61 cygni

61 cygni, undertiden kaldet Bessel Star eller Piazzi s Flying Star, er en visuel binært system i stjernebilledet Svanen. Den består af et par K-typen dværg stjerner, der kredser hinanden i en periode på omkring 659 år, danner en visuel binær. På femte og sjette tilsyneladende størrelser, de er blandt de mindst iøjnefaldende stjerner synlige på nattehimlen til en observatør uden et optisk instrument.

61 cygni først tiltrukket sig opmærksomhed fra astronomerne på grund af dens store ordentlig bevægelse. I 1838, Friedrich Wilhelm Bessel målt dens afstand fra Jorden på omkring 10,3 lysår, meget tæt på den faktiske værdi af omkring 11,4 lysår; dette var den første afstand estimat for alle andre end Solen stjerne, og første stjerne til at have sin stjernernes parallakse målt. I løbet af det tyvende århundrede, flere forskellige astronomer rapporterede påvisninger af en massiv planet kredser en af ​​de to stjerner, men de seneste høj præcision radial velocity observationer har vist, at alle sådanne krav var fejlagtige. Til dato har ingen planeter blevet bekræftet i dette system og alle de seneste påstande er nu betragtes uægte.

Observation historie

Den store ordentlig bevægelse af 61 cygni blev først demonstreret af Giuseppe Piazzi i 1804, som døbte det "Flying Star". Piazzi resultat dog fået lidt opmærksomhed på det tidspunkt på grund af den relativt korte tidshorisont for sine observationer blot 10 år. Det ville tage en publikation af Friedrich Wilhelm Bessel i 1812 at bringe denne stjerne til stor opmærksomhed af astronomer.

Friedrich Georg Wilhelm von Struve første argumenteret for sin status som en binær i 1830. I mange år dog en vis usikkerhed forblev derefter om, hvorvidt dette par var en simpel sammenstilling af stjerner eller et gravitationelt bundet system.

Systemets store ordentlig bevægelse, den største kendte for enhver stjerne på det tidspunkt, gjorde 61 cygni en kandidat til bestemmelse af dens afstand fra metoden til parallakse, når kvaliteten af ​​astronomiske observationer først gjort dette muligt. Systemet har derfor den ære at være den første stjerne til at have sin afstand fra Jorden målt. Dette blev opnået i 1838 af Bessel, der ankom i en parallakse af 313.6 mas, tæt på den aktuelt accepterede værdi på 287.18 mas.

Kun et par år senere, dog Groombridge 1830 blev opdaget at have en større ordentlig bevægelse. 61 cygni bevarer udmærkelse for at have den største korrekt bevægelse af enhver stjerne synlige for det blotte øje. 61 cygni har den syvende højeste korrekt bevægelse af alle stjernesystemer opført i Hipparcos katalog.

Ved 1911 havde Bessel s parallakse af 0,3136 kun let forbedret til 0,310, og observationer på Yerkes Observatoriet havde målt sin radiale hastighed til 62 km / s, der sammen med sin rette bevægelse tværs vores synsvidde på omkring 79 km / s gav et mellemrum hastighed på omkring 100 km / s mod et punkt omkring 12 grader vest for Orions bælte.

I 1911, Benjamin Boss offentliggjorte data indikerer, at 61 cygni systemet var medlem af en comoving gruppe af stjerner. Denne gruppe blev senere udvidet til at omfatte 26 potentielle medlemmer. Mulige medlemmer omfatter Beta Columbae, Pi Mensae, 14 Tauri og 68 Virginis. De typiske rumhastigheder af denne gruppe af stjerner er s 105-114 km / i forhold til Solen

På grund af deres brede kantede adskillelse, det var oprindeligt uklart, om de to stjerner i 61 cygni systemet blev fysisk forbundet. De respektive parallakse målinger af 0,360 "og 0,288" gav en adskillelse af mere end to lysår. Men ved 1917 raffineret målt parallax forskelle viste, at adskillelsen var betydeligt mindre. Den binære karakter af dette system var klart med 1934 og orbital elementer blev offentliggjort.

