61 Cygni - 61 Cygni
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| Données d'observation Époque J2000.0 Equinox J2000.0 |
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|---|---|
| Constellation | Cygne |
| 61 Cygni A | |
| Ascension droite | 21 h 06 m 53.940 s |
| Déclinaison | +38° 44′ 57.90″ |
| Magnitude apparente (V) | 5.21 |
| 61 Cygni B | |
| Ascension droite | 21 h 06 m 55,31 s |
| Déclinaison | +38° 44′ 31,4″ |
| Magnitude apparente (V) | 6.05 |
| Caractéristiques | |
| 61 Cyg A | |
| Type spectral | K5V |
| Indice de couleur U−B | +1.155 |
| Indice de couleur B−V | +1.139 |
| Type de variable | PAR Dr |
| 61 Cyg B | |
| Type spectral | K7V |
| Indice de couleur U−B | +1.242 |
| Indice de couleur B−V | +1.320 |
| Type de variable | Étoile flamboyante |
| Astrométrie | |
| 61 Cygni A | |
| Vitesse radiale (R v ) | -65,94 km/s |
| Mouvement correct (μ) | RA : 4164,174 mas / an Déc. : 3249,991 mas / an |
| Parallaxe (π) | 285.9949 ± 0,0599 mas |
| Distance | 11,404 ± 0,002 ly (3,4966 ± 0,0007 pc ) |
| Magnitude absolue (M V ) | 7.506 |
| 61 Cygni B | |
| Vitesse radiale (R v ) | -64,43 km/s |
| Mouvement correct (μ) | RA : 4.105.786 mas / an Déc. : 3.155.759 mas / an |
| Parallaxe (π) | 286.0054 ± 0,0289 mas |
| Distance | 11,404 ± 0,001 ly (3,4964 ± 0,0004 pc ) |
| Magnitude absolue (M V ) | 8.228 |
| Orbite | |
| Un compagnon | 61 Cygni B |
| Période (P) | 678 ±34 ans |
| Demi-grand axe (a) | 24,272 ± 0,592 " |
| Excentricité (e) | 0,49 ±0,03 |
| Inclinaison (i) | 51 ±2 ° |
| Longitude du nœud (Ω) | 178 ±2 ° |
| Époque périastrone (T) | 1709 ±16 |
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Argument du périastro (ω) (secondaire) |
149 ±6 ° |
| Des détails | |
| 61 Cygni A | |
| Masse | 0,70 M ☉ |
| Rayon | 0,665 ± 0,005 R ☉ |
| Luminosité | 0,153 ± 0,01 L ☉ |
| Gravité de surface (log g ) | 4,40 centigrammes |
| Température | 4 526 ±66 K |
| Metallicité [Fe/H] | –0.20 dex |
| Rotation | 35,37 jours |
| Âge | 6,1 ±1 Gyr |
| 61 Cygni B | |
| Masse | 0,63 M ☉ |
| Rayon | 0,595 ± 0,008 R ☉ |
| Luminosité | 0,085 ± 0,007 L ☉ |
| Gravité de surface (log g ) | 4,20 cg |
| Température | 4077 ±59 K |
| Metallicité [Fe/H] | –0.27 dex |
| Rotation | 37,84 jours |
| Âge | 6,1 ±1 Gyr |
| Autres désignations | |
GJ 820 A/B , Struve 2758, ADS 14636, V1803 Cygni, GCTP 5077.00 | |
| 61 Cygni A : V1803 Cygni, HD 201091, HIP 104214, HR 8085, BD +38°4343, LHS 62, SAO 70919 | |
| 61 Cygni B : HD 201092, HIP 104217, HR 8086, BD +38°4344, LHS 63 | |
| Références de la base de données | |
| SIMBAD | Le système |
| UNE | |
| B | |
61 Cygni / s ɪ ɡ n i / est une étoile binaire système dans la constellation Cygnus , constitué d'une paire de type K étoiles naines que l' orbite de l'autre dans une période d'environ 659 années. De magnitude apparente 5,20 et 6,05, respectivement, ils peuvent être observés aux jumelles dans le ciel des villes ou à l' œil nu dans les zones rurales sans photopollution .
