61 Cygni

61 Cygni es un sistema estelar binario en la constelación de Cygnus, que consta de un par de estrellas enanas de tipo K que orbitan entre sí en un período de aproximadamente 659 años. De magnitud aparente 5,20 y 6,05, respectivamente, pueden verse con binoculares en cielos urbanos oa simple vista en zonas rurales sin fotocontaminación.

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 a la Tierra en aproximadamente 10,4 años luz, muy cerca del valor real de aproximadamente 11,4 años luz; 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.

A lo largo del siglo XX, varios astrónomos diferentes reportaron evidencia de un planeta masivo orbitando una de las dos estrellas, pero las recientes observaciones de velocidad radial de alta precisión han demostrado que todas esas afirmaciones eran infundadas. No se han confirmado planetas en este sistema estelar hasta la fecha.

Nombre

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 o chinos.

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 en particular se numeran en el orden de su ascensión recta, no en letras griegas como lo hace la designación de Bayer. La estrella no aparece con ese nombre en la Historia Coelestis Britannica de Flamsteed, aunque ha afirmado que 61 Cygni en realidad corresponde a lo que él denominó 85 Cygni en la edición de 1712. También se le ha llamado "Bessel's Star" o 'La estrella voladora de Piazzi'.

Historial de observaciones

Primeras observaciones

La primera observación bien documentada del sistema estelar utilizando instrumentos ópticos la realizó James Bradley el 25 de septiembre de 1753, cuando notó que se trataba de 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 de paralaje a lo largo del año, y esperaba usar esto como una forma de medir la distancia a las estrellas.

61 Cigni mostrando el movimiento adecuado (movimiento desde nuestro punto de vista) a principios del siglo XXI intervalos de un año.

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. Las repetidas mediciones de Piazzi llevaron a un valor definitivo de su movimiento, que publicó en 1804. Fue en este registro que bautizó al sistema como la "Estrella voladora".

Piazzi señaló que este movimiento significaba que probablemente era una de las estrellas más cercanas y sugirió que sería un candidato principal para intentar determinar su distancia a través de mediciones de paralaje, junto con otras dos posibilidades, Delta Eridani y Mu Cassiopeiae.

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 a 500 miliarcosegundos (mas), y Christian Heinrich Friedrich Peters usó 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.

Friedrich Wilhelm Bessel hizo una contribución notable en 1812 cuando utilizó un método diferente para medir la distancia. Asumiendo que el período orbital de las dos estrellas en el binario es 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. 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 medidas produjeron valores de 760 y 1320 mas. Todas estas estimaciones, al igual que los intentos anteriores de otros, retuvieron imprecisiones mayores que las medidas.

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 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 unas 600.000 unidades astronómicas, o unos 10,4 años luz. Esta fue la primera medida directa y fiable de la distancia a una estrella distinta del Sol. Su medición se publicó poco antes de mediciones de paralaje similares de Vega por Friedrich Georg Wilhelm von Struve y Alpha Centauri por Thomas Henderson ese mismo año. Bessel continuó realizando mediciones adicionales en Königsberg, publicando un total de cuatro recorridos de observación completos, el último en 1868. El mejor de ellos colocó el punto central en 360,2 ±12,1 mas, realizado durante las observaciones en 1849. Esto está cerca de lo actualmente aceptado valor de 287,18 mas (produciendo 11,36 años luz).

Solo unos años después de la medición de Bessel, en 1842, Friedrich Wilhelm Argelander observó 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.

Observaciones binarias

Debido a la amplia separación angular entre 61 Cygni A y B, y el correspondiente movimiento orbital lento, inicialmente no estaba claro si las dos estrellas en el sistema 61 Cygni eran un sistema ligado gravitacionalmente o simplemente una yuxtaposición de estrellas. von Struve abogó por primera vez por su estatus como binario en 1830, pero el asunto permaneció abierto.

Sin embargo, en 1917 las diferencias de paralaje medidas refinadas demostraron que la separación era significativamente menor. La naturaleza binaria de este sistema quedó clara en 1934 y se publicaron los elementos orbitales.

En 1911, Benjamin Boss publicó datos que indicaban que el sistema 61 Cygni era miembro de un grupo de estrellas comóviles. Este grupo que contiene 61 Cygni se amplió 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.

Las observaciones realizadas por los programas de búsqueda de planetas muestran que ambos componentes tienen fuertes tendencias lineales en las mediciones de velocidad radial.

Observación amateur

Un observador que use binoculares de 7×50 puede encontrar 61 Cygni dos campos binoculares al sureste de la estrella brillante Deneb. La separación angular de las dos estrellas es ligeramente mayor que el tamaño angular de Saturno (16–20″). Entonces, en condiciones de visualización ideales, el sistema binario se puede resolver con un telescopio con una apertura de 7 mm. Este es 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.

