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61 Cygni
Constelación de Cygnus map.svg
Círculo rojo.svg
Ubicación de 61 Cygni (en un círculo)
Datos de observación Epoch J2000.0       Equinox J2000.0
ConstelaciónCygnus
61 Cygni A
Ascensión recta21 h 06 m 53.940 s [1]
Declinación+ 38 ° 44 ′ 57,90 ″ [1]
Magnitud aparente (V)5.21 [1]
61 Cygni B
Ascensión recta21 h 06 m 55.31 s [2]
Declinación+ 38 ° 44 ′ 31,4 ″ [1]
Magnitud aparente (V)6.05 [2]
Caracteristicas
61 Cyg A
Tipo espectralK5V [1]
Índice de color U − B+1.155 [3]
Índice de color B − V+1.139 [3]
Tipo variablePOR Dra. [4]
61 Cyg B
Tipo espectralK7V
Índice de color U − B+1.242 [3]
Índice de color B − V+1.320 [3]
Tipo variableEstrella de bengala [5]
Astrometria
61 Cygni A
Velocidad radial (R v )-65,94 [6]  km / s
Movimiento adecuado (μ) RA:  4164.174 [6]  mas / año
Dic .:  3249.991 [6]  mas / año
Paralaje (π)285,9459 ± 0,1008 [6]  mas
Distancia11,406 ± 0,004  ly
(3,497 ± 0,001  pc )
Magnitud absoluta  (M V )7.506 [7]
61 Cygni B
Velocidad radial (R v )-64,43 [8]  km / s
Movimiento adecuado (μ) RA:  4,105.786 [8]  mas / año
Dic .:  3,155.759 [8]  mas / año
Paralaje (π)286.1457 ± 0.0590 [8]  mas
Distancia11.398 ± 0.002  ly
(3.4947 ± 0.0007  pc )
Magnitud absoluta  (M V )8.228 [7]
Órbita [9]
Compañero61 Cygni B
Periodo (P)678 ± 34 años
Semieje mayor (a)24,272 ± 0,592 ″
Excentricidad (e)0,49 ± 0,03
Inclinación (i)51 ± 2 °
Longitud del nodo (Ω)178 ± 2 °
Época del periastrón (T)1709 ± 16
Argumento de periastrón (ω)
(secundario)		149 ± 6 °
Detalles
61 Cygni A
Masa0,70 [10]  M ☉
Radio0,665 ± 0,005 [11]  R ☉
Luminosidad0,153 ± 0,01 [11]  L ☉
Gravedad superficial (log  g )4.40 [12]  cgs
La temperatura4.526 ± 66 [13]  K
Metalicidad [Fe / H]–0,20 [12]  dex
Rotación35,37 días [14]
Envejecer6,1 ± 1 [11]  Gyr
61 Cygni B
Masa0,63 [10]  M ☉
Radio0,595 ± 0,008 [11]  R ☉
Luminosidad0,085 ± 0,007 [11]  L ☉
Gravedad superficial (log  g )4.20 [12]  cgs
La temperatura4.077 ± 59 [13]  K
Metalicidad [Fe / H]–0,27 [12]  dex
Rotación37,84 días [14]
Envejecer6,1 ± 1 [11]  Gyr
Otras designaciones
GJ 820 A / B , Struve 2758, ADS 14636, V1803 Cygni, GCTP 5077.00 [15]
61 Cygni A : V1803  Cygni, HD  201091, HIP  104214, HR  8085, BD + 38 ° 4343, LHS  62, SAO  70919 [4]
61 Cygni B : HD  201092, HIP  104217, HR  8086, BD + 38 ° 4344, LHS  63 [5]
Referencias de la base de datos
SIMBADEl sistema
A
B

61 Cygni / s ɪ ɡ n i / es un binario estrella del sistema en la constelación Cygnus , que consta de un par de tipo K enanas que orbitan entre sí en un período de aproximadamente 659 años. De magnitud aparente 5,20 y 6,05, respectivamente, pueden verse con binoculares en el cielo de la ciudad o a simple vista en zonas rurales sin fotocontaminación .

61 Cygni atrajo por primera vez la atención de los astrónomos cuando Giuseppe Piazzi demostró por primera vez su gran movimiento propio en 1804. En 1838, Friedrich Bessel midió su distancia de la Tierra a unos 10,4 años  luz , muy cerca del valor real de unos 11,4 años luz. años; esta fue la primera estimación de distancia para cualquier estrella que no sea el Sol , y la primera estrella en tener su paralaje estelar medido. Entre todas las estrellas o sistemas estelares enumerados en el Catálogo Hipparcos moderno , 61 Cygni tiene el séptimo movimiento propio más alto y el más alto entre todas las estrellas o sistemas visibles. [nota 1] [16] [17]

En el transcurso del siglo XX, varios astrónomos diferentes informaron evidencia de un planeta masivo orbitando una de las dos estrellas, pero observaciones recientes de velocidad radial de alta precisión han demostrado que todas esas afirmaciones eran infundadas. [18] Hasta la fecha, no se han confirmado planetas en este sistema estelar.