61 Cygni a d'abord attiré l'attention des astronomes lorsque son grand mouvement propre a été démontré pour la première fois par Giuseppe Piazzi en 1804. En 1838, Friedrich Bessel a mesuré sa distance de la Terre à environ 10,4 années-lumière , très proche de la valeur réelle d'environ 11,4 années-lumière. années; ce fut la première estimation de distance pour une étoile autre que le Soleil , et la première étoile à avoir sa parallaxe stellaire mesurée. Parmi toutes les étoiles ou systèmes stellaires répertoriés dans le catalogue Hipparcos moderne , 61 Cygni a le septième mouvement propre le plus élevé et le plus élevé parmi toutes les étoiles ou systèmes visibles.
Au cours du vingtième siècle, plusieurs astronomes différents ont rapporté des preuves d'une planète massive en orbite autour de l'une des deux étoiles, mais des observations récentes de vitesse radiale de haute précision ont montré que toutes ces affirmations étaient sans fondement. Aucune planète n'a été confirmée dans ce système stellaire à ce jour.
Nom
61 Cygni est relativement faible, il n'apparaît donc pas sur les anciennes cartes des étoiles, et il n'est pas non plus nommé dans les systèmes occidentaux ou chinois .
Le nom "61 Cygni" fait partie de la désignation Flamsteed attribuée aux étoiles. Selon ce schéma de désignation, conçu par John Flamsteed pour cataloguer ses observations, les étoiles d'une constellation particulière sont numérotées dans l'ordre de leur ascension droite , et non en lettres grecques comme le fait la désignation Bayer . L'étoile n'apparaît pas sous ce nom dans Historia Coelestis Britannica de Flamsteed , bien qu'il ait été déclaré par lui que 61 Cygni correspond en fait à ce qu'il appelait 85 Cygni dans l'édition de 1712. Il a également été appelé "l'étoile de Bessel" ou "l'étoile volante de Piazzi".
Historique des observations
Premières observations
La première observation bien enregistrée du système stellaire à l'aide d'instruments optiques a été faite par James Bradley le 25 septembre 1753, lorsqu'il a remarqué qu'il s'agissait d'une étoile double. William Herschel a commencé des observations systématiques de 61 Cygni dans le cadre d'une étude plus large des étoiles binaires. Ses observations ont conduit à la conclusion que les étoiles binaires étaient suffisamment séparées pour montrer différents mouvements en parallaxe au cours de l'année, et espéraient utiliser cela comme moyen de mesurer la distance aux étoiles.
En 1792, Giuseppe Piazzi remarqua le mouvement propre élevé lorsqu'il compara ses propres observations de 61 Cygni avec celles de Bradley, faites 40 ans plus tôt. Cela a conduit à un intérêt considérable pour 61 Cygni par les astronomes contemporains, et son observation continue depuis cette date. Les mesures répétées de Piazzi ont conduit à une valeur définitive de son mouvement, qu'il a publiée en 1804. C'est dans cet enregistrement qu'il a baptisé le système "Flying Star".
Piazzi a noté que ce mouvement signifiait qu'il s'agissait probablement de l'une des étoiles les plus proches, et a suggéré que ce serait un candidat de choix pour tenter de déterminer sa distance par des mesures de parallaxe, ainsi que deux autres possibilités, Delta Eridani et Mu Cassiopeiae .
Mesure de parallaxe
Un certain nombre d'astronomes ont rapidement repris la tâche, y compris les tentatives de François Arago et Claude-Louis Mathieu en 1812, qui ont enregistré la parallaxe à 500 millisecondes d' arc (mas), et Christian Heinrich Friedrich Peters a utilisé les données d'Arago pour calculer une valeur de 550 mas. Peters a calculé une meilleure valeur sur la base des observations faites par Bernhard von Lindenau à Seeburg entre 1812 et 1814 ; il l'a calculé à 470 ±510 mas. Von Lindenau avait déjà noté qu'il n'avait vu aucune parallaxe, et comme Friedrich Georg Wilhelm von Struve l'a souligné après sa propre série de tests entre 1818 et 1821, tous ces chiffres sont plus précis que la précision de l'instrument utilisé.
Friedrich Wilhelm Bessel a apporté une contribution notable en 1812 lorsqu'il a utilisé une méthode différente pour mesurer la distance. En supposant que la période orbitale des deux étoiles dans le binaire soit de 400 ans, il a estimé la distance entre les deux que cela nécessiterait, puis a mesuré la distance angulaire entre les étoiles. Cela a conduit à une valeur de 460 mas. Il a ensuite suivi cela avec des mesures directes de parallaxe dans une série d'observations entre 1815 et 1816, en la comparant à six autres étoiles. Les deux séries de mesures ont produit des valeurs de 760 et 1320 mas. Toutes ces estimations, comme les tentatives antérieures d'autres, ont conservé des inexactitudes supérieures aux mesures.
