Acesta este un articol de calitate. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

61 Cygni

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
61 Cygni
Clasificare Sistem binar (doi pitici portocalii )
Clasa spectrală A : K5 V; [1] B : K7 V [1]
Tipul variabilei A : BY Draconis
B : UV Ceti [2]
Distanța de la Soare 11,36 ani lumină
Constelaţie Lebădă
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000.0 )
Ascensiunea dreaptă A : 21 h 06 m 53.9434 s [1]
B 21 h 06 m 55.2648 s [2]
Declinaţie A : + 38 ° 44 ′ 57.898 ″ [1]
B : + 38 ° 44 ′ 31.400 ″ [2]
Lat. galactic 82,3185
Lung. galactic −05.8221
Parametrii orbitali
Excentricitate 0,49
Date fizice
Raza medie A : 0,665 ± 0,005 [3] R
B : 0,595 ± 0,008 [3] R⊙
Masa
A : 0,70; [4] B : 0,63 [4] M
Accelerare de greutate la suprafață A : 4,40; [5] B : 4,20 log g [5]
Perioada de rotație A : 35,37 [6] zile
B : 37,84 [6] zile
Temperatura
superficial
A : 4 526 ± 66 [7] K
B : 4 077 ± 59 [7] K (medie)
Luminozitate
A : 0,215; B : 0,15 L
Indicele de culoare ( BV ) A : +1.139; B : +1.320 [8]
Metalicitate A : [Fe / H] = −0,20 [5]
B : [Fe / H] = −0,27 [5]
Vârsta estimată ~ 10 10 ani
Date observaționale
Aplicația Magnitude. A : 5,21; [1] B : 6,03 [2]
Magnitudine abs. A : 7,48; B : 8,33
Parallax 287,18 ± 1,51 mase [1]
Motocicletă proprie A : AR : 4156,93 mase / an
Decembrie : 3259,39 mase / an [1]
B : AR : 4109,17 mase / an
Dec : 3144,17 mas / an [2]
Viteza radială A : −64,3 km / s [1]
B −63,5 km / s [2]
Nomenclaturi alternative

61 Cygni ( 61 Cyg , uneori numită Steaua lui Bessel [9] sau Steaua zburătoare a lui Piazzi [10] ) este o stea binară vizibilă în constelația Cygnus . Se compune dintr-o pereche de stele portocalii de secvență principală puțin mai mici decât Soarele , care orbitează centrul comun de masă în aproximativ 659 de ani. De magnitudine 5 și 6, componentele 61 Cyg se numără printre cele mai slabe stele vizibile cu ochiul liber fără instrumente optice.

61 Cygni a atras atenția astronomilor încă din secolul al XIX-lea datorită mișcării sale mari de sine. În 1838 Friedrich Wilhelm Bessel , astronom la observatorul Königsberg , folosind metoda paralaxei , a măsurat distanța față de Pământ cuantificându-l în aproximativ 10,4 ani lumină , [11] o valoare foarte apropiată de valoarea constatată de aproximativ 11, 36 ani lumină , făcându-l una dintre cele mai apropiate stele de Pământ . [4]

În secolul al XX-lea, mai mulți astronomi au anunțat, în urma măsurătorilor astrometrice ale sistemului, că au descoperit prezența uneia sau mai multor planete pe orbită în jurul celor două componente; cu toate acestea, măsurătorile recente de înaltă precizie au exclus această posibilitate. [12] [13] [14]

Observare

Poziția a 61 Cyg în interiorul constelației

Steaua 61 Cygni poate fi identificată datorită τ Cygni , o stea de a patra magnitudine ușor de identificat, întrucât cu stelele Deneb , Sadr și Gienah (α, γ și ε Cygni) formează un dreptunghi, din care τ constituie vârful nord-estic ; 61 Cygni este situat la aproximativ un grad nord-vest de această stea și apare ca o stea de abia perceptibilă cu magnitudinea a cincea sub un cer ușor poluat. În fundal este o întindere discretă a traseului clar al Căii Lactee , care este parțial afectată de întunecarea de către norii întunecați ai Riftului Lebedei .