En observatør ved hjælp 7 x 50 kikkert kan finde 61 cygni to kikkerter felter syd-øst for den klare stjerne Deneb. Den vinkel, der adskiller de to stjerner er lidt større end vinkelstørrelsen af ​​Saturn. Så under ideelle visning betingelser, det binære system kan løses ved et teleskop med en 7 mm åbning. Dette er inden for evnerne for åbningen af ​​typiske kikkerter, selvom at løse disse binære brug for en rolig mount og nogle 10x forstørrelse. Med 61 CYG s A / B-adskillelse af 28 bue-sekunder, ville 10x forstørrelse giver en tilsyneladende adskillelse af 280 bue-sekunder, over den generelt anset øje opløsning grænse på 4 bue-minutter eller 240 bue-sekunder.

Afstand

61 cygni distance skøn

Ikke-trigonometriske afstand skøn er markeret med kursiv. Det bedste skøn er markeret med fed skrift.

Egenskaber

Selv om det ser ud til at være en enkelt stjerne for det blotte øje, 61 cygni er i virkeligheden en langt fra hinanden binære system, der består af to K klasse vigtigste sekvens stjerner, 61 cygni A og 61 cygni B. Den lysere stjerne 61 cygni A er tilsyneladende størrelsesorden 5.2, svagere 61 cygni B er 6.1. Begge synes at være gamle disk stjerner, med en anslået alder, der er ældre end Solen Systemet har en netto plads hastighed på 108 km / sek i forhold til Solen, hvilket resulterer i den høje korrekt bevægelse hen over himlen. I en afstand på godt 11 lysår, er det den 15. nærmeste kendte stjernesystem til Jorden. 61 cygni A er den fjerde nærmeste stjerne, der er synlig for det blotte øje til midten af ​​breddegrader nordlige observatører, efter Sirius, Epsilon Eridani og Procyon A. Siden 1943 har 61 cygni En tjente som en stabil K5 V "ankerpunkt" af MK klassifikationssystem. Begyndende i 1953, har 61 cygni B blevet betragtet som en K7 V standard stjerne. Dette system vil gøre sin nærmeste tilgang på omkring 20.000 CE, når adskillelsen fra Solen vil være omkring 9 lysår.

De to kredsløb deres fælles barycenter i en periode på 659 år med en betyde adskillelse af omkring 84 AU 84 gange afstanden mellem Jorden og Solen Den relativt store eccentricitet på 0,48 betyder, at de to stjerner er adskilt af ca. 44 AU ved periapsis og 124 A.U. ved apoapsis. Afslappet kredsløb af parret har gjort det vanskeligt at pin ned deres respektive masser, og nøjagtigheden af ​​disse værdier forbliver noget kontroversielt. I fremtiden dette problem kan løses ved brug af asteroseismologi.

Komponent A har omkring 11% mere masse end komponent B. Det har en aktivitet cyklus, der er langt mere udtalt end sol solplet cyklus. Dette er en kompleks aktivitet cyklus, der varierer med en periode på ca. 7,5 ± 1,7 år. Kombinationen af ​​starspot aktivitet kombineret med rotation og chromospheric aktivitet er karakteristisk for A ved Draconis variabel. På grund af forskellen rotation, varierer denne stjernens overflade rotation periode ved breddegrad fra 27 til 45 dage, med en gennemsnitlig periode på 35 dage.

Strømmen af ​​stjernernes vinden fra komponent A producerer en boble i det lokale interstellare sky. Langs retningen af ​​stjernens bevægelse inden Mælkevejen, dette strækker sig ud til en afstand på kun 30 AU, eller groft orbital afstand af Neptun fra Solen Dette er lavere end adskillelsen mellem de to komponenter af 61 cygni, og så de to sandsynligvis ikke deler en fælles atmosfære. Kompakthed astrosphere skyldes sandsynligvis den lave masse udstrømning og relativ høj hastighed gennem den lokale medium.