Propiedades

Aunque parece ser una sola estrella a simple vista, 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. las cuales tienen magnitudes aparentes de 5.2 y 6.1, respectivamente. Ambas parecen ser estrellas de disco antiguo, con una edad estimada mayor que la del Sol. A una distancia de poco más de 11 años luz, es el decimoquinto sistema estelar conocido más cercano a la Tierra (sin incluir el Sol). 61 Cygni A es la cuarta estrella más cercana que es visible a simple vista para los observadores del norte de latitud media, después de Sirius, Epsilon Eridani y Procyon A. Este sistema hará su acercamiento más cercano alrededor de 20,000 CE, cuando la separación del El Sol estará a unos 9 años luz. Más pequeño y más tenue que el Sol, 61 Cygni A tiene alrededor del 70 por ciento de la masa solar, el 72 por ciento de su diámetro y alrededor del 8,5 por ciento de su luminosidad y 61 Cygni B tiene alrededor del 63 por ciento de la masa solar, el 67 por ciento de su diámetro. y 3,9 por ciento de su luminosidad. 61 La estabilidad a largo plazo de Cygni A hizo que fuera seleccionada como 'estrella ancla' en el sistema de clasificación Morgan-Keenan (MK) en 1943, sirviendo como el "punto de anclaje" desde ese tiempo. A partir de 1953, 61 Cygni B ha sido considerada una estrella estándar K7 V (Johnson & Morgan 1953, Keenan & McNeil 1989).

Comparación de tamaño entre el Sol (izquierda), 61 Cygni A (abajo) y 61 Cygni B (derecho superior).

61 Cygni A es una estrella variable típica de BY Draconis designada como V1803 Cyg, mientras que 61 Cygni B es una estrella variable tipo llamarada llamada HD 201092 con magnitudes que varían 5,21 V y 6,03, respectivamente. Las dos estrellas orbitan alrededor de 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 unas 44 UA en el periápside y 124 UA en la apoápsis. La órbita pausada de la pareja ha dificultado precisar sus masas respectivas, y la precisión de estos valores sigue siendo algo controvertida. En el futuro, este problema puede resolverse mediante el uso de la astrosismología. 61 Cygni A tiene aproximadamente un 11% más de masa que 61 Cygni B.

El sistema tiene un ciclo de actividad que es mucho más pronunciado que el ciclo de las manchas solares. Este es un ciclo de actividad complejo que varía con un período de alrededor de 7,5 ± 1,7 años. 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.

El movimiento orbital del componente B relativo al componente A visto desde la Tierra, así como la verdadera apariencia desde la vista cara a cara. Los pasos del 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 flujo de baja masa y la velocidad relativamente alta a través del medio interestelar local.

61 Cygni B muestra un patrón de variabilidad más caótico que A, con brotes significativos a corto plazo. Hay una periodicidad de 11,7 años en el ciclo de actividad general de B. Ambas estrellas muestran actividad de destellos estelares, pero la cromosfera de B es un 25 % más activa que la de 61 Cygni A. Como resultado de la rotación diferencial, el período de rotación varía por latitud de 32 a 47 días, con un período promedio de 38 días.

Existe cierto desacuerdo sobre la edad evolutiva de este sistema. Los datos cinemáticos dan una estimación de la 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. Sin embargo, un modelo evolutivo de 2008 que utiliza el código CESAM2k del Observatorio Côte d'Azur da una estimación de edad de 6,0 ±1,0 Gyr para la pareja.

Reivindicaciones de un sistema planetario

En diferentes ocasiones, se ha afirmado que 61 Cygni podría haber tenido 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 usando observaciones para detectar pequeñas pero sistemáticas variaciones 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. Los informes de este tercer cuerpo sirvieron de inspiración para la novela de ciencia ficción de Hal Clement de 1953 Misión de gravedad. 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 la distancia promedio desde la Tierra al Sol. 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, y un planeta gigante con siete masas de Júpiter alrededor de 61 Cygni B.

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 unas 60 veces la masa de Júpiter.

En 2018, el análisis de la segunda publicación de datos (DR2) de Gaia (nave espacial) reveló importantes anomalías de movimiento propio en las órbitas de las estrellas binarias entre sí; las estrellas no estaban orbitando alrededor de su centro de masa con 61 Cygni B también orbitando demasiado lento para su masa asumida. Estas anomalías en conjunto son indicativas de la posible presencia de un tercer objeto perturbador en órbita alrededor de 61 Cygni B.

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 UA. Para 61 Cygni B, la zona habitable es de 0,24 a 0,50 AU.

Refinando los límites planetarios

Dado que hasta ahora no se ha detectado ningún objeto planetario alrededor de ninguna estrella, 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 abarcando entre 0,05 y 5,2 AU.

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 "Nivel 1" objetivos para la misión de interferometría espacial óptica propuesta. 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. Un estudio de 2011 que utilizó el Keck Interferometer Nuller no pudo detectar ningún polvo exozodiacal alrededor de 61 Cygni A.

Objeto para investigación de biofirma

Las dos estrellas se encuentran entre los cinco paradigmas (todas estrellas cercanas) enumerados entre las estrellas de tipo K de un tipo en un 'punto dulce' entre estrellas análogas al Sol y estrellas M para la probabilidad de vida evolucionada, según el análisis de Giada Arney del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA.