61 Лебед

61 Лебед — систем на двојни ѕвезди во соѕвездието Лебед, што се состои од пар на џуџести ѕвезди од спектрален тип K кои се во меѓусебен орбитален период од околу 659 години. Со привидна величина од 5,20 и 6,05, соодветно, можат да се забележат со двоглед во градовите или пак со голо око во области без светлинско загадување.
61 Лебед првично го привлекла вниманието на астрономите поради големото сопствено движење, забележано за првпат од Џузепе Пјаци во 1804 година. Во 1838 година, Фридрих Бесел го измерил растојанието до Земјата од околу 10.4 светлосни години, многу блиску до вистинската вредност од 11.4 светлосни години; всушност станува збор за првата проценка за растојание до друга ѕвезда, покрај Сонцето, и прва ѕвезда за која е измерена ѕвездената паралакса. Покрај сите ѕвезди или ѕвездени системи наведени во современиот Хипаркосов каталог, 61 Лебед гои има седмото најголемо сопствено движење, и најголемото меѓу видливите ѕвезди или системи.
Во текот на дваесеттиот век, неколку различни астрономи забележале докази за масивна планета во орбита околу една од двете ѕвезди, но неодамнешните современи мерења на радијалната брзина потврдиле дека овие тврдења се неосновани. До ден денес не е потврдено постоењето на планетата.
1 Име
61 Лебед е релативно темна ѕвезда, па не е прикажана на античките ѕвездени карти, ниту пак и е дадено име во западните или кинеските каталози.
Името „61 Лебед“ е дел од Флемстидовите ознаки за ѕвезди. Според оваа шема на ознаки, осмислена од страна на Џон Флемстид за да ги каталогизира сопствените набљудувања, при што ѕвездите во одредено соѕведие се подредени по редоследот на нивната ректасцензија, но не со старогрчки букви како при Бајеровите ознаки. Ѕвездата не е запишана под име во Флемстидовата ''Historia Coelestis Britannica'', иако е запишана од него дека 61 Лебед всушност е 85 Лебед во изданието од 1712 година. Ѕвездата е нарекувана и „Беселова ѕвезда“ или „Пјациева летачка ѕвезда“.
2 Историја на набљудување
2.1 Првични набљудувања
Првото добро запишано набљудување на ѕвездениот систем користејќи оптички инструменти било направено од страна на Џејмс Бредли на 25 септември 1753 година, кога забележал дека е двојна ѕвезда. Вилјам Хершел започнал со систематски набљудувања на 61 Лебед како дел од пошироко изучување на двојните ѕвезди. Неговите набљудувања довеле до заклучок дека двојните ѕвезди биле на доволно големо растојание што би имале соспствени ѕвездени паралакси во текот на годината, и се надевал ова да го искористи за да го определи растојанието до ѕвездите.
Во 1792 година, Џузепе Пјаци го забележал големото сопствено движење кога ги споредил сопствените набљудувања на 61 Лебед со оние на Бредли, направени пред 40 години. Ова довело до зголемен интерес за 61 Лебед од страна на современите астрономи, а со тоа и непрекинатото набљудување на истата до ден денешен. Повторените мерења на Пјаци довеле до конечна вредност на движењето, објавено во 1804 година. Токму ова набљудување предизвикало системот да го добие името „Летачка ѕвезда“.
Пјаци забележал дека ваквото движење значи дека е една од поблиските ѕвезди, и навестил дека станува збор за одличен кандидат за да се направи обид да се пресмета растојанието до системот со употреба на мерењата за паралаксата, заедно со други два кандидати, Делта Еридан и Ми Касиопеја.
2.2 Мерење на паралаксата
Голем број на астрономи наскоро започнале со обиди за определување на растојанието, вклучувајќи ги тука и набљудувањата на Франсоа Араго и Клод-Луј Мате во 1812 година, кои измериле паралакса од 500 лачни милисекунди (mas), и Христијан Хајнрих Фридрих Петерс користејќи ги Араговите податоци пресметал вредност од 550 mas. Петерс пресметал подобра вредност од набљудувањата направени од страна на Бернард фон Линденау во Сибург меѓу 1812 и 1814 година; добил вредност од 470±510 mas. Фон Линденау веќе забележал дека не ја мерел паралаксата, и како што Фридрих Георг Вилхелм фон Штруве посочил од неговите пробни мерења меѓу 1818 и 1821 година, сите овие броеви се поточни од прецизноста на самиот инструмент.
