61 Cygni

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Skočit na: Navigace, Hledání

21h06m53,9434s; 38°44′58,898″

61 Cygni
Mapa souhvězdí Labutě s 61 Cygni
Astrometrická data
Ekvinokcium J2000.0
Souhvězdí Labuť (Cygnus)
Rektascenze 21h 06m 53,9434s[1]
Deklinace +38°44΄58,898΄΄

[1]

Paralaxa 19,44±1,23
Vzdálenost 11,36±0,06 ly
(3,48±0,02 pc)
Barevný index (U-B) +1,155/+1,242[2]
Barevný index (B-V) +1,139/+1,320[2]
Zdánlivá hvězdná velikost (V) +5,21/6,03m
Absolutní hvězdná velikost (V) 7,48/8,33m


Fyzikální charakteristiky
Typ proměnnosti A:BY Draconis, B:eruptivní proměnná
Spektrální typ K5V/K7V[1]
Hmotnost 0,7/0,63[3] M
Poloměr 0,665±0,005/0,595±0,008[4] R
Zářivý výkon (V) 0,215/0,15 L
Povrchová teplota 4526±66/4077±59[5] K
Stáří 6 miliard let
Rotační perioda 35,37/37,84 dne[6]


Další označení
Henry Draper Catalogue HD 201091
Bonner Durchmusterung BD +38°4343
Bright Star Katalog HR 8085
Katalog Hipparcos HIP 201091
Glieseho katalog Gl 820
Flamsteedovo označení 57 Cyg

61 Cygni, známá též jako Besselova hvězda[7] či Letící hvězda, je dvojhvězda v souhvězdí Labutě. Její složky tvoří dvě trpasličí hvězdy spektrální třídy K o jasnosti 5,2 a 6,03 mag. Dvojhvězda je to nenápadná, avšak zviditelnila se tím, že byla první hvězdou, u které se podařilo změřit paralaxu a určit její vzdálenost od Slunce.

Friedrich Wilhelm Bessel u ní změřil v roce 1838 paralaxu 0,314″,[8][9] což odpovídá vzdálenosti od Země 10,4 světelných let.[10] Hodnota byla velmi blízko skutečné vzdálenosti 11,4 světelných let. Hvězda byla Besselem zvolena, protože vykazuje velký vlastní pohyb po obloze, 5,2″ za rok.[11] Z tohoto důvodu se někdy nazývá Letící hvězda.[11] Z rychlosti pohybu správně usuzoval, že se hvězda nachází velmi blízko Země. Vzhledem k Zemi je 15. nejbližší hvězdou (složky vícenásobných hvězd nejsou započítány) a zároveň 7. hvězdou s nejrychlejším pohybem po obloze.[12] V průběhu dvacátého století několikrát astronomové ohlásili objev planet obíhajících jednu ze dvou složek hvězdy, avšak nedávná precizní měření radiálních rychlostí hvězdy ukázala, že všechna předchozí měření byla chybná.[13][14][15] K dnešnímu dni žádné planety u hvězdy nebyly potvrzeny.

Historie pozorování[editovat | editovat zdroj]

Na velký vlastní pohyb 61 Cygni poprvé poukázal Giuseppe Piazzi v roce 1804, který ji pojmenoval Letící hvězda.[16] Piazziho objev vzbudil ve své době malou pozornost vzhledem k relativně krátké době pozorování hvězdy – pouhých deseti let. V roce 1812 navrhl Friedrich Wilhelm Bessel, aby hvězdě astronomové začali věnovat zvýšenou pozornost.

Friedrich Georg Wilhelm von Struve objevil roku 1830, že hvězda 61 Cygni je dvojhvězdou. Ještě mnoho let však nebylo jisté, zda se jedná o náhodné seskupení hvězd či gravitačně vázaný systém.[17]

Dvojhvězda vykazovala velký vlastní pohyb, který byl tehdy největším známým a tak když to kvalita astronomických pozorování umožnila, stala se 61 Cygni žhavým kandidátem na určení vzdálenosti metodou paralaxy. Dvojhvězda se stala první hvězdou (kromě Slunce), jejíž vzdálenost byla ze Země změřena. Měření bylo provedeno v roce 1838 Besselem, který naměřil paralaxu 0,3136". V dnešní době se udává hodnota paralaxy 0,28718", což odpovídá vzdálenosti hvězdy 11,36 světelných let od Země.[18]

O několik let později byla objevena hvězda Groombridge 1830 s větším vlastní pohybem. Groombridge 1830 hvězdné velikosti 6,4 mag lze pouhým okem pozorovat pouze za výjimečně tmavé oblohy. 61 Cygni je hvězda s největším vlastním pohybem, která je viditelná pouhým okem. Má sedmý nejvyšší vlastní pohyb z hvězd, které jsou uvedeny katalogu Hipparcos.[19]

V roce 1911 byla Besselova paralaxa z 0,3136" opravena na 0,310", a pozorování z Yerkesovy observatoře zjistila radiální rychlost hvězdy 62 km/s,[20] která společně s vlastním pohybem příčně k Zemi 79 km/s dává prostorovou rychlost kolem 100 km/s směrem k bodu 12 stupňů na západ od Orionova pásu.

V roce 1911 publikoval Benjamin Boss údaje o tom, že 61 Cygni je členem skupiny hvězd,[20] která byla později rozšířena o dalších 26 potenciálních členů. Mezi možné členy skupiny patří Beta Columbae, Pí Mensae, 14 Tauri a 68 Virginis. Typická prostorová rychlost této skupiny hvězd je od 105 do 114 km/s vzhledem ke Slunci.[21]

Následkem velké úhlové vzdálenosti obou složek a dlouhé oběžné době kolem společného těžiště nebylo z počátku jasné, zda složky systému 61 Cygni jsou fyzicky spojeny. Příslušná oprava paralaxy z 0,360" na 0,288" dala rozdíl vzdálenosti hvězdy více jak dva světelné roky.[22] Měření paralaxy v roce 1917 prokázalo, že vzdálenost hvězdy je výrazně nižší.[23] V roce 1934 bylo publikováno, že systém 61 Cygni je fyzickou dvojhvězdou a byly zveřejněny elementy dráhy.[24]

Pozorovatel s triedrem 7×50 může 61 Cygni pozorovat jako dvě binokulární pole jihovýchodně od jasné hvězdy Deneb. Oddělení dvou hvězd je mírně větší než úhlová velikost planety Saturn (16-20").[25] Při ideálních pozorovacích podmínkách může dvojhvězdu rozlišit triedr s optickým výstupem 6 mm.

Fyzikální vlastnosti[editovat | editovat zdroj]

Srovnání Slunce (vlevo), 61 Cygni A (dole) a 61 Cygni B (vpravo nahoře).

Ačkoli je 61 Cygni vidět pouhým okem jako jediná hvězda, jedná se o dvojhvězdu složenou ze dvou hvězd hlavní posloupnosti, oranžových trpaslíků spektrální třídy K, 61 Cygni A a 61 Cygni B. Jasnější hvězda 61 Cygni A má zdánlivou hvězdnou velikost 5,2 mag, slabší 61 Cygni B má velikost 6,1 mag. Obě hvězdy jsou pravděpodobně starší než Slunce,[26] pohybují se relativní rychlostí 108 km/s vzhledem ke Slunci,[27] což má za následek značný vlastní pohyb hvězdy po obloze.[28] Vzdáleností 11 světelných let se jedná o jednu nejbližších hvězd od Slunce.[3] Hvězda bude nejblíže k Slunci kolem roku 20 000, přibližně 9 světelných let.[27]

Obě hvězdy oběhnou kolem společného těžiště jednou za 659 let, jejich průměrná vzdálenost je 84 astronomických jednotek. Excentricita dráhy 0,48 znamená, že hvězdy jsou od sebe 44 astronomických jednotek v periastronu a 124 astronomických jednotek v apoastronu. Oběžné dráhy hvězd se těžko počítají z jejich hmotností a její hodnota tak zůstává sporná. V budoucnu by problém mohla vyřešit astroseismologie.[4]

Složka A je asi o 11 procent hmotnější složka B.[3] Má hvězdnou aktivitu o periodě 7,5±1,7 let, která je mnohem výraznější než cyklus Slunce.[29] Dřívější odhad byl 7,3 roku.[30] Kombinace aktivity slunečních skvrn společně s rotací a chromosférickou činností je charakteristická pro proměnné hvězdy typu BY Draconis. Vzhledem k diferenciální rotaci je rotace povrchu hvězdy podle zeměpisné šířky 27 až 45 dní, průměrná doba je 35 dní.[6]

