61 Cygni (61 Cyg, talvolta chiamata la Stella di Bessel o la Stella Volante di Piazzi) è una stella binaria visibile nella costellazione del Cigno. Consiste di una coppia di stelle arancioni di sequenza principale poco più piccole del Sole, che orbitano attorno al comune centro di massa in circa 707 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 ha attratto l'attenzione degli astronomi sin dal XIX secolo a causa del suo alto moto proprio. Nel 1838 Friedrich Wilhelm Bessel, astronomo presso l'osservatorio di Königsberg, sfruttando il metodo della parallasse, ha misurato la sua distanza dalla Terra quantificandola in circa 10,4 anni luce, un valore molto prossimo a quello accertato di circa 11,404 anni luce, che la rendono una delle stelle più vicine alla Terra.
Nel corso del XX secolo diversi astronomi hanno annunciato, a seguito di misurazioni astrometriche del sistema, di aver scoperto la presenza di uno o più pianeti in orbita attorno alle due componenti; le recenti misurazioni ad alta precisione hanno però escluso questa possibilità.
Osservazione
La stella 61 Cygni è individuabile grazie a , un astro di quarta magnitudine facile da individuare, poiché con le stelle Deneb, Sadr e Gienah (α, γ ed ε Cygni) 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, che risente in parte dell'oscuramento ad opera delle nubi oscure della Fenditura del Cigno.
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.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. 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 lievemente superiore alla grandezza angolare media di Saturno (16–20″). Di conseguenza, se le condizioni osservative sono quelle ideali, il sistema può esser facilmente risolto da un telescopio da 6 mm di apertura.Per il criterio di Rayleigh: mm.
Storia delle osservazioni
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 identificata per la prima volta nel 1804 da Giuseppe Piazzi, che battezzò 61 Cyg La Stella Volante; la scoperta di Piazzi tuttavia ricevette scarsa attenzione, poiché condusse le sue osservazioni in uno spazio di tempo (circa 10 anni) ritenuto troppo breve. Fu necessario attendere il 1812, quando Friedrich Wilhelm Bessel pubblicò uno scritto che pose la stella al centro dell'attenzione della comunità astronomica. 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 non appena la qualità degli strumenti osservativi raggiunse livelli tali da consentirne la corretta effettuazione. La misura fu compiuta nel 1838 e permise di ottenere un valore di 313,6 mas (equivalenti ad una distanza 10,4 anni luce), relativamente vicino al valore accettato di 287,18 mas (che corrispondono a 11,36 anni luce). 61 Cygni fu quindi la prima stella (escludendo il Sole) di cui fu misurata la distanza dalla Terra.
Pochi anni dopo fu scoperto che un'altra stella, Groombridge 1830, possedeva un moto proprio più elevato; 61 Cygni rimaneva ad ogni modo la stella visibile ad occhio nudo col maggior moto proprio (Groombridge 1830, con una magnitudine di 6,4, può esser vista solo in condizioni di eccezionale oscurità). Successivamente, osservazioni eseguite col satellite Hipparcos avrebbero condotto alla scoperta di stelle con moto proprio ancor più elevato e avrebbero retrocesso 61 Cygni al settimo posto di questa peculiare "graduatoria".
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 in −62 km/s; tale valore, combinato con il suo moto proprio di circa 79 km/s, restituisce una velocità spaziale di circa 100 km/s, che appare orientata verso un punto posto a circa 12° a ovest della Cintura di Orione.Nel 1911 la velocità spaziale era stimata sui km/s. Per raffronto, i dati più accurati ottenuti nel 1953 e nel 1997: una parallasse di 287,18 mas restituisce 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. Nello stesso anno Benjamin Boss pubblicò alcuni dati astrometrici che indicavano che il sistema di 61 Cygni facesse parte di un'associazione stellare, che comprendeva 26 possibili membri, tra cui , , e . La velocità spaziale di queste stelle è compresa tra 105 e 114 km/s in relazione alla posizione del Sole.
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 un semplice effetto prospettico, data l'ampia separazione angolare delle due componenti. Le iniziali misurazioni della parallasse di ciascuna di esse restituirono inizialmente dei risultati differenti: 0,360" per A e 0,288" per B, il che indicava una separazione di oltre due anni luce. Tali misurazioni furono nuovamente effettuate nel 1917 e dimostrarono che la separazione reale tra le due componenti era nettamente inferiore;—See Table I, page 326 l'effettivo legame gravitazionale tra le due componenti fu definitivamente chiarito nel 1934, quando furono resi noti i parametri orbitali del sistema.
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 707 anni, con una separazione media di circa 87 unità astronomiche (UA). L'elevato valore di eccentricità dell'orbita (0,44) indica che la separazione delle due componenti differisce in maniera consistente tra i due apsidi, variando tra le 48 UA al periastro e le 125 UA all'afastro.Al periastro: UAAll'afastro: UA 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. L'alta velocità spaziale del sistema in relazione al Sole, quantificata in 108 km/s, è responsabile dell'elevato moto proprio osservato. 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 9 anni luce.
61 Cygni A La componente A del sistema di 61 Cyg è una stella di magnitudine 5,2 di classe spettrale K5 V, che possiede circa il 68% della massa del Sole, il 66,5% del suo diametro e circa il 15% della sua luminosità. La metallicità della stella, misurata in base all'abbondanza di ferro, è pari al 74% di quella della nostra stella. 61 Cyg A possiede un'attività magnetica più intensa rispetto a quella registrata sul Sole; gli studi mostrano la presenza di un complesso ciclo di attività, analogo al ciclo solare, con un periodo di circa 7,5 ± 1,7 anni. 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. Presenta inoltre una discreta attività eruttiva del tipo UV Ceti.
Il vento emesso da 61 Cyg A produce una bolla (astrosfera) all'interno del mezzo interstellare circostante, appartenente alla Nube Interstellare Locale. Coincidente con la direzione del moto del sistema attorno al centro galattico, la bolla si estende sino a una distanza dalla stella 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 dunque indica che le due stelle non condividano una comune astrosfera, come invece accade in sistemi binari più stretti. La sua compattezza è probabilmente il risultato della debole intensità del flusso di particelle del vento e della velocità relativamente alta con cui il sistema si muove attraverso il mezzo interstellare.
61 Cygni B La componente B del sistema è lievemente più piccola della compagna; di magnitudine 6,1 e classe spettrale K7 V, possiede circa il 63% della massa solare, il 67% del suo diametro e circa il 10% della sua luminosità. La metallicità della stella, misurata in base alla abbondanza di ferro, è pari al 62% di quella del Sole.
61 Cygni B manifesta una variabilità più caotica rispetto a quella di A, caratterizzata dalla comparsa di frequenti brillamenti; sembra inoltre possedere un ciclo di attività di circa 11,7 anni. 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. 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.
L'età del sistema Gli astronomi non concordano sull'esatta stima dell'età del sistema, per via dei differenti risultati ottenuti con i differenti metodi d'indagine. Infatti, mentre le misurazioni sui moti spaziali restituiscono un valore prossimo ai 10 miliardi di anni, l'analisi della velocità di rotazione (girocronologia) restituisce invece un valore ben più modesto, pari a 2,0 ± 0,2 miliardi di anni; ancora, 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 invece un valore molto più basso, ponendo come limite superiore 0,44 e 0,68 miliardi di anni. Tuttavia, un modello evolutivo che si serve del codice CESAM2k, sviluppato dall'osservatorio della Costa Azzurra, restituisce un'età per la coppia pari a 6,0 ± 1,0 miliardi di anni.
Ipotesi e ricerca di oggetti substellari