Lorsque Joseph von Fraunhofer a inventé un nouveau type d' héliomètre , Bessel a effectué une autre série de mesures à l'aide de cet appareil en 1837 et 1838 à Königsberg . Il a publié ses résultats en 1838 avec une valeur de 369,0 ± 19,1 mas à A et 260,5 ± 18,8 à B , et a estimé le point central à 313,6 ± 13,6. Cela correspond à une distance d'environ 600 000 unités astronomiques , soit environ 10,4 années-lumière. Ce fut la première mesure directe et fiable de la distance à une étoile autre que le Soleil. Sa mesure n'a été publiée que peu de temps avant des mesures de parallaxe similaires de Vega par Friedrich Georg Wilhelm von Struve et Alpha Centauri par Thomas Henderson la même année. Bessel a continué à faire des mesures supplémentaires à Königsberg, publiant un total de quatre passages d'observation complets, le dernier en 1868. Le meilleur d'entre eux a placé le point central à 360,2 ± 12,1 mas, effectué lors d'observations en 1849. Ceci est proche de la valeur actuellement acceptée valeur de 287,18 mas (rendant 11,36 années-lumière).
Quelques années seulement après la mesure de Bessel, en 1842, Friedrich Wilhelm Argelander a noté que Groombridge 1830 avait un mouvement propre encore plus grand, et 61 Cygni est devenu le deuxième plus haut connu. Il a ensuite été déplacé plus bas dans la liste par Kapteyn's Star et Barnard's Star . 61 Cygni a le septième mouvement propre le plus élevé de tous les systèmes stellaires répertoriés dans le catalogue Hipparcos moderne , mais conserve le titre de mouvement propre le plus élevé parmi les étoiles visibles à l'œil nu.
Observations binaires
En raison de la large séparation angulaire entre 61 Cygni A et B, et du mouvement orbital lent correspondant, il n'était pas clair au départ si les deux étoiles du système 61 Cygni étaient un système lié gravitationnellement ou simplement une juxtaposition d'étoiles . von Struve a d'abord plaidé pour son statut de binaire en 1830, mais la question est restée ouverte.
Cependant, en 1917, les différences de parallaxe mesurées affinées ont démontré que la séparation était significativement moindre. La nature binaire de ce système était claire en 1934 et des éléments orbitaux ont été publiés.
En 1911, Benjamin Boss a publié des données indiquant que le système 61 Cygni était membre d'un groupe d'étoiles mobiles . Ce groupe contenant 61 Cygni a ensuite été élargi pour inclure 26 membres potentiels. Les membres possibles incluent Beta Columbae , Pi Mensae , 14 Tauri et 68 Virginis . Les vitesses spatiales de ce groupe d'étoiles varient de 105 à 114 km/s par rapport au Soleil.
Les observations effectuées par les programmes de recherche de planètes montrent que les deux composantes ont de fortes tendances linéaires dans les mesures de vitesse radiale .
Observation amateur
Un observateur utilisant des jumelles 7×50 peut trouver 61 Cygni deux champs binoculaires au sud-est de l'étoile brillante Deneb . La séparation angulaire des deux étoiles est légèrement supérieure à la taille angulaire de Saturne (16-20″). Ainsi, dans des conditions d'observation idéales, le système binaire peut être résolu par un télescope d'une ouverture de 7 mm. Ceci est bien dans la capacité d'ouverture des jumelles typiques, bien que pour résoudre le binaire, celles-ci nécessitent une monture stable et un grossissement de 10x. Avec une séparation de 28 secondes d'arc entre les étoiles composantes, un grossissement de 10x donnerait une séparation apparente de 280 secondes d'arc, au-dessus de la limite de résolution oculaire généralement considérée de 4 minutes d'arc ou 240 secondes d'arc.
