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61 Cygni

stella binaria nella costellazione del Cigno
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61 Cygni (61 Cyg, talvolta chiamato La Stella di Bessel[9] o La Stella Volante di Piazzi[10]) è un sistema binario situato nella costellazione del Cigno. Consiste di una coppia di stelle arancioni di sequenza principale un po' più piccole del Sole, che orbitano attorno al comune centro di massa in circa 659 anni. Di magnitudine 5 e 6, le componenti di 61 Cyg sono tra le stelle più deboli visibili ad occhio nudo senza alcuno strumento ottico.

61 Cygni
coordinate celesti invalide
File:File:61-cygni.jpg
61 Cygni ripresa dall'ESO Online Digitized Sky Survey
ClassificazioneSistema binario (due nane arancioni)
Classe spettraleA: K5 V;[1] B: K7 V[1]
Tipo di variabileA: BY Draconis
B: UV Ceti[2]
Distanza dal Sole11,36 anni luce
CostellazioneCigno
Coordinate
(all'epoca J2000.0)
Ascensione rettaA: 21h 06m 53,9434s[1]
B 21h 06m 55,2648s[2]
DeclinazioneA: +38° 44′ 57,898″[1]
B: +38° 44′ 31,400″[2]
Lat. galattica82,3185
Long. galattica−05,8221
Parametri orbitali
Eccentricità0,49
Dati fisici
Raggio medioA: 0,665 ± 0,005[3] R⊙
B: 0,595 ± 0,008[3] R⊙
Massa
A: 0,70;[4] B: 0,63[4] M⊙
Acceleraz. di gravità in superficieA: 4,40;[5] B: 4,20 logg[5]
Periodo di rotazioneA: 35,37[6] giorni
B: 37,84[6] giorni
Temperatura
superficiale
  • A: 4 526 ± 66[7] K
    B: 4 077 ± 59[7] K (media)
Luminosità
A: 0,215; B: 0,15 L⊙
Indice di colore (B-V)A: +1,139; B: +1,320 [8]
MetallicitàA: [Fe/H]= −0,20[5]
B: [Fe/H]= −0,27[5]
Età stimata~1010 anni
Dati osservativi
Magnitudine app.A: 5,21;[1] B: 6,03[2]
Magnitudine ass.A: 7,48; B: 8,33
Parallasse287,18 ± 1,51 mas[1]
Moto proprioA: AR: 4156,93 mas/anno
Dec: 3259,39 mas/anno[1]
B: AR: 4109,17 mas/anno
Dec: 3144,17 mas/anno[2]
Velocità radialeA: −64,3 km/s[1]
B −63,5 km/s[2]
Nomenclature alternative

61 Cygni ha attratto l'attenzione degli astronomi sin dal XIX secolo a causa del suo alto moto proprio. Nel 1838 Friedrich Wilhelm Bessel, sfruttando il metodo della parallasse, ha misurato la sua distanza dalla Terra quantificandola in circa 10,4 anni luce,[11] un valore molto prossimo a quello attualmente accertato di circa 11,4 anni luce, che la rendono una delle stelle più vicine alla Terra.[4] Nel corso del XX secolo diversi astronomi hanno annunciato, a seguito di misurazioni (rivelatesi poi erronee) della velocità radiale del sistema, di aver scoperto la presenza di un pianeta massiccio in orbita attorno a una delle due componenti; tuttavia, le recenti misurazioni ad alta precisione della velocità radiale hanno escluso questa possibilità.[12][13][14]

Osservazione

 
La posizione di 61 Cyg all'interno della costellazione.

La stella 61 Cygni è individuabile grazie a τ Cygni, un astro di quarta magnitudine facile da individuare, poiché con le stelle Deneb, Sadr e Gienah forma un rettangolo, di cui τ costituisce il vertice nordorientale; 61 Cygni si individua a circa un grado a nordovest di questa stella, e appare come una stellina di quinta magnitudine appena percepibile sotto un cielo poco inquinato. Sullo sfondo si trova un tratto poco appariscente della scia chiara della Via Lattea.

Data la sua declinazione di +38,4°, 61 Cyg è una stella dell'emisfero celeste boreale; questa declinazione fortemente settentrionale fa sì che essa possa risultare visibile solo da latitudini a nord di 51° S, mentre a nord di 51° N appare circumpolare, ossia non tramonta mai sotto l'orizzonte.[15][16] Essendo una stella boreale, è facilmente osservabile dall'emisfero nord terrestre, in cui è visibile nel cielo della sera in particolare nelle notti estive e autunnali, quando si presenta molto alta nel cielo. Alle latitudini temperate medio-basse boreali si può osservare allo zenit nelle sere di fine agosto. Dall'emisfero australe la sua visione è molto penalizzata e può essere scorta dalle aree temperate molto bassa sull'orizzonte nord.