Având în vedere declinația sa de + 38,4 °, 61 Cyg este o stea din emisfera cerească nordică ; această declinare puternic nordică înseamnă că poate fi vizibilă numai din latitudini la nord de 51 ° S, în timp ce la nord de 51 ° N apare circumpolar , adică nu se așază niciodată sub orizont . [15] [16] Fiind o stea boreală, este ușor de observat din emisfera nordică a Pământului, unde este vizibilă pe cerul serii, în special în nopțile de vară și toamnă, când este foarte înaltă pe cer. În latitudinile temperate boreale mediu-joase se poate observa la zenit în serile de la sfârșitul lunii august. Din emisfera sudică viziunea sa este foarte penalizată și poate fi văzută din zonele temperate foarte scăzute de la orizontul nordic.

Un observator care utilizează binoclu 7 × 50 poate vedea 61 Cygni la două câmpuri de observație la sud-est de Deneb; separarea celor două stele constitutive ale sistemului este puțin mai mare decât dimensiunea unghiulară medie a lui Saturn (16–20 ″). [17] În consecință, dacă condițiile de observare sunt ideale, sistemul poate fi ușor rezolvat cu un telescop cu deschidere de 6 mm. [18]

Istoria observațiilor

FW Bessel, care a măsurat mai întâi paralela de 61 Cyg.

Cea mai distinctivă caracteristică a lui 61 Cygni este mișcarea corectă ridicată, care a atras atenția astronomilor încă din secolul al XIX-lea . Această caracteristică a fost demonstrată pentru prima dată în 1804 de Giuseppe Piazzi , care a botezat 61 Cyg La Stella Volante ; [10] Descoperirea lui Piazzi a primit totuși puțină atenție, deoarece a efectuat observațiile sale într-o perioadă de timp (aproximativ 10 ani) considerată prea scurtă. A fost necesar să se aștepte până în 1812 , când Friedrich Wilhelm Bessel a publicat o lucrare care a plasat steaua în centrul atenției comunității astronomice. [19] Mișcarea corectă ridicată, cea mai mare înregistrată până atunci, a făcut ca Cygni să fie papabil pentru determinarea distanței sale prin metoda paralaxă imediat ce calitatea instrumentelor de observație a atins niveluri care să permită executarea corectă a acestuia. Măsurarea a fost făcută în 1838 și a permis obținerea unei valori de 313,6 mase (echivalentă cu o distanță de 10,4 ani lumină), relativ apropiată de valoarea acceptată de 287,18 mase (corespunzătoare a 11,36 ani lumină). [20] 61 Cygni a fost, așadar, prima stea (cu excepția Soarelui ) a cărei distanță de Pământ a fost măsurată. [11]

Câțiva ani mai târziu s-a descoperit că o altă stea, Groombridge 1830 , avea o mișcare adecvată mai mare; 61 Cygni, însă, a rămas steaua vizibilă cu ochiul liber cu cea mai mare mișcare adecvată (Groombridge 1830, cu magnitudinea de 6,4, poate fi văzut doar în condiții de întuneric excepțional). Ulterior, descoperirea stelelor cu mișcare adecvată mai mare, tot de către satelitul Hipparcos , a retrogradat 61 Cygni pe locul șapte în „clasamentul” stelelor cu mișcare adecvată mai mare. [21]

În 1911 , valoarea paralaxei obținută de Bessel a fost rafinată de la 0,3136 la 0,310, în timp ce observațiile efectuate la Observatorul Yerkes au făcut posibilă măsurarea vitezei radiale a sistemului în -62 km / s; [22] această valoare, combinată cu propria mișcare de aproximativ 79 km / s, dă o viteză spațială de aproximativ 100 km / s, care pare a fi orientată spre un punct situat la aproximativ 12 ° vest de centura Orion . [23] În același an, Benjamin Boss a publicat câteva date astrometrice care indică faptul că sistemul 61 Cygni făcea parte dintr-o asociație stelară , [22] care includea 26 de posibili membri, inclusiv β Columbae , π Mensae , 14 Tauri și 68 Virginis . Viteza spațială a acestor stele este între 105 și 114 km / s în raport cu poziția Soarelui. [24]