Propriétés
Bien qu'il semble être une étoile à l'œil nu, 61 Cygni est un système d'étoile binaire largement séparés, composé de deux classes K (orange) séquence principale étoiles, le plus brillant 61 Cygni A et plus faible 61 Cygni B, qui ont apparente magnitudes de 5,2 et 6,1 respectivement. Les deux semblent être des étoiles à disque ancien , avec un âge estimé supérieur à celui du Soleil. À une distance d'un peu plus de 11 années-lumière, c'est le 15e système stellaire connu le plus proche de la Terre (sans compter le Soleil). 61 Cygni A est la quatrième étoile la plus proche qui est visible à l'œil nu pour la mi-latitude nord observateurs, après Sirius , Epsilon Eridani et Procyon A . Ce système fera son approche la plus proche à environ 20 000 EC , lorsque la séparation du Soleil sera d'environ 9 années-lumière. Plus petit et plus faible que le Soleil, 61 Cygni A a environ 70 pour cent d'une masse solaire , 72 pour cent de son diamètre et environ 8,5 pour cent de sa luminosité et 61 Cygni B a environ 63 pour cent d'une masse solaire, 67 pour cent de son diamètre, et 3,9% de sa luminosité. 61 La stabilité à long terme de Cygni A l'a conduit à être sélectionné comme « étoile d'ancrage » dans le système de classification Morgan-Keenan (MK) en 1943, servant de « point d'ancrage » K5 V depuis cette époque. À partir de 1953, 61 Cygni B a été considérée comme une étoile standard K7 V (Johnson & Morgan 1953, Keenan & McNeil 1989).
61 Cygni A est une étoile variable typique de BY Draconis désignée comme V1803 Cyg tandis que 61 Cygni B est une étoile variable de type flare nommée HD 201092 avec leurs magnitudes variant de 5,21 V et 6,03, respectivement. Les deux étoiles orbitent autour de leur barycentre commun sur une période de 659 ans, avec une séparation moyenne d'environ 84 UA, soit 84 fois la séparation entre la Terre et le Soleil. L' excentricité orbitale relativement grande de 0,48 signifie que les deux étoiles sont séparées d'environ 44 UA au périapside et de 124 UA à l' apoapsis . L'orbite tranquille de la paire a rendu difficile la détermination de leurs masses respectives, et l'exactitude de ces valeurs reste quelque peu controversée. À l'avenir, ce problème pourra être résolu grâce à l'utilisation de l' astérosismologie . 61 Cygni A a environ 11% plus de masse que 61 Cygni B.
Le système a un cycle d'activité qui est beaucoup plus prononcé que le cycle des taches solaires . Il s'agit d'un cycle d'activité complexe qui varie avec une période d'environ 7,5 ± 1,7 ans. L'activité des taches stellaires combinée à la rotation et à l'activité chromosphérique est une caractéristique d'une variable BY Draconis. En raison de la rotation différentielle, la période de rotation de surface de cette étoile varie selon la latitude de 27 à 45 jours, avec une période moyenne de 35 jours.
La sortie du vent stellaire du composant A produit une bulle dans le nuage interstellaire local. Le long de la direction du mouvement de l'étoile dans la Voie lactée, cela s'étend jusqu'à une distance de 30 UA, soit à peu près la distance orbitale de Neptune au Soleil. Ceci est inférieur à la séparation entre les deux composants de 61 Cygni, et donc les deux ne partagent probablement pas une atmosphère commune. La compacité de l' astrosphère est probablement due au faible écoulement de masse et à la vitesse relativement élevée à travers le milieu interstellaire local.
61 Cygni B affiche un schéma de variabilité plus chaotique que A, avec des poussées importantes à court terme. Le cycle d'activité global de B a une périodicité de 11,7 ans. Les deux étoiles présentent une activité d'éruption stellaire, mais la chromosphère de B est 25 % plus active que pour 61 Cygni A. En raison de la rotation différentielle, la période de rotation varie par latitude de 32 à 47 jours, avec une période moyenne de 38 jours.
Il y a un certain désaccord sur l'âge évolutif de ce système. Les données cinématiques donnent une estimation de l'âge d'environ 10 Gyr . La gyrochronologie , ou la détermination de l'âge d'une étoile en fonction de sa rotation et de sa couleur, donne un âge moyen de 2,0 ±0,2 Gyr . Les âges basés sur l' activité chromosphérique pour A et B sont de 2,36 Gyr et 3,75 Gyr, respectivement. Enfin, les estimations d'âge utilisant la méthode isochrone, qui impliquent l'ajustement des étoiles à des modèles évolutifs, donnent des limites supérieures de 0,44 Gyr et 0,68 Gyr. Cependant, un modèle évolutif de 2008 utilisant le code CESAM2k de l' Observatoire de la Côte d'Azur donne une estimation d'âge de 6,0 ± 1,0 Gyr pour le couple.
