61 Cygni

61 Cygni

61 Cygni / ˈ s ɪ ɡ n i / je binární hvězdný systém v souhvězdí Labutě , skládající se z dvojice trpasličích hvězd typu K , které kolem sebe obíhají v periodě asi 659 let. O zdánlivé velikosti 5,20 a 6,05 je lze spatřit dalekohledem na městské obloze nebo pouhým okem ve venkovských oblastech bez fotoznečištění .

61 Cygni poprvé upoutala pozornost astronomů, když její velký správný pohyb poprvé předvedl Giuseppe Piazzi v roce 1804. V roce 1838 změřil Friedrich Bessel její vzdálenost od Země asi 10,4 světelných let , což je velmi blízko skutečné hodnotě asi 11,4 světelných let. let; toto byl první odhad vzdálenosti pro jakoukoli jinou hvězdu než Slunce a první hvězdu, u které byla změřena její hvězdná paralaxa . Mezi všemi hvězdami nebo hvězdnými systémy uvedenými v moderním katalogu Hipparcos má 61 Cygni sedmý nejvyšší správný pohyb a nejvyšší ze všech viditelných hvězd nebo systémů.

V průběhu dvacátého století několik různých astronomů oznámilo důkazy o masivní planetě obíhající kolem jedné ze dvou hvězd, ale nedávná vysoce přesná pozorování radiální rychlosti ukázala, že všechna taková tvrzení byla nepodložená. Dosud nebyly v tomto hvězdném systému potvrzeny žádné planety.

Jméno

61 Cygni je poměrně slabá, takže se neobjevuje na starověkých hvězdných mapách, ani není pojmenována v západních nebo čínských systémech .

Název "61 Cygni" je součástí označení Flamsteed přiřazeného hvězdám. Podle tohoto schématu označení, které navrhl John Flamsteed ke katalogizaci svých pozorování, jsou hvězdy konkrétního souhvězdí číslovány v pořadí jejich rektascenze , nikoli řeckými písmeny, jak to dělá označení Bayer . Hvězda se pod tímto jménem neobjevuje ve Flamsteedově Historia Coelestis Britannica , ačkoli jím bylo uvedeno, že 61 Cygni ve skutečnosti odpovídá tomu, co ve vydání z roku 1712 označoval jako 85 Cygni. Říká se jí také "Besselova hvězda" nebo "Piazziho létající hvězda".

Historie pozorování

První pozorování

První dobře zaznamenané pozorování hvězdného systému pomocí optických přístrojů provedl James Bradley 25. září 1753, když si všiml, že jde o dvojitou hvězdu. William Herschel zahájil systematická pozorování 61 Cygni jako součást širšího studia dvojhvězd. Jeho pozorování vedla k závěru, že dvojhvězdy byly odděleny natolik, že by během roku vykazovaly různé pohyby v paralaxe , a doufal, že to využije jako způsob měření vzdálenosti ke hvězdám.

61 Cygni vykazující správný pohyb (pohyb z našeho úhlu pohledu) v některých ročních intervalech na počátku 21. století.

V roce 1792 si Giuseppe Piazzi všiml vysokého vlastního pohybu, když porovnal svá vlastní pozorování 61 Cygni s pozorováními Bradleyho, která byla učiněna o 40 let dříve. To vedlo ke značnému zájmu o 61 Cygni ze strany současných astronomů a jeho neustálému pozorování od tohoto data. Piazziho opakovaná měření vedla k definitivní hodnotě jeho pohybu, kterou publikoval v roce 1804. Právě v tomto záznamu pokřtil systém jako "létající hvězda".

Piazzi poznamenal, že tento pohyb znamená, že jde pravděpodobně o jednu z nejbližších hvězd, a navrhl, že by to byl hlavní kandidát na pokus o určení její vzdálenosti pomocí měření paralaxy, spolu s dalšími dvěma možnostmi, Delta Eridani a Mu Cassiopeiae .

Měření paralaxy

Úkolu se brzy ujala řada astronomů, včetně pokusů Françoise Araga a Claude-Louise Mathieua v roce 1812, kteří zaznamenali paralaxu při 500 miliarcsekundách (mas), a Christian Heinrich Friedrich Peters použil Aragovy údaje k výpočtu hodnoty 550 mas. Peters vypočítal lepší hodnotu na základě pozorování Bernharda von Lindenau v Seeburgu mezi lety 1812 a 1814; vypočítal to na 470 ± 510 mas. Von Lindenau si již všiml, že žádnou paralaxu neviděl, a jak poznamenal Friedrich Georg Wilhelm von Struve po své vlastní testovací sérii v letech 1818 až 1821, všechna tato čísla jsou přesnější než přesnost použitého přístroje.