În 1830 Friedrich Georg Wilhelm von Struve a fost primul care a anunțat natura binară a stelei; cu toate acestea, a rămas nesigur timp de câțiva ani dacă a fost o pereche legată gravitațional sau un efect de perspectivă simplu, [25] având în vedere separarea unghiulară largă a celor două componente. Măsurătorile inițiale ale paralelei fiecăruia dintre ele au dat inițial rezultate diferite: 0,360 "pentru A și 0,288" pentru B, ceea ce indica o separare de mai mult de doi ani lumină. [26] Aceste măsurători au fost din nou efectuate în 1917 și au arătat că separarea reală dintre cele două componente a fost mult mai mică; [27] legătura gravitațională reală dintre cele două componente a fost clarificată definitiv în 1934, când au fost dezvăluiți parametrii orbitali ai sistemului. [28]

Sistemul

Mișcarea orbitală a 61 Cyg B față de componenta A așa cum apare văzută de pe Pământ și așa cum ar apărea într-o vedere frontală. Fiecare punct corespunde la aproximativ 10 ani.

Deși cu ochiul liber apare ca o singură stea, 61 Cygni este de fapt un sistem binar , format dintr-o pereche de stele portocalii de secvență principală , 61 Cygni A și 61 Cygni B. Cele două componente orbitează în jurul centrului de greutate comun pe o perioadă de 659 de ani, cu o separare medie de aproximativ 84 de unități astronomice (AU). Valoarea ridicată a excentricității orbitei (0,48) indică faptul că separarea celor două componente diferă semnificativ între cele două abside , variind între 44 UA la periastro și 124 UA la apaster. [29] Amplitudinea orbitei perechii face dificilă măsurarea masei celor două componente, iar acuratețea acestor valori rămâne o problemă de controversă; în viitor se speră să se rezolve problema prin utilizarea tehnicilor astroseismologice . [3] Viteza spațială ridicată a sistemului în raport cu Soarele, cuantificată ca 108 km / s, [30] este responsabilă pentru mișcarea corectă ridicată observată. [31] Valoarea negativă a componentei transversale a mișcării, adică viteza radială, indică faptul că steaua se apropie de sistemul solar; se estimează că va atinge distanța minimă în aproximativ 20 000 de ani, când din actualii 11,4 ani lumină va ajunge doar la 9 ani lumină. [30]

61 Cygni A

Componenta A a sistemului 61 Cyg este o stea cu magnitudinea 5,2 a clasei spectrale K5 V, care are aproximativ 70% din masa Soarelui , [4] 66,5% din diametrul său [3] și aproximativ 20% din luminozitatea sa . Metalicitatea stelei, măsurată prin abundența fierului , este egală cu 79% din cea a stelei noastre. [5]

61 Cyg A are o activitate magnetică mai intensă decât cea înregistrată pe Soare; studiile arată prezența unui ciclu complex de activitate, [32] analog ciclului solar , cu o perioadă de aproximativ 7,5 ± 1,7 ani. [33] [34] Combinația dintre activitatea petelor fotosferice și activitatea cromosferică face din 61 Cygni A un membru al clasei de variabile cunoscute sub numele de BY Draconis . Suprafața stelară manifestă o rotație diferențială , cu perioade care variază de la 27 la 45 de zile în funcție de latitudine , cu o medie de 35 de zile. [6] Are, de asemenea, o activitate eruptivă moderată de tip UV Ceti . [35]

Comparație între dimensiunile Soarelui (stânga), de 61 Cygni A (jos) și 61 Cygni B (sus dreapta)

Vântul emis de 61 Cyg A produce o bulă ( astrosferă ) în mediul interstelar înconjurător, aparținând Norului Interstelar Local . Coincidând cu direcția mișcării sistemului în jurul centrului galactic , bula se extinde până la o distanță de steaua soarelui 30 AU, aproximativ egală cu distanța care separă Soarele de Neptun în sistemul solar; această distanță este clar mai mică decât cea care separă 61 Cyg A de componenta B, ceea ce indică, prin urmare, că cele două stele nu au o astrosferă comună, așa cum se întâmplă în sistemele binare mai înguste. Compactitatea sa este probabil rezultatul intensității slabe a fluxului de particule al vântului și a vitezei relativ mari cu care sistemul se deplasează prin mediul interstelar. [36]

61 Cygni B

Componenta B a sistemului este puțin mai mică decât însoțitorul său; de magnitudine 6,1 și clasa spectrală K7 V, are aproximativ 63% din masa solară, [4] 67% din diametrul său [3] și aproximativ 15% din luminozitatea sa. Metalicitatea stelei, măsurată pe baza abundenței de fier , este egală cu 70% din cea a Soarelui. [5]

