61 Лебед

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
61 Лебед
Cygnus constellation map.svg
Red circle.svg
Местоположбата на 61 Лебед (заокружено)
Положба на небото
Епоха J2000.0      Рамноденица J2000.0
Соѕвездие Лебед
61 Лебед A
Рекстацензија 21ч 06м &1000000000005394000000053,940с[1]
Деклинација +38° 44′ &1000000000000579000000057,90″[1]
Привидна величина (V) 5.21[1]
61 Лебед B
Рекстацензија 21ч 06м &1000000000000553100000055,31с[2]
Деклинација +38° 44′ &1000000000000031400000031,4″[1]
Привидна величина (V) 6.05[2]
Особености
61 Лебед A
Спектрален тип K5V[1]
U−B Боен показател +1.155[3]
B−V Боен показател +1.139[3]
Променлив тип BY Змеј[4]
61 Лебед B
Спектрален тип K7V
U−B Боен показател +1.242[3]
B−V Боен показател +1.320[3]
Променлив тип Болскотна ѕвезда[5]
Астрометрија
61 Лебед A
Радијална брзина (Rv)-65.94[6] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: 4164.174[6] млс/г
Дек.: 3249.991[6] млс/г
Паралакса (π)285.9459 ± 0.1008[6] млс
Оддалеченост11,406 ± 0,004 сг
(3,497 ± 0,001 пс)
Апсолутна величина (MV)7.506[7]
61 Лебед B
Радијална брзина (Rv)-64.43[8] км/с
Сопствено движење (μ) РА: 4,105.786[8] млс/г
Дек.: 3,155.759[8] млс/г
Паралакса (π)286.1457 ± 0.0590[8] млс
Оддалеченост11,398 ± 0,002 ly
(3,4947 ± 0,0007 пс)
Апсолутна величина (MV)8.228[7]
Орбита[9]
Придружник61 Лебед B
Период (P)678 ±34 г.
Голема полуоска (a)24.272 ±0.592"
Занесување (e)0.49 ±0.03
Наклон (i)51 ±2°
Должина (Ω)178 ±2°
Перицентарска епоха (T)1709 ±16
Аргумент на перицентарот (ω)
(споредна)
149 ±6°
Податоци
61 Лебед A
Маса0.70[10] M
Полупречник0.665 ±0.005[11] R
Површ. грав. (log g)4.40[12]
Сјајност0.153 ±0.01[11] L
Температура4,526 ±66[13] K
Вртење35.37 d[14]
Старост6.1 ±1[11] Гг.
61 Лебед B
Маса0.63[10] M
Полупречник0.595 ±0.008[11] R
Површинска гравитација (log g)4.20[12]
Сјајност0.085 ±0.007[11] L
Температура4,077 ±59[13] K
Вртење37.84 d[14]
Старост6.1 ±1[11] Гг.
Други ознаки
GJ 820 A/B, Struve 2758, ADS 14636, V1803 Cygni, GCTP 5077.00[15]
Наводи во бази
SIMBAD— The system
— A
— B

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.[note 1][16][17]

Во текот на дваесетиот 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.[18] До ден денес не е потврдено постоењето на планетата.

Име[уреди | уреди извор]

61 Лебед е релативно темна ѕвезда, па не е прикажана на античките ѕвездени карти, ниту пак и е дадено име во западните[19] или кинеските каталози.[20]

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.[21][22] Ѕвездата не е запишана под име во Флемстидовата Historia Coelestis Britannica,[23] иако е запишана од него дека 61 Лебед всушност е 85 Лебед во изданието од 1712 година.[24] Ѕвездата е нарекувана и „Беселова ѕвезда“ или „Пјациева летачка ѕвезда“.[25][26]

Историја на набљудување[уреди | уреди извор]

Првични набљудувања[уреди | уреди извор]

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 бинарните 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.[27]

GIF showing the proper motion of the stellar system, taken about in an interval of an year.
Сопственото движење во годишни интервали за 61 Лебед.

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.[27] Повторените мерења на Пјаци довеле до конечна вредност на движењето, објавено во 1804 година.[28][29] Токму ова набљудување предизвикало системот да го добие името „Летачка ѕвезда“.[30]

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 Му Касиопеја.[29]

Мерење на паралаксата[уреди | уреди извор]

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.[27]

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 бинарниот 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.[27]

Кога Јозеф фон Фраунхофер осмислил нов вид на хелиометар, Бесел извел нова низа на мерења користејќи ја направата во 1837 и 1838 година при Конигсберг. Тој своите наоди ги објавил во 1838 година[31][32] со вредност од 369.0±19.1 mas заo A и 260.5±18.8 за B компонентата, 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.[27][33] 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.[34] Бесел продолжил да прави астрономски мерења во Конигсберг, 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.[27] Ова блиску до моментално прифатената вредност од 287.18 mas (со која се добива растојание од 11,36 светлосни години).[35]