Friedrich Wilhelm Bessel významně přispěl v roce 1812, když použil jinou metodu měření vzdálenosti. Za předpokladu, že oběžná doba dvou hvězd v dvojhvězdě je 400 let, odhadl vzdálenost mezi oběma hvězdami, kterou by to vyžadovalo, a poté změřil úhlovou vzdálenost mezi hvězdami. To vedlo k hodnotě 460 ms. On pak následoval toto s přímými měřeními paralaxy v sérii pozorování mezi 1815 a 1816, srovnávat to s šesti jinými hvězdami. Dvě sady měření poskytly hodnoty 760 a 1320 ms. Všechny tyto odhady, stejně jako dřívější pokusy jiných, obsahovaly nepřesnosti větší než měření.

Když Joseph von Fraunhofer vynalezl nový typ heliometru , provedl Bessel v letech 1837 a 1838 v Königsbergu další sadu měření pomocí tohoto zařízení . Své poznatky publikoval v roce 1838 s hodnotou 369,0±19,1 mas k A a 260,5±18,8 k B a odhadl středový bod na 313,6±13,6. To odpovídá vzdálenosti asi 600 000 astronomických jednotek , tedy asi 10,4 světelných let. Jednalo se o první přímé a spolehlivé měření vzdálenosti k jiné hvězdě než ke Slunci. Jeho měření bylo publikováno jen krátce před podobnými měřeními paralaxy Vegaod Friedricha Georga Wilhelma von Struve a Alpha Centauri od Thomase Hendersona téhož roku. Bessel pokračoval v dalších měřeních v Königsbergu a zveřejnil celkem čtyři kompletní pozorovací běhy, poslední v roce 1868. Nejlepší z nich umístil střed na 360,2 ± 12,1 mas, provedených během pozorování v roce 1849. se blíží aktuálně akceptované hodnotě 287,18 mas (výtěžnost 11,36 světelných let).

Jen několik let po Besselově měření v roce 1842 Friedrich Wilhelm Argelander zaznamenal, že Groombridge 1830 měl ještě větší vlastní pohyb a 61 Cygni se stal druhým nejvyšším známým. Později to bylo posunuto dále v seznamu Kapteyn's Star a Barnard's Star . 61 Cygni má sedmý nejvyšší vlastní pohyb ze všech hvězdných systémů uvedených v moderním katalogu Hipparcos , ale zachovává si titul nejvyššího vlastního pohybu mezi hvězdami viditelnými pouhým okem.

Binární pozorování

Vzhledem k široké úhlové separaci mezi 61 Cygni A a B a odpovídajícímu pomalému orbitálnímu pohybu nebylo zpočátku jasné, zda tyto dvě hvězdy v systému 61 Cygni byly gravitačně vázaným systémem nebo jednoduše souřadnicí hvězd . von Struve poprvé argumentoval pro svůj status jako binární v roce 1830, ale záležitost zůstala otevřená.

Nicméně v roce 1917 zpřesněné naměřené rozdíly paralaxy ukázaly, že separace byla výrazně menší. Binární povaha tohoto systému byla jasná v roce 1934 a byly publikovány orbitální prvky .

V roce 1911 Benjamin Boss zveřejnil údaje naznačující, že systém 61 Cygni byl členem přibližující se skupiny hvězd.Tato skupina obsahující 61 Cygni byla později rozšířena na 26 potenciálních členů. Mezi možné členy patří Beta Columbae , Pi Mensae , 14 Tauri a 68 Virginis . Prostorové rychlosti této skupiny hvězd se pohybují od 105 do 114 km/s vzhledem ke Slunci.

Pozorování prováděná programy pro vyhledávání planet ukazují, že obě složky mají silné lineární trendy v měření radiální rychlosti .

Amatérské pozorování

Pozorovatel pomocí dalekohledu 7×50 může najít 61 Cygni dvě binokulární pole jihovýchodně od jasné hvězdy Deneb . Úhlová vzdálenost dvou hvězd je o něco větší než úhlová velikost Saturnu ( 16-20″). Takže za ideálních pozorovacích podmínek může být binární systém rozlišen dalekohledem s aperturou 7 mm.To je zcela v rámci možností clony typických dalekohledů, i když k vyřešení dvojhvězdy potřebují pevnou montáž a přibližně 10x zvětšení. Při vzdálenosti 28 úhlových sekund mezi jednotlivými hvězdami by zvětšení 10x poskytlo zdánlivou vzdálenost 280 úhlových sekund, nad obecně uvažovaným limitem rozlišení oka 4 úhlové minuty nebo 240 úhlových sekund.