Un osservatore che utilizzi un binocolo da 7×50 riesce a scorgere 61 Cygni a due campi osservativi a sud est di Deneb; la separazione delle due stelle costituenti il sistema è attualmente lievemente superiore alla grandezza angolare media di Saturno (16–20″).[17] Di conseguenza, se le condizioni osservative sono quelle ideali, il sistema può esser facilmente risolto da un telescopio da 6 mm di apertura.[18]

Storia delle osservazioni

 
F. W. Bessel, che per primo misurò la parallasse di 61 Cyg.

La caratteristica più peculiare di 61 Cygni è il suo alto moto proprio, che ha attratto l'attenzione degli astronomi sin dal XIX secolo. Questa caratteristica fu dimostrata per la prima volta nel 1804 da Giuseppe Piazzi, che battezzò 61 Cyg La Stella Volante;[10] la scoperta di Piazzi tuttavia ricevette una scarsa attenzione, dal momento che condusse le sue osservazioni in uno spazio di tempo (circa 10 anni) ritenuto troppo piccolo. Fu necessario attendere il 1812, quando Friedrich Wilhelm Bessel pubblicò uno scritto che pose la stella al centro dell'attenzione della comunità astronomica.[19] L'elevato moto proprio, il più alto sino ad allora rilevato, rese 61 Cygni papabile per la determinazione della sua distanza tramite il metodo della parallasse quando la qualità degli strumenti osservativi ne permise l'effettuazione. La misura fu compiuta nel 1838, e ottenne un valore di parallasse di 313,6 mas (equivalenti a 10,4 anni luce), piuttosto vicino al valore attualmente accettato di 287,18 mas (pari a 11,36 anni luce).[20] 61 Cygni fu quindi la prima stella (escludendo il Sole) di cui sia stata misurata la distanza da Terra.[11]

Pochi anni dopo si scoprì che un'altra stella, Groombridge 1830, possedeva un moto proprio più ampio; 61 Cygni rimaneva comunque la stella visibile ad occhio nudo col maggior moto proprio (Groombridge 1830, con una magnitudine di 6,4, può esser vista solo in caso di eccezionale oscurità). Con la scoperta di stelle con maggior moto proprio, ad opera anche del satellite Hipparcos, 61 Cygni è considerata attualmente la stella col settimo moto proprio più elevato.[21]

Nel 1911 il valore della parallasse ottenuto da Bessel fu affinato da 0,3136 a 0,310, mentre le osservazioni condotte presso lo Yerkes Observatory permisero di misurare la velocità radiale del sistema a −62 km/s[22] che, combinato con il suo moto proprio di circa 79 km/s, restituisce una velocità spaziale di circa 100 km/s, orientata verso un punto posto a circa 12° a ovest della Cintura di Orione.[23] Nello stesso anno Benjamin Boss pubblicò dei dati che indicavano che il sistema di 61 Cygni facesse parte di un'associazione stellare,[22] che comprendeva 26 possibili membri, tra cui β Columbae, π Mensae, 14 Tauri e 68 Virginis. La velocità spaziale di queste stelle è compresa tra 105 e 114 km/s in relazione alla posizione del Sole.[24]

Nel 1830 Friedrich Georg Wilhelm von Struve fu il primo ad annunciare la natura binaria della stella; tuttavia rimase incerto per alcuni anni se si trattasse di una coppia gravitazionalmente legata o di una semplice giustapposizione stellare,[25] data l'ampia separazione angolare delle due componenti. Le iniziali misurazioni della parallasse delle due componenti restituirono inizialmente dei risultati differenti: 0,360" per A e 0,288" per B, il che indicava una separazione di oltre due anni luce.[26] Tali misurazioni furono nuovamente effettuate nel 1917, dimostrando che la separazione reale tra le due componenti era nettamente inferiore.[27] La natura binaria del sistema fu definitivamente chiarita nel 1934, quando furono resi noti i parametri orbitali.[28]