61 Cygni B prezintă o variabilitate mai haotică decât cea a lui A, caracterizată prin apariția frecventelor erupții ; de asemenea, pare să aibă un ciclu de activitate de aproximativ 11,7 ani. [34] Steaua are o activitate eruptivă destul de pronunțată de tip UV Ceti , iar cromosfera sa este cu 25% mai activă decât cea a componentei A. [35] Datorită rotației diferențiale, perioada de rotație a stelei variază în funcție de latitudine de la 32 la 47 de zile, cu o valoare medie de 38 de zile. [6]

Vârsta sistemului

Astronomii nu sunt de acord în estimarea exactă a vârstei sistemului, datorită diferitelor rezultate obținute cu diferitele metode de investigație. De fapt, în timp ce măsurătorile pe mișcări spațiale returnează o valoare apropiată de 10 miliarde de ani, [31] analiza vitezei de rotație ( girocronologie ) returnează în schimb o valoare mult mai modestă, egală cu 2,0 ± 0,2 miliarde de ani; din nou, investigațiile bazate pe măsurarea activității cromosferice returnează valori diferite pentru cele două componente, adică 2,36 miliarde de ani pentru A și 3,75 pentru B. Estimarea vârstei pe baza modelelor de evoluție stelară returnează în schimb o valoare mult mai mică , stabilind 0,44 și 0,68 miliarde de ani ca limită superioară. [37] Cu toate acestea, un model evolutiv care utilizează codul CESAM2k, dezvoltat de Observatoir de la Côte d'Azur , returnează o vârstă pentru cuplul de 6,0 ± 1,0 miliarde de ani. [3]

Ipoteza și cercetarea obiectelor substelare

Datorită apropierii sale de sistemul solar, 61 Cygni face obiectul cercetărilor axate pe identificarea obiectelor substelare ( planete sau pitici maronii ); în mai multe ocazii a fost anunțată prezența obiectelor invizibile cu masă redusă pe orbită în jurul uneia dintre componentele 61 Cyg, dar până în prezent niciuna dintre aceste descoperiri nu a fost confirmată. În 1942, Kay Aage Gunnar Strand , pe atunci director al Observatorului Naval al Statelor Unite , folosind observații fotografice făcute în observatoarele din Potsdam , Lick și Sproul , a identificat mici, dar regulate variații ale orbitelor a 61 Cygni A și B, care l-au condus la ipoteză existența posibilă a unui al treilea corp care orbitează în jurul a 61 Cygni A. [38] Într-un articol din februarie 1957 , Strand a analizat o mulțime de date și a ajuns la concluzia că obiectul era de aproximativ 8 mase de Jupiter și orbita în jurul stelei în 4 , 8 ani, ceea ce a sugerat o distanță orbitală medie ( axă semi-majoră ) de aproximativ 2,4 UA (359 milioane km), aproximativ aceeași distanță cu limita interioară a centurii principale de asteroizi din sistemul solar. Datorită masei sale mici și a 1/10 din Soare în diametru, acest obiect neconfirmat a fost numit 61 Cygni C. [39]

Cele două componente ale sistemului 61 Cyg au fost alese ca obiective ale Misiunii de Interferometrie Spațială (în imagine), pentru a depista orice exoplanete de tip terestru.

În 1977, o echipă de astronomi sovietici de la Observatorul Pulkovo , lângă Sankt Petersburg , a emis ipoteza prezenței a trei planete: doi giganți gazoși cu o masă respectiv de 6 și 12 ori mai mare decât Jupiter pe orbită în jur de 61 Cyg A și o treime din 7 Masele lui Jupiter în jur de 61 Cyg B. [40] Anul următor Wulff Dieter Heintz a anunțat identificarea unui obiect cu o masă egală cu 6% din masa Soarelui (60 de masele Jupiter), dar a verificat în acest fel că datele inițiale a fost incorect. [41]

