 dias.
Há alguma discordância sobre a idade evolutiva desse sistema. Os dados cinemáticos fornecem uma estimativa de idade de cerca de 10 Gyr . A girocronologia , ou a determinação da idade de uma estrela com base em sua rotação e cor, resulta em uma idade média de 2,0 ± 0,2 Gyr . As idades baseadas na atividade cromosférica de A e B são 2,36 Gir e 3,75 Gir, respectivamente. Finalmente, as estimativas de idade usando o método da isócrona, que envolvem o ajuste das estrelas a modelos evolutivos, rendem limites superiores de 0,44 Gyr e 0,68 Gyr. No entanto, um modelo evolutivo de 2008 usando o código CESAM2k do Observatório Côte d'Azur dá uma estimativa de idade de 6,0 ± 1,0 Gyr para o par.
Reivindicações de um sistema planetário
Em diferentes ocasiões, foi afirmado que 61 Cygni pode ter companheiros invisíveis de baixa massa, planetas ou uma anã marrom . Kaj Strand do Observatório Sproul, sob a direção de Peter van de Kamp , fez a primeira afirmação em 1942 usando observações para detectar variações minúsculas, mas sistemáticas nos movimentos orbitais de 61 Cygni A e B. Essas perturbações sugeriram que um terceiro corpo de cerca de 16 massas de Júpiter devem estar orbitando 61 Cygni A. Os relatórios deste terceiro corpo serviram de inspiração para o romance de ficção científica de 1953 de Hal Clement , Mission of Gravity . Em 1957, van de Kamp estreitou suas incertezas, alegando que o objeto tinha uma massa de oito vezes a de Júpiter, um período orbital calculado de 4,8 anos e um semi-eixo maior de 2,4 UA, onde 1 UA é a distância média de da Terra ao Sol. Em 1977, astrônomos soviéticos no Observatório Pulkovo perto de São Petersburgo sugeriram que o sistema incluía três planetas: dois planetas gigantes com seis e doze massas de Júpiter em torno de 61 Cyg A e um planeta gigante com sete massas de Júpiter em torno de 61 Cygni B.
Em 1978, Wulff-Dieter Heintz, do Observatório Sproul, provou que essas afirmações eram falsas, pois não foram capazes de detectar qualquer evidência de tal movimento até 6% da massa do Sol - equivalente a cerca de 60 vezes a massa de Júpiter .
Em 2018, a análise da segunda liberação de dados (DR2) de Gaia (espaçonave) revelou anomalias de movimento adequadas significativas nas órbitas das estrelas binárias em torno umas das outras; as estrelas não estavam orbitando em torno de seu centro de massa com 61 Cygni B também orbitando muito lentamente para sua massa assumida. Essas anomalias em conjunto são indicativas da possível presença de um terceiro objeto perturbador em órbita em torno de 61 Cygni B.
A zona habitável para 61 Cygni A, definida como os locais onde a água líquida pode estar presente em um planeta semelhante à Terra, é de 0,26–0,58 UA . Para 61 Cygni B, a zona habitável é de 0,24–0,50 UA.
Refinando as fronteiras planetárias
Uma vez que nenhum determinado objeto planetário foi detectado em torno de qualquer estrela até agora, a equipe do Observatório McDonald estabeleceu limites para a presença de um ou mais planetas em torno de 61 Cygni A e 61 Cygni B com massas entre 0,07 e 2,1 massas de Júpiter e separações médias entre 0,05 e 5.2 AU.
Devido à proximidade deste sistema ao Sol, é um alvo frequente de interesse para os astrônomos. Ambas as estrelas foram selecionadas pela NASA como alvos "Tier 1" para a missão de interferometria espacial óptica proposta . Esta missão é potencialmente capaz de detectar planetas com apenas 3 vezes a massa da Terra a uma distância orbital de 2 UA da estrela.
As medições desse sistema parecem ter detectado um excesso de radiação infravermelha distante , além da emitida pelas estrelas. Esse excesso às vezes é associado a um disco de poeira , mas, neste caso, está suficientemente próximo de uma ou de ambas as estrelas que não foi resolvido com um telescópio. Um estudo de 2011 usando o interferômetro Keck Nuller não conseguiu detectar qualquer poeira exozodiacal em torno de 61 Cygni A.
Objeto para pesquisa de bioassinatura
As duas estrelas estão entre cinco (todas estrelas próximas) paradigmas listados entre as estrelas do tipo K de um tipo em um 'ponto ideal' entre estrelas analógicas do Sol e estrelas M para a probabilidade de vida evoluída, por análise de Giada Arney da NASA Goddard Space Flight Center.
Veja também
- Lista das estrelas mais próximas
- 61 Cygni na ficção - Estrelas e sistemas planetários na ficção
- Estrela de Barnard
Notas
Referências
links externos
- "61 Cygni 2" . SolStation. Arquivado do original em 15 de julho de 2007 . Página visitada em 16 de julho de 2007 .
- Kaler, James B. "61 Cygni" . Universidade de Illinois em Urbana – Champaign . Arquivado do original em 7 de julho de 2007 . Página visitada em 16 de julho de 2007 .