Il sistema

Sebbene a occhio nudo appaia come una singola stella, 61 Cygni è in realtà un sistema binario, costituito da una coppia di stelle arancioni di sequenza principale, 61 Cygni A e 61 Cygni B. Le due componenti orbitano attorno al comune baricentro in un periodo di 659 anni, con una separazione media di circa 84 unità astronomiche (UA). L'elevato valore di eccentricità dell'orbita (0,48) indica che la separazione delle due componenti differisce in maniera consistente tra i due apsidi, variando tra le 44 UA al periastro e le 124 UA all'afastro.[29] L'ampiezza dell'orbita della coppia rende difficile misurare la massa delle due componenti, e l'accuratezza di questi valori rimane oggetto di controversia; in futuro si spera di risolvere la questione tramite l'utilizzo delle tecniche astrosismologiche.[3] L'alta velocità spaziale del sistema relativa al Sole, quantificata in 108 km/s,[30] è responsabile dell'elevato moto proprio osservato;[31] il valore negativo della componente trasversale del moto, ovvero la velocità radiale, indica che la stella si sta avvicinando al sistema solare; si ritiene che raggiungerà la distanza minima tra circa 20 000 anni, quando dagli attuali 11,4 anni luce si porterà a soli 9 anni luce.[30]

61 Cygni A

La componente A del sistema di 61 Cyg è una nana arancione di magnitudine 5,2 di classe spettrale K5 V, che possiede circa il 70% della massa del Sole,[4] il 66,5% del suo diametro[3] e circa il 20% della sua luminosità. La metallicità della stella, misurata in base all' abbondanza di ferro, è pari al 79% di quella del sole.[5]

La stella possiede un'attività magnetica che risulta più intensa rispetto a quella registrata sul Sole; le indagini mostrano la presenza di un complesso ciclo di attività,[32] analogo al ciclo solare, con un periodo di circa 7,5 ± 1,7 anni.[33][34] La combinazione dell'attività delle macchie fotosferiche e dell'attività cromosferica rendono 61 Cygni A membro della classe di variabili note come BY Draconis. La superficie stellare manifesta una rotazione differenziale, con periodi che a seconda della latitudine variano da 27 a 45 giorni, con una media di 35 giorni.[6] Presenta anche una modesta attività eruttiva del tipo UV Ceti.[35]

 
Raffronto tra le dimensioni del Sole (sinistra), di 61 Cygni A (in basso) e 61 Cygni B (in alto a destra)

Il vento emesso da 61 Cyg A produce una bolla all'interno del mezzo interstellare circostante, appartenente alla Nube Interstellare Locale. Posta lungo la direzione del moto della stella all'interno della Via Lattea, la bolla si estende sino a una distanza di sole 30 UA, pari circa alla distanza che nel sistema solare separa il Sole da Nettuno; questa distanza è nettamente inferiore a quella che separa 61 Cyg A dalla componente B, il che sembra indicare che le due stelle non condividano un comune involucro atmosferico. La compattezza dell'astrosfera è probabilmente dovuta all'esiguità del flusso e alla velocità relativamente alta attraverso il mezzo interstellare.[36]

61 Cygni B

La componente B del sistema è una nana arancione di magnitudine 6,1 di classe spettrale K7 V, che possiede circa il 63% della massa solare,[4] il 67% del suo diametro[3] e circa il 15% della sua luminosità. La metallicità della stella, misurata in base alla abbondanza di ferro, è pari al 70% di quella del sole.[5]

61 Cygni B manifesta una variabilità più caotica rispetto a quella di A, caratterizzata dalla comparsa a breve termine di brillamenti; sembra inoltre possedere un ciclo di attività di circa 11,7 anni.[34] La stella presenta un'attività eruttiva del tipo UV Ceti piuttosto pronunciata, e la sua cromosfera risulta del 25% più attiva rispetto a quella della componente A.[35] A causa della rotazione differenziale, il periodo di rotazione della stella varia a seconda della latitudine da 32 a 47 giorni, con un valore medio di 38 giorni.[6]

L'età del sistema

Gli astronomi non sono concordi nell'esatta stima dell'età del sistema, per via dei differenti risultati ottenuti con i differenti metodi d'indagine. Le misurazioni sui moti spaziali restituiscono un valore prossimo ai 10 miliardi di anni;[31] l'analisi della velocità di rotazione (girocronologia) restituisce un valore ben più modesto, pari a 2,0 ± 0,2 miliardi di anni. Le indagini basate sulla misurazione dell'attività cromosferica restituiscono dei valori diversi per le due componenti, ovvero 2,36 miliardi di anni per A e 3,75 per B. La stima dell'età basata sui modelli dell'evoluzione stellare restituisce un valore molto più basso, ponendo come limite superiore 0,44 e 0,68 miliardi di anni.[37] Tuttavia, un modello evolutivo che si serve del codice CESAM2k, sviluppato dall'Observatoir de la Côte d'Azur, restituisce un'età per la coppia pari a 6,0 ± 1,0 miliardi di anni.[3]

Ipotesi di oggetti substellari

Per via della sua vicinanza al sistema solare, 61 Cygni è spesso oggetto di ricerche in merito all'individuazione di oggetti substellari (pianeti o nane brune); in diverse occasioni è stata annunciata la presenza di oggetti di piccola massa invisibili in orbita attorno a una delle componenti di 61 Cyg, ma ad oggi nessuna di queste scoperte è stata confermata. Nel 1942 Kay Aage Gunnar Strand, allora direttore dell'U.S. Naval Observatory, utilizzando delle osservazioni fotografiche effettuate negli osservatori di Potsdam, Lick, e Sproul, individuò delle piccole ma sistematiche variazioni nelle orbite di 61 Cygni A e B, il che suggerì la possibile esistenza di un terzo, invisibile corpo orbitante attorno a 61 Cygni A.[38] In un articolo del febbraio 1957, Strand analizzò molti dati e giunse alla conclusione che l'oggetto era di circa 8 masse gioviane. Il periodo orbitale venne calcolato in 4,8 anni il che suggeriva una distanza media orbitale (semiasse maggiore) da 61 Cygni di circa 2,4 UA (359 milioni di km), pressappoco alla stessa distanza del limite inferiore della cintura di asteroidi del sistema solare. A causa della sua piccola massa e del diametro pari a 1/10 del Sole, questo oggetto non ancora confermato venne chiamato 61 Cygni C.[39]

Nel 1977 gli astronomi sovietici dell'Osservatorio di Pulkovo, presso San Pietroburgo, ipotizzarono la presenza di ben tre pianeti: due giganti gassosi di massa rispettivamente 6 e 12 volte quella di Giove in orbita attorno a 61 Cyg A, ed un altro gigante gassoso di 7 masse gioviane attorno a 61 Cyg B.[40] Tuttavia, nel 1978, Wulff Dieter Heintz, annunciò l'individuazione di un oggetto con una massa pari al 6% della massa del Sole, o 60 masse gioviane; Heinz verificò in questo modo che i dati iniziali non erano corretti.[41]

Dal momento che sino ad ora non è stato individuato nessun oggetto di massa planetaria attorno alle componenti del sistema, un gruppo di lavoro del McDonald Observatory ha calcolato dei limiti sulla presenza di uno o più pianeti, giungendo alla conclusione che eventuali pianeti avrebbero masse comprese tra 0,07 e 2,4 masse gioviane e disterebbero dalla loro stella madre tra 0,05 e 5,2 UA.[42] Entrambe le componenti del sistema sono state scelte come obiettivi "Tier 1" per la missione della NASA Space Interferometry Mission.[43] Questa missione è potenzialmente in grado di individuare pianeti di almeno 3 masse terrestri ad una distanza di 2 UA dalla stella madre. Le misurazioni spettroscopiche hanno rilevato la presenza di un eccesso di radiazione infrarossa, dovuto alla presenza di un disco di polveri attorno a una o a entrambe le componenti; tale disco si troverebbe molto vicino alla stella, motivo per il quale non è ancora stato risolto dalle strumentazioni ottiche.[44]

Per poter ospitare acqua liquida in superficie, un ipotetico pianeta di tipo terrestre dovrebbe trovarsi, a sole 0,30 UA (44,9 milioni di km) dalla componente A e ad appena 0,20 UA (29,9 milioni di km) dalla componente B; a queste distanze, pari rispettivamente ai tre quarti e alla metà della distanza che separa Mercurio dal Sole, i pianeti avrebbero un periodo orbitale, rispettivamente, di 76,8 e 46,6 giorni.

Note

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  16. ^ Una declinazione di 39°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 51°, il che equivale a dire che a nord del 51°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 51°S l'oggetto non sorge mai.
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  23. ^ Nel 1911 la velocità spaziale era calcolata sui of   km/s. Per raffronto, i dati più accurati ottenuti nel 1953 e nel 1997: parallasse 287,18 mas dà una distanza di 11,36 anni luce; il moto proprio risulta quindi incrementato a 87 km/s, che, combinato con la velocità radiale −64 km/s dà una velocità spaziale netta di   km/s.
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