Фридрих Вилхелм Бесел дал значаен придонес во 1812 година кога користел друг метод за определување на растојанието. Претпоставувајќи го орбиталниот период на двете ѕвезди на двојниот систем да изнесува 400 години, тој го проценил растојјанието кое е потребно меѓу двете ѕвезди за да имаат таков орбитален период, за подоцна да го определи аголното растојание меѓу ѕвездите. На овој начин тој добил вредност од 460 mas. Тој подоцна на ова се надоврзал со директни мерења на паралаксата во низа на набљудувања во периодот меѓу 1815 и 1816 година, споредувајќи го со 6 други ѕвезди. Двете низ на мерења дале вредности од 760 и 1320 mas. Сите овие проценки, како и оние од другите астрономи, имале непрецизности поголеми од мерењата.
Кога Јозеф фон Фраунхофер осмислил нов вид на хелиометар, Бесел извел нова низа на мерења користејќи ја направата во 1837 и 1838 година при Кенигсберг. Тој своите наоди ги објавил во 1838 година со вредност од 369.0±19.1 mas заo ''A'' и 260.5±18.8 за ''B'' составницата, и проценил дека тежиштето е на 313.6±13.6. Ова растојанеи е еднакво на 600,000 астрономски единици, или околу 10,4 светлосни години. Ова е првото веродостојно и директно мерење на растојанието до друга ѕвезда покрај Сонцето. Неговото мерење бил објавено кратко период пред да се направат слични мерења и за паралаксата на Вега од страна на Фридрих Георг Вилхелм фон Штруве и за Алфа Кентаур од Томас Хендерсон. Бесел продолжил да прави астрономски мерења во Кенигсберг, објавувајќи вкупно четири целосни набљудувања од кои последното од 1868 година. Најдоброто од овие го сместувало тежиштето на растојание од 360.2 ±12.1 mas, набљудувања направени во текот на 1849 година. Ова блиску до моментално прифатената вредност од 287.18 mas (со која се добива растојание од 11,36 светлосни години).
Само неколку години по Беселовите мерења, во 1842 година Фридрих Вилхелм Аргеландер забележал дека Грумбриџ 1830 има уште поголемо сопствено движење, и 61 Лебед станува втора по големина ѕвезда со најголемо сопствено движење. Подоцна паднала подолу за неколку места поради Каптајновата Ѕвезда и Барнардовата Ѕвезда. 61 Лебед го поседува седмото по ред најголемо сопствено движење од сите ѕвездени сситеми запишани во современиот Хипаркосов каталог, но ја задржува титулата за најголемо сопствено движење меѓу видливите ѕвезди.
2.3 Набљудувања на двојниот систем
Поради големата аголан разделеност меѓу 61 Лебед A и B, а со тои и спорото орбитално движење, било нејасно дали двете ѕвезди во системот 61 Лебед се гравитациски сврзани или пак станува збор за преклопување на две ѕвезди. Фон Штруве првично тврдел дека станува збор за двоен систем во 1830 година, но прашањето останало отворено за дебата.
Сепак, до 1917 година подобрите мерења на разликите во паралксите покажале дека растојанието е значително помало. Дека станува збор за двоен систем е потврдено во 1934 година, со што биле објавени орбиталните елементи.
Во 1911 година, Бенџамин Бос објавил податоци кои укажувале дека системот 61 Лебед бил член на заедничка придвижна група на ѕвезди. оваа група која го содржела системот 61 Лебед подоцна била проширена за да вклучи дополнителни 26 потенцијални членови. Можни членови се Бета Гулаб, Пи Маса, 14 Бик и 68 Девица. Просторните брзини на оваа група на ѕвезди се движи од 105 до 114 км/s релативно во однос на Сонцето.
Набљудувањата направени од програмите за планетарна потрага покажале дека и двете составници на системот имаат силно изразени линиски трендови при мерењето на радијалната брзина.
