| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Acuario |
| Ascensión recta | 22 h 38 m 33.73 s [1] |
| Declinación | –15 ° 17 ′ 57,3 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 12,87 (13,33 / 13,27 / 14,03) [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M5 V [2] |
| Índice de color U − B | +1,54 |
| Índice de color B − V | +1,96 [3] |
| Índice de color R − I | +0.64 [ cita requerida ] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | –59,9 [4] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: +2314 [5] mas / año Dec .: +2295 [5] mas / año |
| Paralaje (π) | 294.3 ± 3.5 [6] mas |
| Distancia | 11.1 ± 0.1 ly (3.40 ± 0.04 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | 15,64 / 15,58 / 16,34 [2] |
| Detalles | |
| Masa | 0.11 / 0.11 / 0.10 [2] M ☉ |
| Órbita [7] | |
| Primario | EZ Aquarii AC |
| Compañero | EZ Aquarii B |
| Periodo (P) | 2.2506 ± 0.0033 años |
| Eje semi mayor (a) | 0.346 ″ ± 0.004 ″ |
| Excentricidad (e) | 0.437 ± 0.007 |
| Inclination (i) | 112.4° ± 0.5° |
| Longitude of the node (Ω) | 162.1° ± 0.4° |
| Periastron epoch (T) | 1987.236 ± 0.014 |
| Argument of periastron (ω) (secondary) | –17.7° ± 1.1° |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
EZ Aquarii es un sistema estelar triple de aproximadamente 11.3 ly (3.5 pc ) del Sol en la constelación de Acuario . También se conoce como Luyten 789-6 y Gliese 866 y los tres componentes son de tipo M enanas rojas . El par EZ Aquarii AC forma un binario espectroscópico con una órbita de 3,8 días y una separación de 0,03 UA . Este par comparte una órbita con EZ Aquarii B que tiene un período de 823 días. [8] Los componentes A y B de Luyten 789-6 juntos emiten rayos X. [9]
La configuración del par binario interno puede permitir que un planeta circumbinario orbite cerca de su zona habitable . [10] EZ Aquarii se está acercando al Sistema Solar y, en aproximadamente 32,300 años, estará a una distancia mínima de aproximadamente 8.2 ly (2.5 pc) del Sol. [11] La simulación de ChView muestra que actualmente su estrella vecina más cercana es Lacaille 9352 a aproximadamente 4.1 ly (1.3 pc) de EZ Aquarii.
  | |
| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Cygnus |
| 61 Cygni A | |
| Ascensión recta | 21 h 06 m 53.940 s [1] |
| Declinación | + 38 ° 44 ′ 57.90 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 5.21 [1] |
| 61 Cygni B | |
| Ascensión recta | 21 h 06 m 55,31 s [2] |
| Declinación | + 38 ° 44 ′ 31.4 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 6.05 [2] |
| Caracteristicas | |
| 61 Cyg A | |
| Tipo espectral | K5V [1] |
| Índice de color U − B | +1.155 [3] |
| Índice de color B − V | +1.139 [3] |
| Tipo variable | POR Dra. [4] |
| 61 Cyg B | |
| Tipo espectral | K7V |
| Índice de color U − B | +1.242 [3] |
| Índice de color B − V | +1.320 [3] |
| Tipo variable | Estrella de la llamarada [5] |
| Astrometria | |
| 61 Cygni A | |
| Velocidad radial (R v ) | -65,94 [6] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: 4164.174 [6] mas / año Dec .: 3249.991 [6] mas / año |
| Paralaje (π) | 285.9459 ± 0.1008 [6] mas |
| Distancia | 11.406 ± 0.004 ly (3.497 ± 0.001 pc ) |
| Absolute magnitude (MV) | 7.506[7] |
| 61 Cygni B | |
| Radial velocity (Rv) | -64.43[8] km/s |
| Proper motion (μ) | RA: 4,105.786[8] mas/yr Dec.: 3,155.759[8] mas/yr |
| Parallax (π) | 286.1457 ± 0.0590[8] mas |
| Distance | 11.398 ± 0.002 ly (3.4947 ± 0.0007 pc) |
| Absolute magnitude (MV) | 8.228[7] |
| Orbit[9] | |
| Companion | 61 Cygni B |
| Period (P) | 678 ±34 yr |
| Semi-major axis (a) | 24.272 ±0.592″ |
| Eccentricity (e) | 0.49 ±0.03 |
| Inclination (i) | 51 ±2° |
| Longitude of the node (Ω) | 178 ±2° |
| Periastron epoch (T) | 1709 ±16 |
| Argument of periastron (ω) (secondary) | 149 ±6° |
| Details | |
| 61 Cygni A | |
| Mass | 0.70[10] M☉ |
| Radius | 0.665 ±0.005[11] R☉ |
| Luminosity | 0.153 ±0.01[11] L☉ |
| Surface gravity (log g) | 4.40[12] cgs |
| Temperature | 4,526 ±66[13] K |
| Metallicity [Fe/H] | –0.20[12] dex |
| Rotation | 35.37 d[14] |
| Age | 6.1 ±1[11] Gyr |
| 61 Cygni B | |
| Mass | 0.63[10] M☉ |
| Radius | 0.595 ±0.008[11] R☉ |
| Luminosity | 0.085 ±0.007[11] L☉ |
| Surface gravity (log g) | 4.20[12] cgs |
| Temperature | 4,077 ±59[13] K |
| Metallicity [Fe/H] | –0.27[12] dex |
| Rotation | 37.84 d[14] |
| Age | 6.1 ±1[11] Gyr |
| Other designations | |
| 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] | |
| Database references | |
| SIMBAD | The system |
| 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 alrededor de la otra en un período de aproximadamente 659 años. De magnitud aparente 5.20 y 6.05, respectivamente, se pueden ver con binoculares en los cielos de la ciudad o a simple vista en áreas rurales sin fotopolución .
