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61 cygni

61 Cygni / ˈ s ɪ ɡ n i / es un sistema estelar binario en la constelación de Cygnus , formado por un par de estrellas enanas de tipo K que orbitan entre sí en un período de unos 659 años. De magnitud aparente 5,20 y 6,05 respectivamente, pueden verse con binoculares en los cielos urbanos o a simple vista en zonas rurales sin contaminación lumínica.

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 en 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 distinta del Sol , y la primera estrella en la que se midió su paralaje estelar . 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]

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

Nombre

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

El nombre "61 Cygni" es parte de la designación Flamsteed asignada a las estrellas. Según 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 bajo ese nombre en la Historia Coelestis Britannica de Flamsteed , [23] aunque ha afirmado que 61 Cygni en realidad corresponde a lo que él llamó 85 Cygni en la edición de 1712. [24] También ha sido llamada "Estrella de Bessel" o "Estrella voladora de Piazzi". [25] [26] Aparece como "el cisne" (de su origen latino, "cygnus") en la novela de ciencia ficción de Alastair Reynolds, Chasm City (Londres: Victor Gollancz, 2001).

Historial de observación

Observaciones tempranas

La primera observación bien registrada del sistema estelar utilizando instrumentos ópticos la realizó James Bradley el 25 de septiembre de 1753, cuando observó 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 a lo largo del año, y esperaba utilizar esto como una forma de medir la distancia a las estrellas. [27]

GIF que muestra el movimiento propio del sistema estelar, tomado aproximadamente en un intervalo de un año para el período 2012-2020.
61 Cygni que muestra el movimiento propio (movimiento desde nuestro punto de vista) en algunos intervalos de un año a 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 generó un interés considerable 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 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 una candidata principal para intentar determinar su distancia mediante mediciones de paralaje, junto con otras dos posibilidades, Delta Eridani y Mu Cassiopeiae . [29]

Medición de paralaje

Varios astrónomos pronto asumieron la tarea, incluidos los intentos de François Arago y Claude-Louis Mathieu en 1812, quienes registraron el paralaje en 500  miliarcosegundos (mas), y Christian Heinrich Friedrich Peters utilizó los datos de Arago para calcular un valor de 550 mas. Peters calculó un valor mejor basándose 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 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 sistema binario fuera 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 necesaria ] 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 mediciones produjeron valores de 760 y 1320 ms. Todas estas estimaciones, al igual que intentos anteriores de otros, conservaban imprecisiones mayores que las mediciones. [27]

Cuando Joseph von Fraunhofer inventó un nuevo tipo de heliómetro , Bessel llevó a cabo otra serie 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 para A y 260,5 ±18,8 para 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 fiable de la distancia a una estrella distinta del Sol. [27] [33] Su medición fue publicada poco antes de mediciones de paralaje similares de Vega por Friedrich Georg Wilhelm von Struve y Alpha Centauri por Thomas Henderson ese mismo año. [34] Bessel continuó realizando 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, realizada durante observaciones en 1849. [27] Esta está cerca del valor actualmente aceptado de 287,18 mas (lo que equivale a 11,36 años luz). [35]

Sólo unos pocos 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, Kapteyn's Star y Barnard's Star lo movieron más abajo en la lista . 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

Debido a la amplia separación angular entre 61 Cygni A y B, y al correspondiente movimiento orbital lento, al principio no estaba claro si las dos estrellas del sistema 61 Cygni eran un sistema ligado gravitacionalmente o simplemente una yuxtaposición de estrellas . [36] von Struve defendió por primera vez 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 quedó clara en 1934 y se publicaron los elementos orbitales . [38]

En 1911, Benjamin Boss publicó datos que indicaban que el sistema 61 Cygni era miembro de un grupo de estrellas en movimiento . [39] Este grupo que contenía 61 Cygni se amplió posteriormente 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 realizadas por programas de búsqueda de planetas muestran que ambos componentes tienen fuertes tendencias lineales en las mediciones de velocidad radial . [42]

Observación amateur

Un observador que utilice binoculares de 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 pulgadas). [43] Entonces, en condiciones de observación 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 una montura estable y un aumento de 10x. Con una separación de 28 segundos de arco entre las estrellas componentes, un aumento de 10x 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