3 Аматерски набљудувања
Набљудувач кој користи двоглед 7×50 може да го забележи 61 Лебед две полиња југоисточно од сјајната ѕвезда Денеб. Аголното растојание на двете ѕвезди е малку поголемо од аголната големина на Сатурн (16–20″). Па така, при иделани услови за набљудување, двојниот систем може да се увиди разделно со телескоп чиј отвор изнесува 7 mm. Ова е во опсегот на отворите на вообичаените двогледи, но за да се види добро потребен е троножник и десеткратно зголемување. Со раздвоеност од 28 лачни секунди меѓу составниците на системот, десеткратното зголемување ќе даде привидно разделување од 280 лачни секунди, што е над разделната моќ на окото од 4 лачни минути или 240 лачни секунди.
4 Својства
Иако за голо око е единечна ѕвезда, 61 Лебед е двоен систем со големо растојание меѓу компонетите на истиот, се состои од две ѕвезди од спектрален тип K на главната низа, посјајната 61 Лебед A и потемната 61 Лебед B, кои имаат привидни величини од 5,2 и 6,1. И двете ѕвезди се дебело дискови стари ѕвезди, со проценета старост поголема од однаа на Сонцето. На растојание само од 11 светлосни години, станува збор за 15-тиот најблизок систем до Земјата (не вклучувајќи го Сонцето). 61 Лебед A е четвртата најблиска ѕвезда видлива за човековото око за набљудувачите од северната полутопка, по Сириус, Епсилон Еридан и Прокион. Овој систем најблизу ќе биде во 20.000 година, кога растојанието од Сонцето ќе изнесува 9 светлосни години. Помали и потемни од Сонцето, 61 Лебед A има околу 70 проценти од сончевата маса, 72 проценти од полупречникот и околу 8,5 проценти од сјајноста 61 Лебед B има околу 63 проценти од сончевата маса, 67 проценти од полупречникот, и 3,9 проценти од неговата сјајност.
Ѕвездата 61 Лебед A и нејзината долгорочна стабилност довеле до тоа таа да биде избрана за „неподвижна ѕвезда“ во Морган–Кинановиот (MK) класификационен систем од 1943 година, како K5 V „неподвижна точка“ од тој период. Од 1953 година, 61 Лебед B се смета за стандардна ѕвезда K7 V (Џонсон и Морган 1953, Keenan & McNeil 1989).
61 Лебед A е вообичаена привидна ѕвезда од типот BY Змеј со ознака V1803 Лебед, 61 Лебед B е блоскотна променлива ѕвезда именуван како HD 201092 при што нивните привидни величини се менуваат меѓу 5,21 и 6,03. Двете ѕвезди се во орбита околу заедничкото тежиште со период од 659 години, со средно растојание од околу 84 ае—84 пати од растојанието меѓу Земјата и Сонцето. Релативно големото орбитално занесување од 0,48 значи дека двете ѕвезди се на растојание од 44 ае при периапсидата и 124 ае при апоапсидата. Спората орбита на парот ја отежнува можноста за определување на масите на ѕвездите, и добиените вредности за масите остануваат оспорени. Во иднина ова прашање може да се разреши со употреба на астросеизмологија. 61 Лебед A има за околу 11% поголема маса од 61 Лебед B.
Системот има циклус на активност које е поизразен од сончевиот Волфов циклус.Ова е сложен циклус на активност кој се менува во период од околу 7,5±1,7 години. Комбинираната ѕвездена активност на системот со вртежната и хромосферната е карактеристична за променливите од типот на BY Змеј. Поради разликата во вртењето, површинскиот вртежен период се менува по ширина од 27 до 45 денови, со просечен период од 35 денови.
Избликот на ѕвездениот ветер од компонетата А создава меур во месниот меѓуѕвезден облак. Долж насоката на движење на ѕвездата во Млечниот Пат, се протега на растојание од 30 ае, или грубо орбиталното растојание до Нептун од Сонцето. Ова е помала вредност од растојанието меѓу составниците на 61 Лебед, и најверојатно двете ѕвезди не споделуваат заедничка атмосфера. Компактноста на астросферата е најверојатно поради малото исфрлање на маса и релативно големото сопствено движење низ месната меѓуѕвездена средина.
