El 61 Cygni, a veces llamado la estrella de Bessel del, es un sistema de la estrella binaria en el Cygnus de la constelación . Consiste en un par de mdash anaranjado de las estrellas enanas ; llamó un &mdash visual del binario ; esa órbita (o girar alrededor) con un período alrededor de 659 Los años en las magnitudes evidentes del quinto y sexto están entre las menos estrellas visibles visibles en el cielo nocturno a un observador sin un instrumento óptico .
61 Cygni primero atrajeron la atención de los astrónomos debido a su movimiento apropiado grande. En 1838, se convirtió en la primera estrella cuya distancia de la tierra, sobre 11 los años ligeros, eran estimados por el Friedrich Wilhelm Bessel . Más recientemente, las variaciones regulares en el movimiento del componente más brillante se han detectado, que puede indicar la presencia de un compañero invisible con el cerca de 1 por ciento la masa Sun, o 10 veces que Júpiter del planeta.
Este sistema no se debe confundir con el 16 Cygni, que incluye a Sun-como la estrella con mismo un planeta excéntrico (Bb de Cygni 16).
Historia de la observación
El movimiento apropiado grande de 61 Cygni primero fue demostrado por el José Piazzi en 1804, que lo bautizó el " Vuelo Star". El resultado de Piazzi, sin embargo, recibió poca atención en ese entonces debido relativamente al palmo del breve periodo de tiempo de su observations— un 10 mero; años. Tomaría una publicación por el Friedrich Wilhelm Bessel en 1812 para traer esta estrella a la atención extensa de astrónomos.
El Friedrich Jorge Wilhelm von Struve primero descubrió que era un binario en 1830., Sin embargo, seguía siendo durante muchos años después de eso un cierto incertidumbre si este par era una yuxtaposición mera de estrellas o de un sistema binario real.
El movimiento apropiado grande para este sistema, el mayor conocido para cualquie estrella en ese entonces, 61 hechos Cygni un candidato a la determinación de su distancia por el método de la paralaje cuando la calidad de observaciones astronómicas primero hizo esto posible. El sistema por lo tanto tiene la distinción de ser la primera estrella (excepto el Sun) tener su distancia de la tierra medida. Esto fue lograda por el Bessel en 1838 quién llegó una paralaje de mas 313.6, cerca del valor actual aceptado de mas 287.36 años ligeros).
Solamente algunos años más tarde, sin embargo, el Groombridge 1830 fue descubierto para tener un movimiento apropiado más grande. 61 Cygni conserva la distinción del tener el movimiento apropiado más grande de cualquier estrella visible con el ojo sin ayuda (aunque Groombridge 1830 en la magnitud 6.4 se puede ver con el ojo desnudo debajo de los cielos excepcionalmente oscuros). Tiene el séptimo movimiento apropiado más alto de todos los sistemas estelares enumerados en el catálogo de Hipparcos.
¡Antes de Bessel la paralaje 1911 de 0.3136 había mejorado solamente levemente a 0.310, y las observaciones en el observatorio de Yerkes habían medido su velocidad radial como 62 km/sec
En 1911, el jefe de Benjamin publicó los datos que indicaban que el sistema de 61 Cygni era un miembro de un grupo comoving de estrellas. Éste era grupo más adelante ampliado para incluir a 26 miembros potenciales. Los miembros posibles incluyen el Columbae beta, pi Mensae, 14 tauro y 68 Virginis. Las velocidades de espacio típicas de este grupo de estrellas son 105– 114 km/s concerniente al Sun.
Debido a su separación angular amplia (y correspondientemente el movimiento orbital lento), era inicialmente confuso si las dos estrellas en este sistema fueron conectadas físicamente. Las medidas respectivas de la paralaje de 0.288″ dio una separación de más de dos años ligeros sin embargo, por 1917 diferencias medidas refinadas de la paralaje había reducido la separación perceptiblemente, y la naturaleza binaria de este sistema estaba clara antes de 1934 con los elementos orbitales que eran publicados.
Características
Aunque aparezca ser una sola estrella al ojo desnudo, 61 Cygni es de hecho un sistema binario extensamente separado, integrado por dos estrellas de secuencia principal de la clase K (anaranjado), 61 Cygni A y 61 Cygni B. El más brillante 61 Cygni A de la estrella está de la magnitud evidente 5.2, el más débil 61 Cygni B es 6. Ambas aparecen ser estrellas viejas del disco, con una edad estimada que sea más vieja que el Sun. El sistema tiene una velocidad de espacio neta de 108 km/s concerniente al Sun, que da lugar al alto movimiento apropiado a través del cielo.
El componente A es levemente el más masivo de los pares. Tiene un ciclo de actividad que sea mucho más pronunciado que el ciclo solar de la mancha solar . Éste es un ciclo de actividad complejo que varía con un período alrededor de 7. (Una estimación anterior dio un período de 7.) La combinación de actividad del starspot combinó con la rotación y la actividad cromoesférica es característica de un de Draconis variable.
El componente B exhibe un patrón más caótico de la variabilidad que A, con las llamaradas a corto plazo significativas.7 periodicidad del año al ciclo de actividad total del B.
Un observador que usa 7× 50 prismáticos pueden encontrar el sureste binocular de 61 campos de Cygni dos brillante Deneb de la estrella. La separación angular de las dos estrellas es levemente mayor que el tamaño angular Saturno (16– 20″). Así pues, bajo ideal que considera condiciones, el sistema binario se puede resolver por un telescopio con una abertura de 6m m. Esto es en conformidad con la capacidad de un par de prismáticos típico.
Compañeros posibles de la bajo-masa
En varias ocasiones se ha demandado que 61 Cygni tiene los compañeros no vistos de la bajo-masa, los planetas o un enano de Brown . El filamento de Kaj hizo el primer tal demanda en 1942 usar observaciones para detectar variaciones minúsculas pero sistemáticas en los movimientos orbitales de 61 Cygni A y B. Estas perturbaciones sugirieron que un tercer cuerpo moviera en órbita alrededor de 61 Cygni A. En 1957 datos adicionales no prohibidos lo para enangostar sus incertidumbres, demandando que el objeto aparecía tener cerca de ocho veces la masa Júpiter . Con un período orbital calculado de 4.8 años, el eje semi-principal estimado de 2. En Wulff 1978 Dieter Heintz sugirió que estas demandas fueran " spurious", no pudiendo detectar cualquie evidencia de tal movimiento abajo al seis por ciento del mass&mdash del Sun; equivalente a cerca de 60 veces la masa de Júpiter.
Debido a la proximidad de este sistema al Sun, es una blanco frecuente del interés para los astrónomos. Ambas estrellas fueron seleccionadas por NASA como " Grada 1" blancos para la misión óptica propuesta de la interferometría del espacio. Esta misión es potencialmente capaz de detectar los planetas con tan poco como 3 veces la masa de la tierra en una distancia orbital de 2 A. Las medidas de este sistema han detectado un exceso de radiación infrarroja lejano, más allá de qué es emitida por las estrellas. Tal exceso se asocia a veces a un disco del polvo, pero en este caso miente suficientemente cerca de una o de ambas estrellas que todavía no se ha resuelto con un telescopio.
Ver también
lista las estrellas más cercanas
61 Cygni en la ficción - estrellas y sistemas planetarios en la ficción
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