Deoarece până în prezent nu a fost identificat niciun obiect de masă planetară în jurul stelelor sistemului, un grup de lucru al Observatorului McDonald a calculat parametrii limită care ar putea poseda oricare planetă în orbită în jurul uneia dintre cele două componente ale sistemului: acestea ar avea mase între 0,07 și 2,4 mase de Jupiter și ar fi îndepărtat de steaua mamă între 0,05 și 5,2 UA. [42] Ambele stele au fost alese ca ținte principale pentru Misiunea de Interferometrie Spațială a NASA , [43] potențial capabile să detecteze planete de cel puțin 3 mase terestre la o distanță de 2 UA de stea. Măsurătorile spectroscopice au relevat prezența unui exces de radiații infraroșii , datorită prezenței unui disc de praf în jurul uneia sau ambelor componente; acest disc ar fi situat la o distanță apropiată de componentele stelare, motiv pentru care nu a fost încă posibil să se rezolve prin instrumente optice. [44]

Pentru a găzdui apă lichidă la suprafață, o planetă terestră ipotetică ar trebui să fie la doar 0,30 UA (44,9 milioane km) de componenta A și la doar 0,20 UA (29,9 milioane km) de componenta B; la aceste distanțe, respectiv egale cu trei sferturi și jumătate din distanța care separă Mercur de Soare , planetele ar avea o perioadă orbitală de 76,8 și respectiv 46,6 zile și, probabil, o rotație sincronă .

În cultura de masă

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Stele și sisteme planetare în science fiction .

Presupusă descoperire a lui Strand a unei planete care orbitează 61 Cygni Un scriitor științifico-fantastic Hal Clement , care a publicat Double Star 61 Cygni în 1953. În absența unor date fiabile, Clement și-a luat unele libertăți în crearea „planetei sale”, Mesklin . Procesul care a condus la inventarea caracteristicilor planetei este descris în articolul Whirligig World ( Mondo top în versiunile italiene ) publicat în Astounding Science Fiction în iunie același an. [45]