Hvězdný vítr hvězd vytváří bublinu v místním mezihvězdném mračnu. Ve směru pohybu hvězdy v Mléčné dráze se vyskytuje do vzdálenosti pouhých 30 AU, což je zhruba vzdálenost Neptunu od Slunce. Tato vzdálenost je nižší než vzdálenost mezi oběma složkami 61 Cygni, a tak hvězdy s největší pravděpodobností nesdílejí společnou atmosféru. Hustota atmosféry je pravděpodobně malá kvůli nízké hmotnosti a relativně vysoké rychlosti hvězdy.[31]

Proměnnost složky B je méně pravidelná než složky A, s výraznými krátkodobými maximy. 61 Cygni B má 11,7 letou periodicitu proměnnosti.[30] Obě hvězdy vykazují hvězdné erupce, chromosférická činnost složky B je o 25 procent více aktivní než složky A.[32] V důsledku diferenciální rotace se doba rotace pohybuje podle zeměpisné šířky mezi 32 až 47 dny, průměrná doba rotace je 38 dnů.[6]

Věk soustavy 61 Cygni nelze spolehlivě určit. Kinematická data odhadují její stáří asi 10 miliard let.[28] Gyrochronologie, neboli stanovení věku hvězdy na základě její rotace a barvy, dává průměrný věk 2,0±0,2 miliard let. Věk na základě chromosférické činnosti pro A a B je 2,36 a 3,75 miliard let. Horní hranice odhadu věku pomocí izochronické metody, která se týká evolučního modelu, je 0,44 až 0,68 miliard let.[33] V roce 2008 evoluční model CESAM2k z observatoře Côte d'Azur odhadl věk obou složek na 6,0±1,0 miliard let.[4]

Hledání planetárního systému[editovat | editovat zdroj]

Při několika příležitostech bylo publikováno, že 61 Cygni má neviditelné průvodce, planety nebo hnědého trpaslíka. Tyto hypotézy poprvé publikoval Kaj Strand z observatoře v Sproul (pod vedením Petera van de Kampa) v roce 1942, kdy pozorováním zjistil drobné, ale systematické změny v oběžného pohyby 61 Cygni A a B. Tvrdil, že změny vyvolává třetí těleso na oběžné dráze kolem 61 Cygni A.[34] V roce 1957, s přihlédnutím k nejistotám, určil, že objekt má hmotnost osmkrát vyšší než Jupiter; dále vypočetl oběžnou dobu na 4,8 let a hlavní poloosu oběžné dráhy planety na 2,4 AU.[35] V roce 1977 sovětští astronomové z observatoře poblíž Pulkova u Petrohradu oznámili, že planetární systém zahrnuje tři planety: dvě obří planety s šesti a dvanácti hmotnostmi Jupitera kolem 61 Cygni A, a jednu obří planetu se sedmi hmotnostmi planety Jupiter kolem 61 Cygni B.[36] V roce 1978, Wulff Dieter Heintz ze Sproul observatoře dokázal, že důkazy o neviditelných společnících jsou nepodložené a není možno dokázat průvodce menšího než 6 procent hmotnosti Slunce, tj. 60 hmotností Jupitera.[37]

Možnosti planetárního systému[editovat | editovat zdroj]

Když žádná planeta nebyla u hvězdy potvrzena, stanovil tým z observatoře McDonald limity pro přítomnost planet kolem 61 Cygni A a 61 Cygni B. U hvězd nemůže být planeta větší než 0,07 a 2,4 hmotnosti Jupitera blíže hvězdě než 0,05 a 5,2 AU.[38]

Vzhledem k blízkosti ke Slunci je dvojhvězda častým cílem zájmu astronomů. Obě hvězdy byly vybrány NASA jako cíle navrhované sondy Space Interferometry Mission.[39] Tato sonda by měla být potenciálně schopná detekovat planety třikrát těžší než Země ve vzdálenosti 2 AU od hvězdy.

Měřením tohoto systému byl zjištěn přebytek infračerveného záření daleko nad rámec obvyklého vyzařování hvězdami. Takový přebytek záření je většinou spojen s prachovým diskem, ale v tomto případě se nachází příliš blízko hvězdy, takže se může jednat o objekt, který dosud nebyl objeven dalekohledy.[40]

Související články[editovat | editovat zdroj]

Odkazy[editovat | editovat zdroj]

Reference[editovat | editovat zdroj]

V tomto článku byl použit překlad textu z článku 61 Cygni na anglické Wikipedii.