61 Лебед B има похаотичноа променливост за разлика од променливоста на комонентата A, со значајни краткорочни блесоци. Постои периодичност од 11,7 години на целокупниот циклус на активност на составницата B. И двете ѕвезди имаат блесочна активност, но хромосферата на компонетата B е за 25% поголема од составницата 61 Лебед A. Како резултат на разликите во вртењето, периодот на вртење се менува на широчини од 32 до 47 денови, со просечен период од 38 денови.
Постојат одредени несогласувања околу староста на системот. Податоците од кинематиката укажуваат на старост од околу 10 Gyr. Жирохронологијата, или определувањето на староста на ѕвездата врз основа на нејзината боја и вртење, фдава резултат за старост од .Староста заснована на хромосферната активност за A и B се 2.36 Gyr и 3.75 Gyr. Конечно процените за староста користејќи го изохрониот метод, кој вклучува вметнување на ѕвездите во развојниот модел, дава вредности од 0.44 Gyr и 0.68 Gyr. Сепак, модел за развој од 2008 година користејќи CESAM2k код од опсерваторијата Азурен Брег обезбедува проценка за староста на системот од .
5 Тврдења за постоење на планетарен систем
Во различни прилики, се тврдело дека 61 Лебед можно е да има придружници со мали маси, планети или пак кафеаво џуџе. Кај Странд од Спроуловата опсерваторија, под водство на Питер ван де Камп, го изнесоа првото вакво тврдење во 1942 година користејќи набљудувања за да ги забележат малите но систематски промени во орбиталното движење на 61 Лебед A и B. Овие растројувања навестувале дека постои и трето тело со маса од 16 Јупитерови маси во орбита околу 61 Лебед A. Извештаите за постоење на трето тело биле инспирација за новелта на Хал Клемент од 1953 година. Во 1957 година, ван де Камп ги снижил неопределеностите, тврдејќи дека телото има маса осум пати поголема од масата на Јупитер, орбитален период од 4,8 години, и голема полуоска од 2,4 ае, каде 1 ае е просечното растојание од Земјата до Сонцето. Во 1977 година, советските астрономи од Пулковата опсерваторија во близина на Санкт Петербург тврделе дека системот има три планети: две џиновски планети со маси 6 и 12 пати од масата на Јупитер околу 61 Лебед A, и една џиновска планета со маса седум пати поголема од онаа на Јупитер околу 61 Лебед B.
Во 1978 година, Вулф-Дитер Хајнц од Спроуловата опсерваторија покажале дека овие тврдења се неосновани, бидејќи истите не биле во можност да забележат каков било доказ за такво движење од 6 проценти од масата на Сонцето или маса 60 пати поголема од онаа на Јупитер.
Животопогодниот појас за 61 Лебед A, определена како местоположбата на која би постоела вода во течна состојба за земјолика планета, изнесува 0,26–0,58 ае. За 61 Лебед B, зоната е на растојание од 0.24–0.50 ае.
5.1 Редефинирање на планетарните граници
Бидејќи не постои одредена сигурност дека е забележано планетарно тело околу која и да е од двете ѕвезди, екипта при Мекдоналдовата опсерваторија одредила ограничување за присуството на една или повеќе планети околу 61 лебед A и 61 Лебед B со маси меѓу 0.07 и 2.1 од масата на Јупитер и просечно растојание од матичната ѕвезда од 0,05 и 5,2 ае.
Поради близината на овој систем до Сонцето, честопати е цел на интерес за астрономите. Двете ѕвезди биле избрани од страна на мисјата „Тајер 1“ на НАСА како цел за предложената оптичка вселенска интерферометриска мисија. Оваа мисија ќе има потенцијални можности да забележува планети со маси трипати поголеми од онаа на Земјата на орбитално растојание од 2 ае од матичната ѕвезда.
Мерењата за овој систем укажуваат на дополнително далечно инфрацрвено зрачење, повеќе од она што го зрачат ѕвездите.Ваквиот вишок понекогаш се надоврзува со прашинест диск, но во овој случај тој би требало да биде доволно блиску до една од ѕвездите за да не може да се забележи раздвоен од страна на денешните телескопи. Изучувањата од 2011 година користејќи го Кековиот интерферометар не успеале да забележат постоење на вонзодијачка прашина околу 61 Лебед A.
6 Поврзано
* Список на блиски ѕвезди
* Барнардова Ѕвезда