Notă

  1. ^ a b c d e f g h V * V1803 Cyg - Variabilă de tip BY Dra , pe simbad.u-strasbg.fr , SIMBAD. Adus 15.07.2007 . (61 Cygni A)
  2. ^ a b c d e f NSV 13546 - Flare Star , pe simbad.u-strasbg.fr , SIMBAD. Adus 15.07.2007 . (61 Cygni B)
  3. ^ a b c d e f P. Kervella, A. Mérand, B. Pichon și colab. , Razele din apropierea K5V și K7V stele 61 Cygni A & B. CHARA / FLUOR interferometrie și modelare CESAM2k , în Astronomie și Astrofizică , vol. 488, nr. 2, septembrie 2008, pp. 667-674, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200810080 .
  4. ^ a b c d e Lista celor mai apropiate 100 de sisteme stelare , la joy.chara.gsu.edu , Research Consortium on Near Stars, Georgia State University, 8 iunie 2007. Accesat la 15 iulie 2007 .
  5. ^ a b c d e f RE Luck, U. Heiter, Stars in 15 Parsecs: Abundances for a Northern Sample , în The Astronomical Journal , vol. 129, nr. 2, 2005, pp. 1063-1083, DOI : 10.1086 / 427250 . Adus 17/07/2007 .
  6. ^ a b c d E. Böhm-Vitense, Chromospheric Activity in G and K Main-Sequence Stars, and What It Tells About Stellar Dynamos , în The Astrophysical Journal , vol. 657, nr. 1, martie 2007, pp. 486–493, DOI : 10.1086 / 510482 .
  7. ^ a b GT van Belle, K. von Braun, Raze lineare determinate direct și temperaturile eficiente ale stelelor gazdă ale exoplanetei , în The Astrophysical Journal , vol. 694, nr. 2, 2009, pp. 1085-1098, DOI : 10.1088 / 0004-637X / 694/2/1085 .
  8. ^ C. Blanco, E. Marilli, S. Catalano, Observații fotoelectrice ale stelelor cu componente variabile de emisie H și K. III , în seria suplimentului de astronomie și astrofizică , vol. 36, 1979, pp. 297-306. Adus 04-02-2007 .
  9. ^ A. Pannekoek, A History of Astronomy , în Courier Dover Publications , 1989, la p. 343, ISBN 0-486-65994-1 .
  10. ^ a b A. Hirshfeld, Parallax: The Race to Measure the Cosmos , Macmillan, 2001, ISBN 0-7167-3711-6 .
  11. ^ a b H. Frommert, C. Kronberg, Friedrich Wilhelm Bessel , pe messier.seds.org , Studenți pentru explorarea și dezvoltarea spațiului. Adus la 3 aprilie 2009 (arhivat din original la 4 februarie 2012) .
  12. ^ GAH Walker, AR Walker, AW Irwin și colab. , O căutare a însoțitorilor de masă Jupiter către stelele din apropiere , în Icarus , vol. 116, nr. 2, 1995, pp. 359-375, DOI : 10.1006 / icar . 1995.1130 .
  13. ^ A. Cumming, GW Marcy, RP Butler, Căutarea planetei Lick: detectabilitate și praguri de masă , în Astrophysical Journal , vol. 526, 1999, pp. 890–915, DOI : 10.1086 / 308020 .
  14. ^ RA Wittenmyer, M. Endl, WD Cochran, și colab. , Limite de detecție din programul de căutare a planetei Observator McDonald , în Astronomical Journal , vol. 132, 2006, pp. 177–188, DOI : 10.1086 / 504942 .
  15. ^ (EN) Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volumul I - emisfera nordică până la -6 °, Richmond, Virginia, SUA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-14-X .
  16. ^ O declinație de 39 ° N este egală cu o distanță unghiulară față de polul nord ceresc de 51 °, ceea ce înseamnă că la nord de 51 ° N obiectul este circumpolar, în timp ce la sud de 51 ° S obiectul nu se ridică niciodată.
  17. ^ F. Espenak, Efemeride planetare de doisprezece ani: 1995 - 2006 , la sunearth.gsfc.nasa.gov , NASA, 25 iulie 1996. Accesat la 25 iulie 2007 (arhivat din original la 11 noiembrie 2007) .
  18. ^ Pentru criteriul Rayleigh : mm
  19. ^ G. Fodera-Serio, Giuseppe Piazzi și Descoperirea mișcării corecte a 61-Cygni , în Jurnalul de Istorie a Astronomiei , vol. 21, n. 3, 1990, p. 275. Adus 14 iulie 2007 .
  20. ^ ( DE ) FW Bessel, Bestimmung der Entfernung des 61sten Sterns des Schwans. Von Herrn Geheimen - Rath und Ritter Bessel , în Astronomische Nachrichten , voi. 16, 1839, p. 65. Adus la 17 iulie 2007 .
  21. ^ High Proper Motion Stars: Zone interesante de vizualizat , pe rssd.esa.int , ESA, 4 mai 2007. Accesat la 16 iulie 2007 .
  22. ^ a b B. Boss, Comunitatea mișcării printre mai multe stele de mișcare propriu-zisă mare , în Astronomical Journal , vol. 27, n. 629, 1911, pp. 33–37, DOI : 10.1086 / 103931 . Adus 17/07/2007 .
  23. ^ În 1911, viteza spațială a fost estimată pe km / s. Pentru comparație, cele mai exacte date obținute în 1953 și 1997: o paralaxă de 287,18 mase oferă o distanță de 11,36 ani lumină; mișcarea corectă este, prin urmare, mărită la 87 km / s, care, combinată cu viteza radială (−64 km / s), dă o viteză spațială netă de km / s.
  24. ^ OJ Eggen, membri pitici albi ai grupului 61 Cygni , în Observator , vol. 79, 1959, pp. 135–39. Adus 17/07/2007 .