Revendications d'un système planétaire
À différentes occasions, il a été affirmé que 61 Cygni pourraient avoir des compagnons de faible masse invisibles, des planètes ou une naine brune . Kaj Strand de l'Observatoire de Sproul, sous la direction de Peter van de Kamp , a fait la première affirmation de ce type en 1942 en utilisant des observations pour détecter des variations minuscules mais systématiques dans les mouvements orbitaux de 61 Cygni A et B. Ces perturbations ont suggéré qu'un troisième corps de environ 16 masses de Jupiter doivent être en orbite autour de 61 Cygni A. Les rapports de ce troisième corps ont servi d'inspiration pour le roman de science-fiction de 1953 de Hal Clement , Mission of Gravity . En 1957, van de Kamp a réduit ses incertitudes, affirmant que l'objet avait une masse de huit fois celle de Jupiter, une période orbitale calculée de 4,8 ans et un demi-grand axe de 2,4 UA, où 1 UA est la distance moyenne de la Terre au Soleil. En 1977, des astronomes soviétiques de l'observatoire Pulkovo près de Saint-Pétersbourg ont suggéré que le système comprenait trois planètes : deux planètes géantes avec six et douze masses de Jupiter autour de 61 Cyg A, et une planète géante avec sept masses de Jupiter autour de 61 Cygni B.
En 1978, Wulff-Dieter Heintz de l' observatoire Sproul a prouvé que ces affirmations étaient fausses, car ils n'ont pu détecter aucune preuve d'un tel mouvement jusqu'à six pour cent de la masse du Soleil, soit environ 60 fois la masse de Jupiter .
En 2018, l'analyse de la deuxième publication de données (DR2) de Gaia (engin spatial) a révélé d'importantes anomalies de mouvement propre dans les orbites des étoiles binaires les unes autour des autres ; les étoiles n'étaient pas tout à fait en orbite autour de leur centre de masse avec 61 Cygni B orbitant également trop lentement pour sa masse supposée. Ces anomalies prises ensemble sont indicatives de la présence possible d'un troisième objet perturbateur en orbite autour de 61 Cygni B.
La zone habitable pour 61 Cygni A, définie comme les emplacements où de l'eau liquide pourrait être présente sur une planète semblable à la Terre, est de 0,26 à 0,58 UA . Pour 61 Cygni B, la zone habitable est de 0,24 à 0,50 UA.
Affiner les frontières planétaires
Étant donné qu'aucun objet planétaire certain n'a été détecté autour de l'une ou l'autre des étoiles jusqu'à présent, l' équipe de l' observatoire McDonald a fixé des limites à la présence d'une ou plusieurs planètes autour de 61 Cygni A et 61 Cygni B avec des masses comprises entre 0,07 et 2,1 masses de Jupiter et des séparations moyennes comprises entre 0,05 et 5,2 UA.
En raison de la proximité de ce système avec le Soleil, c'est une cible fréquente d'intérêt pour les astronomes. Les deux étoiles ont été sélectionnées par la NASA comme cibles de "niveau 1" pour la mission d'interférométrie spatiale optique proposée . Cette mission est potentiellement capable de détecter des planètes avec aussi peu que 3 fois la masse de la Terre à une distance orbitale de 2 UA de l'étoile.
Les mesures de ce système semblent avoir détecté un excès de rayonnement infrarouge lointain , au-delà de ce qui est émis par les étoiles. Un tel excès est parfois associé à un disque de poussière , mais dans ce cas il se situe suffisamment près de l'une ou des deux étoiles pour qu'il n'ait pas été résolu avec un télescope. Une étude de 2011 utilisant l' interféromètre Keck Nuller n'a pas réussi à détecter de poussière exozodiacale autour de 61 Cygni A.
Objet pour la recherche de biosignature
Les deux étoiles font partie des cinq paradigmes (tous des étoiles proches) répertoriés parmi ces étoiles de type K d'un type situé dans un « point idéal » entre les étoiles analogues au Soleil et les étoiles M pour la probabilité d'une vie évoluée, selon l'analyse de Giada Arney de la NASA Centre de vol spatial Goddard.
Voir également
- Liste des étoiles les plus proches
- 61 Cygni dans la fiction — Étoiles et systèmes planétaires dans la fiction
- L'étoile de Barnard
Remarques
Les références
Liens externes
- "61 Cygni 2" . SolStation. Archivé de l' original le 15 juillet 2007 . Récupéré le 16 juillet 2007 .
- Kaler, James B. "61 Cygni" . Université de l'Illinois à Urbana-Champaign . Archivé de l' original le 7 juillet 2007 . Récupéré le 16 juillet 2007 .