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 Каптејновата 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.[16]

Набљудувања на двојниот систем[уреди | уреди извор]

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 гравитационо сврзани или пак станува збор за преклопување на две ѕвезду.[36] Фон Штруве првично тврдел дека станува збор за двоен систем во 1830 година, но прашањето останало отворено за дебата.[36]

Сепак, до 1917 година подобрите мерења на разликите во паралксите покажале дека растојанието е значително помало.[37] Дека станува збор за двоен систем е потврдено во 1934 година, со што биле објавени орбиталните елементи.[38]

Во 1911 година, Бенџамин Бос објавил податоци кои укажувале дека системот 61 Лебед бил член на заедничка придвижна група на ѕвезди.[39] 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.[40][41]

Набљудувањата направени од програмите за планетарна потрага покажале дека и двете компоненти на системот имаат силно изразени линиски трендови при мерењето на радијалната брзина.[42]

Аматерски набљудувања[уреди | уреди извор]

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″).[43] Па така, при иделани услови за набљудување, двојниот систем може да се увиди разделно со телескоп чиј отвор изнесува 7 mm.[note 2] 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 компонентите 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.[44]

Својства[уреди | уреди извор]

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,[45][46] 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.[10] 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.[47] 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.[48] Од 1953 година, 61 Лебед B се смета за стандардна ѕвезда K7 V (Џонсон и Морган 1953,[49] Keenan & McNeil 1989[50]).

Diagram showing the size comparison between the two stars of the 61 Cygni binary system and the Sun.
Споредба по големина меѓу Сонцето (лево), 61 Лебед A (доле) и 61 Лебед B (горе десно).

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.[51] 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.[note 3] 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.[11] 61 Лебед A има за околу 11% поголема маса од 61 Лебед B.[10]

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.[52][53] 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.[14]

Diagram showing the trajectory of 61 Cygni B relative to A as seen from Earth and from above.
Орбиталното движење на компонентата B релативно во однос на компонентата A гледано од Земјата како и од директното набљудување. Чекорот на придвижување е приближно 10 години.

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 компонентите 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.[54]

61 Лебед B има похаотичноа променливост за разлика од променливоста на комонентата A, со значајни краткорочни блесоци. Постои периодичност од 11,7 години на целовкупниот циклус на активност на компонентата B.[53] И двете ѕвезди имаат блесочна активност, но хромосферата на компонетата B е за 25% поголема од компонентата 61 Лебед A.[55] Како резултат на разликите во вртењето, периодот на вртење се менува на широчини од 32 до 47 денови, со просечен период од 38 денови.[14]

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 2.0±0.2 Gyr.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.[56] Сепак, модел за развој од 2008 година користејќи CESAM2k код од опсерваторијата Азурен Брег обезбедува проценка за староста на системот од 6.0±1.0Gyr.[11]

Тврдења за постоење на планетарен систем[уреди | уреди извор]

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 превирања навестувале дека постои и трето тело со маса од 16 Јупитерови маси во орбита околу 61 Лебед A.[57] Извештаите за постоење на трето тело биле инспирација за новелта на Хал Клемент од 1953 година.[58] 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.[59] 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,[60] и една џиновска планета со маса седум пати поголема од онаа на Јупитер околу 61 Лебед B.[61]

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.[62][63]

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.[64]

Редефинирање на планетарните граници[уреди | уреди извор]

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.[65]

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.[66] Оваа мисија ќе има потенцијални можности да забележува планети со маси три пати 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.[67] Изучувањата од 2011 година користејќи го Кековиот интерферометар не успеале да забележат постоење на вонзодијачка прашина околу 61 Лебед A.[68]

Поврзано[уреди | уреди извор]

Белешки[уреди | уреди извор]

  1. По договор, привидната величина е ограничена на 6.0
  2. Според Рејлиев критериум:  mm.
  3. При периапсида:  AU
    При Апоапсида:  AU