61 Cygni atrajo por primera vez la atención de los astrónomos cuando Giuseppe Piazzi demostró por primera vez su gran movimiento apropiado en 1804. En 1838, Friedrich Bessel midió su distancia de la Tierra a unos 10,4 años luz , muy cerca del valor real de aproximadamente 11,4 luz. años; Esta fue la primera estimación de distancia para cualquier estrella que no sea el Sol , y la primera estrella en medir su paralaje estelar . Entre todas las estrellas o sistemas estelares enumerados en el moderno Catálogo Hipparcos , 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 que orbita una de las dos estrellas, pero las recientes observaciones de alta velocidad radial de alta precisión han demostrado que todas estas 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 los 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 Bayer . [21] [22] La estrella no aparece con ese nombre en la Historia Coelestis Britannica de Flamsteed , [23] aunque ha sido declarado por él que 61 Cygni en realidad corresponde a lo que él llamó 85 Cygni en la edición de 1712. [24] También se le ha llamado "Estrella de Bessel" o "Estrella voladora de Piazzi".[26]
Historial de observación [ editar ]
Observaciones tempranas [ 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 era una estrella doble. William Herschel comenzó 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]
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 los astrónomos contemporáneos, y su observación continua desde esa fecha. [27] Las repetidas mediciones de Piazzi condujeron a un valor definitivo de su movimiento, que publicó en 1804. [28] [29] Fue en este registro que bautizó el 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, que registraron el paralaje a 500 miliarcsegundos (mas), y Christian Heinrich Friedrich Peters utilizó los datos de Arago para calcular un valor de 550 mas. Peters calculó un mejor valor basado en las observaciones realizadas por Bernhard von Lindenau en Seeburg entre 1812 y 1814; lo calculó en 470 ± 510 mas. Von Lindenau ya había notado que no había visto paralaje, y como Friedrich Georg Wilhelm von Struve señaló 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 sea de 400 años, calculó la distancia entre las dos que esto requeriría, y luego midió la distancia angular entre las estrellas. Esto condujo a un valor de 460 mas. [ cita requerida ] Luego siguió con mediciones de paralaje directo en una serie de observaciones entre 1815 y 1816, comparándola con otras seis estrellas. Los dos conjuntos de mediciones produjeron valores de 760 y 1320 mas. Todas estas estimaciones, como los intentos anteriores de otros, conservaron inexactitudes mayores que las mediciones. [27]
Cuando Joseph von Fraunhofer inventó un nuevo tipo de heliómetro , Bessel realizó otro conjunto de mediciones utilizando 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 el punto central en 313.6 ± 13.6. Esto corresponde a una distancia de aproximadamente 600,000 unidades astronómicas , o aproximadamente 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 solo poco antes de mediciones similares de paralaje de Vegapor Friedrich Georg Wilhelm von Struve y Alpha Centauri por 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 mas, realizado durante las observaciones en 1849. [27] Esto 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 adecuado aún mayor, y 61 Cygni se convirtió en el segundo más conocido. Más tarde fue movido más abajo en la lista por Kapteyn's Star y Barnard's Star . 61 Cygni tiene el séptimo movimiento propio más alto de todos los sistemas estelares enumerados en el catálogo moderno de Hipparcos , pero conserva el título de movimiento propio más alto entre las estrellas visibles. [dieciséis]
Observaciones binarias [ editar ]
Debido a la amplia separación angular entre 61 Cygni A y B, y al 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 abogó por su condición de binario en 1830, pero el asunto permaneció abierto. [36]
Sin embargo, en 1917 las diferencias de paralaje medido refinado demostraron que la separación era significativamente menor. [37] La naturaleza binaria de este sistema era clara en 1934, y se publicaron elementos orbitales . [38]
En 1911, Benjamin Boss publicó datos que indicaban que el sistema 61 Cygni era miembro de un grupo de estrellas comoving . [39] Este grupo que contiene 61 Cygni se expandió 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 aficionada [ editar ]
Un observador que usa binoculares 7 × 50 puede encontrar 61 Cygni dos campos binoculares al sureste de la brillante estrella Deneb . La separación angular de las dos estrellas es ligeramente mayor que el tamaño angular de Saturno (16–20 ″). [43] Entonces, en condiciones de visualización ideales, 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 visual 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 más brillante 61 Cygni A y la más débil 61 Cygni B, que tienen magnitudes aparentes de 5.2 y 6.1, respectivamente. Ambas parecen ser estrellas de disco viejo , [45] [46] con una edad estimada que es mayor que el Sol. A una distancia de poco más de 11 años luz, es el decimoquinto sistema estelar 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 a aproximadamente 20,000 CE , cuando la separación del Sol será de aproximadamente 9 años luz. Más pequeño y más tenue que el Sol, 61 Cygni A tiene aproximadamente el 70 por ciento de una masa solar , 72 por ciento de su diámetro y aproximadamente 8.5 por ciento de su luminosidad, y 61 Cygni B tiene aproximadamente el 63 por ciento de una masa solar, 67 por ciento de su diámetro, y 3.9 por ciento de su luminosidad. [47] 61 La estabilidad a largo plazo de Cygni A lollevó a ser seleccionado como una "estrella de anclaje" 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 ha sido considerado un K7 Vestrella estándar (Johnson y Morgan 1953, [49] Keenan y McNeil 1989 [50] ).