Nombre [ editar ]

61 Cygni es relativamente tenue, por lo que no aparece en mapas estelares antiguos, ni se le da un nombre en los sistemas occidentales [19] o chinos . [20]

El nombre "61 Cygni" es parte de la designación Flamsteed asignada a las estrellas. De acuerdo con este esquema de designación, ideado por John Flamsteed para catalogar sus observaciones, las estrellas de una constelación particular están numeradas en el orden de su ascensión recta , no en letras griegas como lo hace la designación de Bayer . [21] [22] La estrella no aparece con ese nombre en la Historia Coelestis Britannica de Flamsteed , [23] aunque ha afirmado que 61 Cygni en realidad corresponde a lo que él denominó 85 Cygni en la edición de 1712. [24] También se la ha llamado "Estrella de Bessel" o "Estrella Voladora de Piazzi".[25][26]

Historial de observación [ editar ]

Primeras observaciones [ editar ]

La primera observación bien registrada del sistema estelar utilizando instrumentos ópticos fue realizada por James Bradley el 25 de septiembre de 1753, cuando notó que se trataba de una estrella doble. William Herschel inició observaciones sistemáticas de 61 Cygni como parte de un estudio más amplio de estrellas binarias. Sus observaciones llevaron a la conclusión de que las estrellas binarias estaban lo suficientemente separadas como para mostrar diferentes movimientos en paralaje durante el año, y esperaban usar esto como una forma de medir la distancia a las estrellas. [27]

61 Cygni mostrando el movimiento adecuado (movimiento desde nuestro punto de vista) en algunos intervalos de un año de principios del siglo XXI.

En 1792, Giuseppe Piazzi notó el alto movimiento propio cuando comparó sus propias observaciones de 61 Cygni con las de Bradley, realizadas 40 años antes. Esto llevó a un considerable interés en 61 Cygni por parte de los astrónomos contemporáneos, y su observación continua desde esa fecha. [27] Las repetidas mediciones de Piazzi llevaron a un valor definitivo de su movimiento, que publicó en 1804. [28] [29] Fue en este registro que bautizó al sistema como la "Estrella Voladora". [30]

Piazzi señaló que este movimiento significaba que probablemente era una de las estrellas más cercanas, y sugirió que sería un candidato principal para un intento de determinar su distancia a través de mediciones de paralaje, junto con otras dos posibilidades, Delta Eridani y Mu Cassiopeiae . [29]

Medición de paralaje [ editar ]

Varios astrónomos pronto asumieron la tarea, incluidos los intentos de François Arago y Claude-Louis Mathieu en 1812, quienes registraron el paralaje en 500  milisegundos de arco (ms), y Christian Heinrich Friedrich Peters utilizó los datos de Arago para calcular un valor de 550 ms. Peters calculó un mejor valor basado en observaciones hechas por Bernhard von Lindenau en Seeburg entre 1812 y 1814; calculó que era 470 ± 510 ms. Von Lindenau ya había notado que no había visto paralaje, y como señaló Friedrich Georg Wilhelm von Struve después de su propia serie de pruebas entre 1818 y 1821, todos estos números son más precisos que la precisión del instrumento utilizado. [27]

Friedrich Wilhelm Bessel hizo una contribución notable en 1812 cuando utilizó un método diferente para medir la distancia. Suponiendo que el período orbital de las dos estrellas en el binario es de 400 años, estimó la distancia entre las dos que esto requeriría y luego midió la distancia angular entre las estrellas. Esto llevó a un valor de 460 mas. [ cita requerida ] Luego siguió esto con mediciones directas de paralaje en una serie de observaciones entre 1815 y 1816, comparándola con otras seis estrellas. Los dos conjuntos de medidas produjeron valores de 760 y 1320 mas. Todas estas estimaciones, al igual que los intentos anteriores de otros, mantuvieron inexactitudes mayores que las mediciones. [27]