  1. a b c Object query : HD 201091 [online]. [cit. 2010-11-17]. Dostupné online. (anglicky) 
  2. a b BLANCO, C. Photoelectric observations of stars with variable H and K emission components. III [online]. Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 1997, [cit. 2010-11-19]. S. 297 až 306. Dostupné online. (anglicky) 
  3. a b c STAFF. The one hundred nearest star systems [online]. Research Consortium on Nearby Stars, Georgia State University, [cit. 2010-11-19]. Dostupné online.  
  4. a b c KERVELLA, P. The radii of the nearby K5V and K7V stars 61 Cygni A & B. CHARA/FLUOR interferometry and CESAM2k modeling [online]. Astronomy and Astrophysics, březen 2007, [cit. 2010-11-19]. S. 667 až 674. Dostupné online. (anglicky) 
  5. VAN BELLE. Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars [online]. The Astrophysical Journal, březen 2009, [cit. 2010-11-19]. S. 1085 až 1098. Dostupné online. (anglicky) 
  6. a b c BÖHM-VITENSE, Erika. Chromospheric Activity in G and K Main-Sequence Stars, and What It Tells Us about Stellar Dynamos [online]. The Astrophysical Journal, březen 2007, [cit. 2010-11-19]. S. 486 až 493. Dostupné online.  
  7. ŠUSTER, J.. Drobné zprávy z astronomie [PDF]. Union of Czech Mathematicians and Physicists, 1890, [cit. 2010-11-19]. S. 112. Dostupné online. (česky) 
  8. FYZIKA HVĚZD – 2.4 Změření hvězdné paralaxy
  9. Friedrich Wilhelm Bessel (July 22, 1784 - March 17, 1846) [online]. Students for the Exploration and Development of Space, [cit. 2010-11-19]. Dostupné online. (anglicky) 
  10. BESSEL, Friedrich Wilhelm. Bessel's 1838 parallax of 61 Cygni [online]. Astronomische Nachrichten, 1838, [cit. 2010-11-19]. Dostupné online. (německy) 
  11. a b Na výletě Mléčnou dráhou
  12. The 150 Stars in the Hipparcos Catalogue with Largest Proper Motion [online]. European Space Agency, [cit. 2010-11-19]. Dostupné online. (anglicky) 
  13. GORDON A. H., Walker. A Search for Jupiter-Mass Companions to Nearby Stars [online]. Icarus, srpen 1995, [cit. 2010-11-19]. S. 359 až 375. Dostupné online. DOI:10.1006/icar.1995.1130 (anglicky) 
  14. WITTENMYER, R.A. Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program [online]. The Astronomical Journal, 2006, [cit. 2010-11-19]. S. 177 až 188. Dostupné online. (anglicky) 
  15. CUMMING, A. The Lick Planet Search: Detectability and Mass Thresholds [online]. The Astronomical Journal, 1999, [cit. 2010-11-19]. S. 890 až 915. Dostupné online. DOI:10.1086/308020 (anglicky) 
  16. FODERA-SERIO, G.. Giuseppe Piazzi and the Discovery of the Proper Motion of 61-CYGNI []. JOURN. HISTORY OF ASTRONOMY, 1990, [cit. 2010-11-19]. Dostupné online. (anglicky) 
  17. DAVIS, H. S. Remarks regarding the parallaxes of 61 Cygni and the probable physical connection of these two stars [online]. Astrophysical Journal, 1898, [cit. 2010-11-19]. S. 246 až 247. Dostupné online. DOI:10.1086/140527 (anglicky) 
  18. BESSEL, Friedrich Wilhelm. Bestimmung der Entfernung des 61sten Sterns des Schwans [online]. Astronomische Nachrichten, 12/1838, [cit. 2010-11-19]. Dostupné online. DOI:10.1002/asna.18390160502 (německy) 
  19. High Proper Motion Stars: Interesting Areas to View [online]. [cit. 2010-11-19]. Dostupné online. (anglicky) 
  20. a b BOSS, Benjamin. Community of motion among several stars of large proper-motion [online]. Astronomical Journal, [cit. 2010-11-19]. S. 33 až 37. Dostupné online. DOI:10.1086/103931 (anglicky) 
  21. EGGEN, O. J. White dwarf members of the 61 Cygni group [online]. The Observatory, [cit. 2010-11-19]. S. 135 až 139. Dostupné online. (anglicky) 
  22. DAVIS, H.S. Remarks regarding the parallaxes of 61 Cygni and the probable physical connection of these two stars [online]. Astrophysical Journal, 1898, [cit. 2010-11-19]. S. 246 až 247. Dostupné online. DOI:10.1086/140527 (anglicky) 