61 Cygni A es una típica estrella variable de BY Draconis designada como V1803 Cyg, mientras que 61 Cygni B es una estrella variable de tipo bengala llamada HD 201092 con sus 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 UA en la periapsis y 124 UA en la apoapsis . [nota 3]La órbita pausada de la pareja ha dificultado 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 asterismología . [11] 61 Cygni A tiene aproximadamente un 11% más de masa que 61 Cygni B. [10]
El sistema tiene un ciclo de actividad 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 del punto 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 flujo de salida del viento estelar desde el 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 es muy probable que los dos no compartan una atmósfera común. La compacidad de la astrosfera se debe probablemente al bajo flujo de masa y a la velocidad relativamente alta a través del medio interestelar local. [54]
61 Cygni B muestra un patrón de variabilidad más caótico que A, con destellos significativos a corto plazo. Hay una periodicidad de 11.7 años en el ciclo de actividad general de B. [53] Ambas estrellas exhiben actividad de llamarada estelar, pero la cromosfera de B es 25% más activa que para 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 estimación de edad de aproximadamente 10 Gyr . La giroscronología , o la determinación de la edad de una estrella en función de 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 la isócrona, que implica ajustar las estrellas a los 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 estimación de edad de 6.0 ± 1.0 Gyrpara la pareja [11]
Reclamaciones de un sistema planetario [ editar ]
En diferentes ocasiones, se ha afirmado que 61 Cygni podrían haber visto compañeros de baja masa, planetas o una enana marrón . Kaj Strand, del Observatorio Sproul, bajo la dirección de Peter van de Kamp , hizo el primer reclamo de este tipo en 1942 utilizando observaciones para detectar variaciones pequeñas pero sistemáticas en los movimientos orbitales de 61 Cygni A y B. Estas perturbaciones sugirieron que un tercer cuerpo de unas 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 Hal Clement de 1953 Mission of Gravity . [58]En 1957, van de Kamp redujo sus incertidumbres, alegando que el objeto tenía una masa ocho veces mayor que la de Júpiter, un período orbital calculado de 4.8 años y un eje semi-mayor de 2.4 UA, donde 1 UA es la distancia promedio de la tierra al sol. [59] En 1977, los 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 espurias, ya que no podían detectar ninguna evidencia de tal movimiento hasta el seis por ciento de la masa del Sol, equivalente a aproximadamente 60 veces la masa de Júpiter . [62] [63]
La zona habitable para 61 Cygni A, definida como las ubicaciones donde el agua líquida podría estar presente en un planeta similar a la Tierra, es 0.26–0.58 UA . Para 61 Cygni B, la zona habitable es 0.24–0.50 UA. [64]
Refinación de límites planetarios [ editar ]
Como hasta ahora no se ha detectado ningún objeto planetario 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 UA. [sesenta y cinco]
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 . [66] Esta misión es potencialmente capaz de detectar planetas con tan solo 3 veces la masa de la Tierra a una distancia orbital de 2 UA de la estrella.
Las mediciones de este sistema parecen haber detectado un exceso de radiación infrarroja lejana , más allá de lo que emiten las estrellas. Tal exceso a veces se asocia con un disco de polvo , pero en este caso se encuentra lo suficientemente cerca de una o ambas estrellas que no se ha resuelto con un telescopio. [67] Un estudio de 2011 utilizando el Keck Interferometer Nuller no pudo detectar ningún polvo exozodiacal alrededor de 61 Cygni A.
No hay comentarios:
Publicar un comentario