  25. ^ MS Davis, Remarci cu privire la paralaje ale 61 Cygni și conexiunea fizică probabilă a acestor două stele. , în Astrophysical Journal , vol. 8, 1898, pp. 246–247, DOI : 10.1086 / 140527 . Adus 15.07.2007 .
  26. ^ Observații cu privire la paralaje ale lui 61 Cygni și conexiunea fizică probabilă a acestor două stele , în Astrophysical Journal , vol. 61, nr. 2, 1898, pp. 246–47, DOI : 10.1086 / 140527 . Adus 11-09-2007 .
  27. ^ WS Adams, AH Joy, Luminozitățile și paralaxele a cinci sute de stele , în Astrophysical Journal , vol. 46, 1917, pp. 313–39, DOI : 10.1086 / 142369 . Adus 11-09-2007 . —Vezi Tabelul I, pagina 326
  28. ^ ( FR ) P. Baize, Second catalog d'orbites d'Etoiles Doubles visuelles , în Journal des Observateurs , vol. 33, 1950, pp. 1–31. Adus 11-09-2007 .
  29. ^ La periastro: UA
    Afastro:
    UA
  30. ^ a b Miscări stelare pe termen lung, partea 2: Comenzi rapide , pe astronexus.com , The Astronomy Nexus, 18 martie 2006. Accesat la 21 octombrie 2007 (arhivat din original la 9 octombrie 2019) .
  31. ^ a b L. Affer, G. Micela, T. Morel și colab. , Determinarea spectroscopică a parametrilor fotosferici și a abundențelor chimice a 6 stele de tip K , în Astronomie și astrofizică , vol. 433, nr. 2, 2005, pp. 647-658, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20041308 . Adus 25/07/2007 .
  32. ^ M. Gudel, Radio și emisie de raze X de la stele K de secvență principală , în Astronomie și astrofizică , vol. 264, nr. 2, 1992, pp. L31 - L34. Adus 16-07-2007 .
  33. ^ P. Frick, SL Baliunas, D. Galyagin și colab. , Analiza Wavelet a activității cromosferice , în Astrophysical Journal , vol. 483, 1997, pp. 426–434, DOI : 10.1086 / 304206 . Adus 15.07.2007 .
  34. ^ a b A. Hempelmann, JHMM Schmitt, SL Baliunas, RA Donahue, Dovezi pentru ciclurile de activitate coronală pe 61 Cygni A și B , în Astronomy and Astrophysics , vol. 406, 2003, pp. L39 - L42, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20030882 . Adus 15.07.2007 .
  35. ^ a b A. Hempelmann, J. Robrade, JHMM Schmitt, F. Favata și colab. , Cicluri de activitate coronală în 61 Cygni , în Astronomy and Astrophysics , vol. 460, n. 1, 2006, pp. 261-267, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20065459 . Adus 16-07-2007 .
  36. ^ BE Wood, H.-R. Müller, GP Zank, JL Linsky, Măsurarea ratelor de pierdere în masă a stelelor asemănătoare solare ca funcție de vârstă și activitate , în The Astrophysical Journal , vol. 574, nr. 1, iulie 2002, pp. 412-425, DOI : 10.1086 / 340797 .
  37. ^ SA Barnes, Ages for Illustrative Field Stars Using Gyrochronology: Viability, Limitations, and Erors , în The Astrophysical Journal , vol. 669, nr. 2, noiembrie 2007, pp. 1167-1189, DOI : 10.1086 / 519295 .
  38. ^ KA Strand, 61 Cygni as a Triple System , în Publicații ale Societății Astronomice din Pacific , vol. 55, nr. 322, 1943, pp. 29-32, DOI : 10.1086 / 125484 . Adus 15.07.2007 .
  39. ^ KA Strand, Mișcarea orbitală a 61 Cygni. , în Jurnalul Astronomic , vol. 62, 1957, p. 35, DOI : 10.1086 / 107588 . Adus 15.07.2007 .
  40. ^ I. Asimov ,Civilizații extraterestre , Londra, Pan Books Ltd, 1981, ISBN 0-330-26249-1 .
  41. ^ WD Heintz, Reexamination of suspect nesolutioned binaries , în The Astrophysical Journal , vol. 220, 1978, pp. 931–934, DOI : 10.1086 / 155982 . Adus 15.07.2007 .
  42. ^ RA Wittenmeyer și colab. , Limite de detecție din programul de căutare a planetei observatorului McDonald , în The Astronomical Journal , vol. 132, nr. 1, mai 2006, pp. 177–188, DOI : 10.1086 / 504942 .
  43. ^ SIM Planet Search Tier 1 Target Stars , su tauceti.sfsu.edu , San Francisco State University . URL consultato il 23 luglio 2007 (archiviato dall' url originale il 4 agosto 2007) .
  44. ^ MJ Kuchner, ME Brown, CD Koresko, An 11.6 Micron Keck Search for Exo-Zodiacal Dust , in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 110, n. 753, 1998, pp. 1336–41, DOI : 10.1086/316267 . URL consultato il 25 luglio 2007 .
  45. ^ Hal Clement, Whirligig World , in Astounding Science Fiction , giugno 1953.

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Stelle Portale Stelle : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di stelle e costellazioni
Wikimedaglia
Questa è una voce di qualità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 5 maggio 2011 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti altri suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci di qualità in altre lingue