  23. ADAMS, W.S; JOY, A.H. The luminosities and parallaxes of five hundred stars [online]. Astrophysical Journal, 1917, [cit. 2010-11-19]. S. 313 až 339. Dostupné online. DOI:10.1086/142369 (anglicky) 
  24. BAIZE, P. Second catalogue d'orbites d'Etoiles Doubles visuelles [online]. Journal des Observateurs, 1934, [cit. 2010-11-19]. S. 1 až 31. Dostupné online. (francouzsky) 
  25. ESPENAK, Fred. Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995 - 2006 [online]. NASA/Goddard Space Flight Center, [cit. 2010-11-19]. Dostupné online. (anglicky) 
  26. GUDEL, M. Radio and X-ray emission from main-sequence K stars [online]. Astronomy and Astrophysics, 1992, [cit. 2010-11-19]. S. L31 až L34. Dostupné online. (anglicky) 
  27. a b Long-Term Stellar Motions, part 2: Shortcuts [online]. The Astronomy Nexus, březen 2006, [cit. 2010-11-19]. Dostupné online. (anglicky) 
  28. a b AFFER, L.. Spectroscopic determination of photospheric parameters and chemical abundances of 6 K-type stars [online]. Astronomy and Astrophysics, duben 2005, [cit. 2010-11-19]. S. 647 až 658. Dostupné online. DOI:10.1051/0004-6361:20041308 (anglicky) 
  29. FRICK, P. Wavelet Analysis of Stellar Chromospheric Activity Variations [online]. Astrophysical Journal, 1997, [cit. 2010-11-19]. S. 426 až 434. Dostupné online. DOI:10.1086/304206 (anglicky) 
  30. a b HEMPELMANN, A. Evidence for coronal activity cycles on 61 Cygni A and B [online]. Astronomy and Astrophysics, 1997, [cit. 2010-11-19]. S. L39 až L42. Dostupné online. DOI:10.1051/0004-6361:20030882 (anglicky) 
  31. WOOD, Brian E. Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity [online]. The Astrophysical Journal, červenec 2002, [cit. 2010-11-19]. S. 412 až 425. Dostupné online. DOI:10.1086/340797 (anglicky) 
  32. HEMPELMANN, A. Coronal activity cycles in 61 Cygni [online]. Astronomy and Astrophysics, 2006, [cit. 2010-11-19]. S. 261 až 267. Dostupné online. DOI:10.1051/0004-6361:20065459 (anglicky) 
  33. BARNES, Sydney A. Ages for Illustrative Field Stars Using Gyrochronology: Viability, Limitations, and Errors [online]. The Astrophysical Journal, listopad 2007, [cit. 2010-11-19]. S. 1167 až 1189. Dostupné online. DOI:10.1086/519295 (anglicky) 
  34. STRAND, K. Aa. 61 Cygni as a Triple System [online]. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, únor 1943, [cit. 2010-11-19]. S. 29 až 32. Dostupné online. DOI:10.1086/125484 (anglicky) 
  35. STRAND, K. Aa. http://adsabs.harvard.edu/abs/1957AJ.....62Q..35S [online]. The Astronomical Journal, 1957, [cit. 2010-11-19]. S. 35. Dostupné online. DOI:10.1086/107588 (anglicky) 
  36. DEICH, A. N.. New data on unseen companions of 61 Cygni [online]. Soviet Astronomy Letters, leden únor 1978, [cit. 2010-11-19]. S. 50 až 52. Dostupné online. (anglicky) 
  37. HEINTZ, W. D. Reexamination of suspected unresolved binaries [online]. Astronomical Journal, 1978, [cit. 2010-11-19]. S. 931 až 934. Dostupné online. DOI:10.1086/155982 (anglicky) 
  38. WITTENMYER, Robert A.. Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program [online]. Astronomical Journal, květen 2006, [cit. 2010-11-19]. S. 177 až 188. Dostupné online. DOI:10.1086/504942 (anglicky) 
  39. SIM Planet Search Tier 1 Target Stars [online]. San Francisco State University, [cit. 2010-11-19]. Dostupné online. (anglicky) 
  40. KUCHNER, Marc J.. An 11.6 Micron Keck Search for Exo-Zodiacal Dust [online]. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 1998, [cit. 2010-11-19]. S. 1336 až 1341. Dostupné online. DOI:10.1086/316267 (anglicky) 

Externí odkazy[editovat | editovat zdroj]