Aunque a simple vista parece ser una sola estrella, 61 Cygni es un sistema estelar binario muy 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 aparentes magnitudes de 5,2 y 6,1, respectivamente. Ambas parecen ser estrellas de disco viejo , [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 más cercano conocido a la Tierra (sin incluir el Sol). 61 Cygni A es la cuarta estrella más cercana visible a simple vista para los observadores del norte de latitudes medias, después de Sirio , Epsilon Eridani y Procyon A. [10] Este sistema hará su máximo acercamiento alrededor del año 20.000 CE , 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 llevó a que fuera seleccionada como "estrella de anclaje" en el sistema de clasificación Morgan-Keenan (MK) en 1943, sirviendo como "punto de anclaje" de K5 V desde entonces. [48] ​​A partir de 1953, 61 Cygni B ha sido considerada una estrella estándar K7 V (Johnson y Morgan 1953, [49] Keenan y McNeil 1989 [50] ).

Diagrama que muestra la comparación de tamaños entre las dos estrellas del sistema binario 61 Cygni y el Sol.
Una comparación de tamaños 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 en 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  AU , 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 el periapsis y 124 AU en el apoapsis . [nota 3] La órbita pausada de la pareja ha dificultado la determinación de sus respectivas masas, y la precisión de estos valores sigue siendo algo controvertida. En el futuro, este problema podrá resolverse mediante el uso de la astrosismología . [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 . Se trata de un ciclo de actividad complejo que varía en un período de aproximadamente 7,5 ± 1,7 años. [52] [53] La actividad de las manchas estelares 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. [54]

Diagrama que muestra la trayectoria de 61 Cygni B en relación con A vista desde la Tierra y desde arriba.
El movimiento orbital del componente B en relación con el componente A visto desde la Tierra, así como la apariencia real desde la vista frontal. Los pasos de tiempo son 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 hasta una distancia de 30 AU, o aproximadamente la distancia orbital de Neptuno al Sol. Esto es menor 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 probablemente se deba al bajo flujo de masa y a la velocidad relativamente alta a través del medio interestelar local. [55]

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 llamaradas estelares, pero la cromosfera de B es un 25% más activa que la de 61 Cygni A. [56] 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. [54]

Existe cierto desacuerdo sobre la edad evolutiva de este sistema. Los datos cinemáticos dan una estimación de edad de unos 10  Gyr . La girocronología , 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 isócrono, que implica ajustar las estrellas a modelos evolutivos, arrojan límites superiores de 0,44 Gyr y 0,68 Gyr. [57] 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 Gyr para la pareja. [11]

Reclamaciones de un sistema planetario

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 pequeñas 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. [58] Los informes sobre este tercer cuerpo sirvieron de inspiración para la novela de ciencia ficción de Hal Clement de 1953 Mission of Gravity . [59] 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 semieje mayor de 2,4 AU, donde 1 AU es el distancia promedio de la Tierra al Sol. [60] En 1977, los astrónomos soviéticos del 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, [61] y un planeta gigante con siete masas de Júpiter alrededor de 61 Cyg A. Cygni B. [62]

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 aproximadamente 60 veces la masa de Júpiter . [63] [64]

En 2018, el análisis de los datos DR2 recopilados por el telescopio espacial Gaia reveló importantes anomalías del movimiento propio en las órbitas de las estrellas binarias entre sí; las estrellas no orbitaban del todo alrededor de su centro de masa y 61 Cygni B también orbitaba 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. [65]

La zona habitable de 61 Cygni A, definida como los lugares 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 de 0,24 a 0,50 AU. [66]

Refinando los límites planetarios

Dado que hasta el momento 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 UA. [67]

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 . [68] 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 parecían haber detectado un exceso de radiación infrarroja lejana , más allá de la que emiten 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. [69] Un estudio de 2011 que utilizó el interferómetro Nuller de Keck no logró detectar ningún polvo exozodiacal alrededor de 61 Cygni A. [70]

Objeto para la investigación de biofirmas.

Las dos estrellas se encuentran entre cinco paradigmas (todos de 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 vuelos espaciales Goddard. [71]

Ver también

Notas

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

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