Vlastnosti

Přestože se pouhým okem jeví jako jediná hvězda, 61 Cygni je široce oddělený binární hvězdný systém složený ze dvou hvězd hlavní posloupnosti třídy K (oranžové) , jasnější 61 Cygni A a slabší 61 Cygni B, které mají zjevnou velikosti 5,2 a 6,1. Obě se zdají být hvězdami starého disku s odhadovaným stářím, které je starší než Slunce. Ve vzdálenosti něco málo přes 11 světelných let je to 15. nejbližší známý hvězdný systém k Zemi (bez Slunce). 61 Cygni A je čtvrtá nejbližší hvězda, která je viditelná pouhým okem pro pozorovatele na severu střední šířky, po Siriusovi , Epsilon Eridani a Procyonu A .Nejblíže se tento systém přiblíží asi ve 20 000 nl , kdy bude vzdálenost od Slunce asi 9 světelných let. 61 Cygni A, menší a slabší než Slunce, má asi 70 procent hmotnosti Slunce , 72 procent jejího průměru a asi 8,5 procenta své svítivosti a 61 Cygni B má asi 63 procent hmotnosti Slunce, 67 procent jejího průměru, a 3,9 procenta jeho svítivosti. 61 Dlouhodobá stabilita Cygni Avedla k tomu, že byla v roce 1943 vybrána jako "kotevní hvězda" v klasifikačním systému Morgan-Keenan (MK), která od té doby sloužila jako "kotevní bod" K5 V. Od roku 1953 byl 61 Cygni B považován za K7 Vstandardní hvězda (Johnson & Morgan 1953, Keenan & McNeil 1989 ).

Porovnání velikosti mezi Sluncem (vlevo), 61 Cygni A (dole) a 61 Cygni B (vpravo nahoře).

61 Cygni A je typická proměnná hvězda BY Draconis označená jako V1803 Cyg, zatímco 61 Cygni B je proměnná hvězda typu vzplanutí s názvem HD 201092 s jejich magnitudami měnícími se 5,21 V a 6,03. Obě hvězdy obíhají kolem svého společného barycentra v periodě 659 let, se střední vzdáleností asi 84 AU - 84krát větší, než je vzdálenost mezi Zemí a Sluncem. Relativně velká excentricita oběžné dráhy 0,48 znamená, že obě hvězdy jsou od sebe vzdáleny asi 44 AU v periapsi a 124 AU v apoapsis . Díky klidné oběžné dráze páru je obtížné určit jejich příslušné hmotnosti a přesnost těchto hodnot zůstává poněkud kontroverzní. V budoucnu může být tento problém vyřešen pomocí asteroseismologie . 61 Cygni A má asi o 11 % větší hmotnost než 61 Cygni B.

Systém má cyklus aktivity , který je mnohem výraznější než cyklus slunečních skvrn . Jedná se o komplexní cyklus aktivit, který se mění s periodou přibližně 7,5±1,7 roku. Aktivita hvězdných skvrn kombinovaná s rotací a chromosférickou aktivitou je charakteristikou proměnné BY Draconis. Kvůli diferenciální rotaci se perioda povrchové rotace této hvězdy mění podle zeměpisné šířky od 27 do 45 dnů, s průměrnou periodou 35 dnů.

Orbitální pohyb složky B vzhledem ke složce A při pohledu ze Země a také skutečný vzhled při pohledu zepředu. Časové kroky jsou přibližně 10 let.

Odtok hvězdného větru ze složky A vytváří bublinu v místním mezihvězdném mračnu. Ve směru pohybu hvězdy v Mléčné dráze se toto rozprostírá do vzdálenosti 30 AU, tedy zhruba do orbitální vzdálenosti Neptunu od Slunce. To je nižší než vzdálenost mezi dvěma složkami 61 Cygni, a proto tyto dvě s největší pravděpodobností nesdílejí společnou atmosféru. Kompaktnost astrosféry je pravděpodobně způsobena nízkým odtokem hmoty a relativně vysokou rychlostí procházející místním mezihvězdným prostředím.

61 Cygni B vykazuje chaotičtější vzorec variability než A, s významnými krátkodobými vzplanutími. Celkový cyklus aktivity B má 11,7letou periodicitu. Obě hvězdy vykazují aktivitu hvězdných erupcí, ale chromosféra B je o 25 % aktivnější než u 61 Cygni A. V důsledku diferenciální rotace , doba rotace se liší podle zeměpisné šířky od 32 do 47 dnů, s průměrnou dobou 38 dnů.