Komponent B viser et mere kaotisk mønster af variabilitet end A, med betydelige kortsigtede nødblus. Der er en 11,7 år periodicitet til den samlede aktivitet cyklus af B. Begge stjerner udviser stjernernes flare aktivitet, men kromosfæren af ​​komponent B er 25% mere aktiv end for komponent A. Som følge af forskellen rotation, varierer rotationsperiode ved bredde fra 32 til 47 dage, med en gennemsnitlig periode på 38 dage.

Der er en vis uenighed om evolutionære alder af dette system. Kinematisk data giver en alder estimat på omkring 10 Gyr. Gyrochronology eller aldersbestemmelse af en stjerne baseret på dens rotation og farve, resulterer i en gennemsnitlig alder på. Tiderne er baseret på chromospheric aktivitet for A og B er 2,36 Gyr og 3,75 Gyr hhv. Endelig alder skøn ved hjælp af isochrone metode, som indebærer montering af stjerner til evolutionære modeller, udbytte øvre grænser for 0,44 Gyr og 0,68 Gyr. Imidlertid giver en 2008 evolutionær model ved hjælp af CESAM2k koden fra Observatory Côte d'Azur en alder skøn over for parret.

Påstande om et planetsystem

Ved flere lejligheder er det blevet hævdet, at 61 cygni har usete lav masse kammerater, planeter eller en brun dværg. Kaj Strand af Sproul Observatory, under ledelse af Peter van de Kamp, gjorde den første påstand i 1942 ved hjælp af observationer til at opdage små, men systematiske variationer i orbitale bevægelser af 61 cygni A og B. Disse forstyrrelser foreslået, at en ekstern organisation var kredser 61 cygni A. rapporter af denne tredje krop tjent som inspiration for Hal Clements 1953 science fiction roman mission Gravity. I 1957 van de Kamp indsnævret sine usikkerheder, hævder, at objektet havde en masse på otte gange større end Jupiter, en beregnet omløbstid på 4,8 år og en semi-storakse på 2,4 AU I 1977 sovjetiske astronomer på Pulkovo Observatorium nær Sankt Petersborg foreslog, at systemet omfattede tre planeter: to gigantiske planeter med seks og tolv Jupiter masser omkring 61 CYG A, og en gigantisk planet med syv Jupiter masserne omkring 61 cygni B. I 1978, Wulff Dieter Heintz af Sproul Observatory bevist, at disse krav, samt krav om usete kammerater omkring mange andre stjerner, blev uægte, har undladt at påvise nogen beviser for en sådan bevægelse ned til seks procent af Solens masse, der svarer til omkring 60 gange massen af ​​Jupiter.

Raffinering planetariske grænser

Da ingen bestemt planetarisk objekt er blevet opdaget omkring enten stjerne hidtil har McDonald Observatory holdet sat grænser for tilstedeværelsen af ​​en eller flere planeter omkring 61 cygni A og 61 cygni B med masser mellem 0,07 og 2,1 Jupiter masser og gennemsnitlige separationer spænder mellem 0,05 og 5,2 AU

På grund af nærheden af ​​dette system til Solen, er det en hyppig mål af interesse for astronomer. Begge stjerner blev udvalgt af NASA som "Tier 1" mål for den foreslåede optiske Space interferometri mission. Denne mission er potentielt i stand til at opdage planeter med så lidt som 3 gange tungere Jorden i en orbital afstand på 2 AU fra stjernen. Målinger af dette system har registreret et overskud af langt infrarød stråling, end hvad der udsendes af stjernerne. En sådan overskud undertiden forbundet med en skive af støv, men i dette tilfælde det ligger tilstrækkeligt tæt på en af ​​stjernerne, at det endnu ikke er blevet løst med et teleskop eller begge dele.

  0   0
Forrige artikel Akko, Israel

Kommentarer - 0

Ingen kommentar

Tilføj en kommentar

smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile
Tegn tilbage: 3000
captcha