Cuando Joseph von Fraunhofer inventó un nuevo tipo de heliómetro , Bessel llevó a cabo otro conjunto de mediciones con este dispositivo en 1837 y 1838 en Königsberg . Publicó sus hallazgos en 1838 [31] [32] con un valor de 369,0 ± 19,1 mas a A y 260,5 ± 18,8 a B , y estimó que el punto central estaba en 313,6 ± 13,6. Esto corresponde a una distancia de unas 600.000 unidades astronómicas , o unos 10,4 años luz. Esta fue la primera medición directa y confiable de la distancia a una estrella que no sea el Sol. [27] [33] Su medición se publicó poco antes de las mediciones de paralaje similares de Vega.de Friedrich Georg Wilhelm von Struve y Alpha Centauri de Thomas Henderson ese mismo año. [34] Bessel continuó haciendo mediciones adicionales en Königsberg, publicando un total de cuatro corridas de observación completas, la última en 1868. La mejor de ellas colocó el punto central en 360.2 ± 12.1 ms, realizado durante las observaciones en 1849. [27] Este está cerca del valor actualmente aceptado de 287,18 mas (con un rendimiento de 11,36 años luz). [35]

Solo unos años después de la medición de Bessel, en 1842 Friedrich Wilhelm Argelander notó que Groombridge 1830 tenía un movimiento propio aún mayor, y 61 Cygni se convirtió en el segundo más alto conocido. Más tarde se trasladó más abajo en la lista de la estrella de Kapteyn y la estrella de Barnard . 61 Cygni tiene el séptimo movimiento propio más alto de todos los sistemas estelares enumerados en el Catálogo Hipparcos moderno , pero conserva el título de movimiento propio más alto entre las estrellas visibles a simple vista. [dieciséis]

Observaciones binarias [ editar ]

Debido a la amplia separación angular entre 61 Cygni A y B, y el correspondiente movimiento orbital lento, inicialmente no estaba claro si las dos estrellas en el sistema 61 Cygni eran un sistema unido gravitacionalmente o simplemente una yuxtaposición de estrellas . [36] von Struve argumentó por primera vez a favor de su estatus como binario en 1830, pero el asunto permaneció abierto. [36]

Sin embargo, en 1917, las diferencias de paralaje medidas refinadas demostraron que la separación era significativamente menor. [37] La naturaleza binaria de este sistema estaba clara en 1934, y se publicaron los elementos orbitales . [38]

En 1911, Benjamin Boss publicó datos que indicaban que el sistema 61 Cygni formaba parte de un grupo de estrellas como en movimiento . [39] Este grupo que contiene 61 Cygni se amplió más tarde para incluir 26 miembros potenciales. Los posibles miembros incluyen Beta Columbae , Pi Mensae , 14 Tauri y 68 Virginis . Las velocidades espaciales de este grupo de estrellas oscilan entre 105 y 114 km / s en relación con el Sol. [40] [41]

Las observaciones tomadas por los programas de búsqueda de planetas muestran que ambos componentes tienen fuertes tendencias lineales en las mediciones de velocidad radial . [42]

Observación amateur [ editar ]

Un observador que utilice binoculares de 7 × 50 puede encontrar 61 Cygni dos campos binoculares al sureste de la estrella brillante Deneb . La separación angular de las dos estrellas es ligeramente mayor que el tamaño angular de Saturno (16-20 ″). [43] Entonces, en condiciones ideales de visualización, el sistema binario puede resolverse con un telescopio con una apertura de 7 mm. [nota 2]Esto está dentro de la capacidad de apertura de los binoculares típicos, aunque para resolver el binario, estos necesitan un montaje estable y un aumento de 10x. Con una separación de 28 segundos de arco entre las estrellas componentes, un aumento de 10 × daría una separación aparente de 280 segundos de arco, por encima del límite de resolución ocular generalmente considerado de 4 minutos de arco o 240 segundos de arco. [44]

Propiedades [ editar ]

Aunque parece ser una sola estrella a simple vista, 61 Cygni es un sistema estelar binario ampliamente separado, compuesto por dos estrellas de secuencia principal de clase K (naranja) , la 61 Cygni A más brillante y la 61 Cygni B más débil, que tienen magnitudes aparentes. de 5.2 y 6.1, respectivamente. Ambas parecen ser estrellas de discos antiguos , [45] [46] con una edad estimada mayor que la del Sol. A una distancia de poco más de 11 años luz, es el decimoquinto sistema estelar conocido más cercano a la Tierra (sin incluir el Sol). 61 Cygni A es el cuarto más cercana estrella que es visible a simple vista por observadores de latitudes medias del norte, después de Sirius , Epsilon Eridani , y Procyon A .[10] Este sistema hará su aproximación más cercana alrededor de 20.000 EC , cuando la separación del Sol será de unos 9 años luz. Más pequeño y más tenue que el Sol, 61 Cygni A tiene aproximadamente el 70 por ciento de la masa solar , el 72 por ciento de su diámetro y aproximadamente el 8,5 por ciento de su luminosidad y 61 Cygni B tiene aproximadamente el 63 por ciento de la masa solar, el 67 por ciento de su diámetro. y el 3,9 por ciento de su luminosidad. [47] 61 La estabilidad a largo plazo de Cygni A lallevó a ser seleccionada como una "estrella ancla" en el sistema de clasificación Morgan-Keenan (MK) en 1943, sirviendo como el "punto de anclaje" K5 V desde ese momento. [48] A partir de 1953, 61 Cygni B se ha considerado un K7 Vestrella estándar (Johnson & Morgan 1953, [49] Keenan & McNeil 1989 [50] ).