Existuje určitá neshoda ohledně evolučního věku tohoto systému. Kinematická data dávají odhad věku asi 10 Gyr . Gyrochronologie neboli určení stáří hvězdy na základě její rotace a barvy vede k průměrnému věku 2,0 ± 0,2 Gyr . Věk na základě chromosférické aktivity pro A a B je 2,36 Gyr, respektive 3,75 Gyr. Nakonec odhady stáří pomocí izochronní metody, které zahrnují přizpůsobení hvězd evolučním modelům, poskytují horní limity 0,44 Gyr a 0,68 Gyr. Nicméně evoluční model z roku 2008 využívající kód CESAM2k z observatoře Côte d'Azur poskytuje odhad stáří 6,0 ± 1,0 Gyr .pro pár.

Nároky planetárního systému

Při různých příležitostech se tvrdilo, že 61 Cygni mohlo mít neviditelné nízkohmotné společníky, planety nebo hnědého trpaslíka . Kaj Strand z observatoře Sproul pod vedením Petera van de Kampa učinil první takové tvrzení v roce 1942 pomocí pozorování k detekci drobných, ale systematických variací v orbitálních pohybech 61 Cygni A a B. Tyto poruchy naznačovaly, že třetí těleso kolem 61 Cygni A musí obíhat asi 16 hmotností Jupiteru. Zprávy o tomto třetím tělese posloužily jako inspirace pro sci-fi román Hala Clementa z roku 1953 Mission of Gravity .V roce 1957 van de Kamp zúžil své nejistoty a tvrdil, že objekt má hmotnost osmkrát větší než Jupiter, vypočítanou oběžnou dobu 4,8 roku a hlavní poloosu 2,4 AU, kde 1 AU je průměrná vzdálenost od Země ke Slunci. V roce 1977 sovětští astronomové z observatoře Pulkovo poblíž Petrohradu navrhli, aby systém zahrnoval tři planety: dvě obří planety o hmotnosti šest a dvanáct Jupiterů kolem 61 Cyg A, a jednu obří planetu se sedmi Jupitery o hmotnosti kolem 61 Cygni B.

V roce 1978 Wulff-Dieter Heintz z observatoře Sproul dokázal, že tato tvrzení byla falešná, protože nebyli schopni detekovat žádný důkaz takového pohybu až do šesti procent hmotnosti Slunce - což odpovídá asi 60násobku hmotnosti Jupiteru .

V roce 2018 analýza druhého zveřejnění dat (DR2) Gaia (kosmická loď) odhalila významné anomálie správného pohybu na drahách dvojhvězd kolem sebe; hvězdy neobíhaly tak docela kolem svého těžiště a 61 Cygni B také obíhá příliš pomalu na svou předpokládanou hmotnost. Tyto anomálie dohromady svědčí o možné přítomnosti rušivého třetího objektu na oběžné dráze kolem 61 Cygni B.

Obyvatelná zóna pro 61 Cygni A, definovaná jako místa, kde by se na planetě podobné Zemi mohla nacházet kapalná voda, je 0,26-0,58 AU . Pro 61 Cygni B je obyvatelná zóna 0,24-0,50 AU.

Zpřesnění planetárních hranic

Protože kolem žádné hvězdy nebyl dosud detekován žádný určitý planetární objekt, tým McDonald Observatory stanovil limity pro přítomnost jedné nebo více planet kolem 61 Cygni A a 61 Cygni B s hmotnostmi mezi 0,07 a 2,1 hmotnosti Jupiteru a průměrnými vzdálenostmi mezi 0,05 a 5,2 AU.

Vzhledem k blízkosti tohoto systému ke Slunci je častým cílem zájmu astronomů. Obě hvězdy vybrala NASA jako cíle "Tier 1" pro navrhovanou misi pro optickou vesmírnou interferometrii .Tato mise je potenciálně schopna detekovat planety s hmotností jen 3krát větší než Země na oběžné dráze 2 AU od hvězdy.

Zdá se, že měření tohoto systému odhalila přebytek vzdáleného infračerveného záření nad rámec toho, co je vyzařováno hvězdami. Takový přebytek je někdy spojován s prachovým diskem , ale v tomto případě leží dostatečně blízko jedné nebo obou hvězd, takže nebyl vyřešen dalekohledem.Studie z roku 2011 využívající Keck Interferometer Nuller nedokázala detekovat žádný exozodiakální prach kolem 61 Cygni A.

Objekt pro výzkum biologického podpisu

Tyto dvě hvězdy patří mezi pět (všechny blízké hvězdy) paradigmata uvedená mezi těmi hvězdami typu K typu v "sladké skvrně" mezi hvězdami analogovými Slunci a hvězdami M pro pravděpodobnost vyvinutého života, podle analýzy Giady Arney z NASA. Goddard Space Flight Center.