Una comparación de tamaño entre el Sol (izquierda), 61 Cygni A (abajo) y 61 Cygni B (arriba a la derecha).

61 Cygni A es una estrella variable típica de BY Draconis designada como V1803 Cyg, mientras que 61 Cygni B es una estrella variable de tipo llamarada llamada HD 201092 con magnitudes que varían 5,21 V y 6,03, respectivamente. [51] Las dos estrellas orbitan su baricentro común en un período de 659 años, con una separación media de aproximadamente 84  UA, 84 veces la separación entre la Tierra y el Sol. La excentricidad orbital relativamente grande de 0,48 significa que las dos estrellas están separadas por aproximadamente 44 AU en periapsis y 124 AU en apoapsis . [nota 3]La tranquila órbita del par ha hecho que sea difícil precisar sus respectivas masas, y la precisión de estos valores sigue siendo algo controvertida. En el futuro, este problema puede resolverse mediante el uso de astrosismología . [11] 61 Cygni A tiene aproximadamente un 11% más de masa que 61 Cygni B. [10]

El sistema tiene un ciclo de actividad que es mucho más pronunciado que el ciclo de las manchas solares . Este es un ciclo de actividad complejo que varía con un período de aproximadamente 7,5 ± 1,7 años. [52] [53] La actividad de la mancha estelar combinada con la rotación y la actividad cromosférica es una característica de una variable BY Draconis. Debido a la rotación diferencial, el período de rotación de la superficie de esta estrella varía según la latitud de 27 a 45 días, con un período promedio de 35 días. [14]

El movimiento orbital del componente B en relación con el componente A visto desde la Tierra, así como la apariencia real desde la vista de frente. Los intervalos de tiempo son de aproximadamente 10 años.

La salida del viento estelar del componente A produce una burbuja dentro de la nube interestelar local. A lo largo de la dirección del movimiento de la estrella dentro de la Vía Láctea, esto se extiende a una distancia de 30 UA, o aproximadamente la distancia orbital de Neptuno desde el Sol. Esto es más bajo que la separación entre los dos componentes de 61 Cygni, por lo que lo más probable es que los dos no compartan una atmósfera común. La compacidad de la astrosfera se debe probablemente al flujo de salida de masa baja y la velocidad relativamente alta a través del medio interestelar local. [54]

61 Cygni B muestra un patrón de variabilidad más caótico que A, con importantes brotes a corto plazo. Hay una periodicidad de 11,7 años en el ciclo de actividad general de B. [53] Ambas estrellas exhiben actividad de destellos estelares, pero la cromosfera de B es un 25% más activa que la de 61 Cygni A. [55] Como resultado de la rotación diferencial , el período de rotación varía según la latitud de 32 a 47 días, con un período promedio de 38 días. [14]

Existe cierto desacuerdo sobre la edad evolutiva de este sistema. Los datos cinemáticos dan una edad estimada de alrededor de 10  Gyr . La girocronología , o la determinación de la edad de una estrella basada en su rotación y color, da como resultado una edad promedio de 2.0 ± 0.2 Gyr . Las edades basadas en la actividad cromosférica para A y B son 2,36 Gyr y 3,75 Gyr, respectivamente. Finalmente, las estimaciones de edad utilizando el método de isócronas, que implican ajustar las estrellas a modelos evolutivos, arrojan límites superiores de 0,44 Gyr y 0,68 Gyr. [56] Sin embargo, un modelo evolutivo de 2008 que utiliza el código CESAM2k del Observatorio de la Costa Azul da una edad estimada de 6,0 ± 1,0 Gyr.para la pareja. [11]

Reclamaciones de un sistema planetario [ editar ]

En diferentes ocasiones, se ha afirmado que 61 Cygni podría tener compañeros invisibles de baja masa, planetas o una enana marrón . Kaj Strand del Observatorio Sproul, bajo la dirección de Peter van de Kamp , hizo la primera afirmación de este tipo en 1942 utilizando observaciones para detectar variaciones diminutas pero sistemáticas en los movimientos orbitales de 61 Cygni A y B. Estas perturbaciones sugirieron que un tercer cuerpo de alrededor de 16 masas de Júpiter deben estar orbitando 61 Cygni A. [57] Los informes de este tercer cuerpo sirvieron de inspiración para la novela de ciencia ficción de 1953 de Hal Clement , Misión de gravedad . [58]En 1957, van de Kamp redujo sus incertidumbres, afirmando que el objeto tenía una masa ocho veces mayor que la de Júpiter, un período orbital calculado de 4.8 años y un semi-eje mayor de 2.4 AU, donde 1 AU es la distancia promedio desde la Tierra al Sol. [59] En 1977, astrónomos soviéticos en el Observatorio Pulkovo cerca de San Petersburgo sugirieron que el sistema incluía tres planetas: dos planetas gigantes con seis y doce masas de Júpiter alrededor de 61 Cyg A, [60] y un planeta gigante con siete masas de Júpiter alrededor de 61 Cygni B. [61]

En 1978, Wulff-Dieter Heintz del Observatorio Sproul demostró que estas afirmaciones eran falsas, ya que no pudieron detectar ninguna evidencia de tal movimiento hasta el seis por ciento de la masa del Sol, equivalente a unas 60 veces la masa de Júpiter . [62] [63]

En 2018, el análisis de la segunda publicación de datos (DR2) de Gaia (nave espacial) reveló anomalías significativas del movimiento propio en las órbitas de las estrellas binarias entre sí; las estrellas no estaban orbitando alrededor de su centro de masa con 61 Cygni B también orbitando demasiado lentamente para su masa supuesta. Estas anomalías tomadas en conjunto son indicativas de la posible presencia de un tercer objeto perturbador en órbita alrededor de 61 Cygni B. [64]

La zona habitable para 61 Cygni A, definida como las ubicaciones donde podría haber agua líquida en un planeta similar a la Tierra, es de 0,26 a 0,58  AU . Para 61 Cygni B, la zona habitable es 0.24-0.50 AU. [sesenta y cinco]

Refinando los límites planetarios [ editar ]

Dado que hasta ahora no se ha detectado ningún objeto planetario determinado alrededor de ninguna de las estrellas, el equipo del Observatorio McDonald ha establecido límites a la presencia de uno o más planetas alrededor de 61 Cygni A y 61 Cygni B con masas entre 0.07 y 2.1 masas de Júpiter y separaciones promedio que abarcan entre 0.05 y 5.2 AU. [66]

Debido a la proximidad de este sistema al Sol, es un objetivo frecuente de interés para los astrónomos. Ambas estrellas fueron seleccionadas por la NASA como objetivos de "Nivel 1" para la misión de interferometría espacial óptica propuesta . [67] Esta misión es potencialmente capaz de detectar planetas con tan solo 3 veces la masa de la Tierra a una distancia orbital de 2 AU de la estrella.

Las mediciones de este sistema parecen haber detectado un exceso de radiación infrarroja lejana , más allá de la emitida por las estrellas. Un exceso de este tipo a veces se asocia con un disco de polvo , pero en este caso se encuentra lo suficientemente cerca de una o ambas estrellas como para no haber sido resuelto con un telescopio. [68] Un estudio de 2011 que utilizó el Nuller de interferómetro de Keck no pudo detectar ningún polvo exozodiacal alrededor de 61 Cygni A. [69]

Objeto para la investigación de biofirma [ editar ]

Las dos estrellas se encuentran entre los cinco paradigmas (todas estrellas cercanas) enumerados entre las estrellas de tipo K de un tipo en un 'punto óptimo' entre las estrellas análogas al Sol y las estrellas M para la probabilidad de vida evolucionada, según el análisis de Giada Arney de la NASA. Centro de vuelo espacial Goddard. [70]

Ver también [ editar ]

  • Lista de estrellas más cercanas
  • 61 Cygni en la ficción - Estrellas y sistemas planetarios en la ficción
  • Estrella de Barnard

Notas [ editar ]

  1. ^ Por convención, limitar la magnitud visual de 6,0
  2. ^ Según el criterio de Rayleigh :  mm.
  3. ^ En periapsis: AUEn apoapsis: AU

Referencias [ editar ]

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Enlaces externos [ editar ]

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Coordenadas : Mapa del cielo 21 h 06 m 53.9434 s , + 38 ° 44 ′ 57.898 ″