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 Fischer, Mark (9 February 2019). „61 Cygni“. Mark Fisher. Посетено на 9 February 2019.
  2. 2,0 2,1 „61 Cygni“. The Internet Stellar Database. 4 April 2011. Посетено на 3 February 2019.
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 Blanco, C.; Marilli, E.; Catalano, S. (5 January 1979). „Photoelectric observations of stars with variable H and K emission components. III“. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 36: 297–306. Bibcode:1979A&AS...36..297B.
  4. „SIMBAD Query Result: V* V1803 Cyg -- Variable of BY Dra type“. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Посетено на 3 February 2019. (61 Cygni A)
  5. „SIMBAD Query Result: NSV 13546 -- Flare Star“. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Посетено на 3 February 2019. (61 Cygni B)
  6. 6,0 6,1 6,2 6,3 Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (August 2018). „Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Запис на DR2 од „Гаја“ за овој извор на VizieR.
  7. 7,0 7,1 Kovtyukh, V. V.; Soubiran, C., Belik, S. I.; Gorlova, N. I. (December 2003), „High precision effective temperatures for 181 F-K dwarfs from line-depth“, Astronomy and Astrophysics, 411 (3): 559–564, arXiv:astro-ph/0308429, Bibcode:2003A&A...411..559K, doi:10.1051/0004-6361:20031378 See Mv values in Table 1, p. 9.
  8. 8,0 8,1 8,2 8,3 Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (August 2018). „Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Запис на DR2 од „Гаја“ за овој извор на VizieR.
  9. Hartkopf, W. I.; Mason, Brian D. „Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars“. U.S. Naval Observatory. Посетено на 12 July 2008.
  10. 10,0 10,1 10,2 10,3 Staff (7 August 2007), RECONS Mission Statement, Research Consortium on Nearby Stars, Georgia State University, Архивирано од изворникот на 1 January 2012, Посетено на 11 February 2019
  11. 11,0 11,1 11,2 11,3 11,4 11,5 11,6 11,7 Kervella, P.; Mérand, A.; Pichon, B.; Thévenin, F.; Heiter, U.; Bigot, L.; Ten Brummelaar, T. A.; McAlister, H. A.; Ridgway, S. T.; Turner, N. (September 2008), „The radii of the nearby K5V and K7V stars 61 Cygni A & B. CHARA/FLUOR interferometry and CESAM2k modeling“, Astronomy and Astrophysics, 488 (2): 667–674, arXiv:0806.4049, Bibcode:2008A&A...488..667K, doi:10.1051/0004-6361:200810080
  12. 12,0 12,1 Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike (2005), „Stars within 15 Parsecs: Abundances for a Northern Sample“, The Astronomical Journal, 129 (2): 1063–1083, Bibcode:2005AJ....129.1063L, doi:10.1086/427250
  13. 13,0 13,1 van Belle, Gerard T.; von Braun, Kaspar (2009), „Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars“, The Astrophysical Journal, 694 (2): 1085–109, arXiv:0901.1206, Bibcode:2009ApJ...694.1085V, doi:10.1088/0004-637X/694/2/1085
  14. 14,0 14,1 14,2 14,3 Böhm-Vitense, Erika (March 2007), „Chromospheric Activity in G and K Main-Sequence Stars, and What It Tells Us about Stellar Dynamos“, The Astrophysical Journal, 657 (1): 486–493, Bibcode:2007ApJ...657..486B, doi:10.1086/510482
  15. „SIMBAD Query Result: ADS 14636 AB -- Double or multiple star“. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Посетено на 3 February 2019. (61 Cygni)
  16. 16,0 16,1 Staff (6 July 2007). „High Proper Motion Stars: Interesting Areas to View“. ESA. Посетено на 14 June 2015.
  17. Hipparcos: Catalogues: The Millennium Star Atlas: The Top 20 High Proper Motion, European Space Agency, retrieved 2019-06-27
  18. Wittenmyer, R. A.; Endl, M.; Cochran, W.D.; Hatzes , A.; Walker, G. A. H.; Yang, S. L. S.; Paulson, D. B. (2006). „Detection limits from the McDonald Observatory planet search program“. Astronomical Journal. 132 (1): 177–188. arXiv:astro-ph/0604171. Bibcode:2006AJ....132..177W. doi:10.1086/504942.
  19. Allen, Richard Hinckley (2003). Star Names and Their Meanings. Kessinger. стр. 219. ISBN 978076614028-8.
  20. Sun, Xiaochun; Kistemaker, Jacob (1997). The Chinese Sky During the Han: Constellating Stars and Society. Brill. Bibcode:1997csdh.book.....S. ISBN 9789004107373.
  21. „Naming Objects Outside the Solar System-Stars“. IAU. Посетено на 3 February 2019.
  22. Kaler, Jim (8 July 2009). „61 Cygni“. Stars. Посетено на 3 February 2019.
  23. Flamsteed, John (1725). Historia Coelestis Britannica. Meere. стр. 5.
  24. Dibon-Smith, Richard (1998). The Flamsteed Collection. Clear Skies. стр. xi.
  25. „61 Cyg (Piazzi's Flying Star)“. Science&Space News. Архивирано од изворникот на 4 February 2019. Посетено на 20 February 2019.
  26. Covington, Michael (26 September 2002). Celestial Objects for Modern Telescopes: Practical Amateur Astronomy. Cambridge University Press. ISBN 9780521524193.
  27. 27,0 27,1 27,2 27,3 27,4 27,5 Hopkins, Mary Murray (1 November 1916). „The Parallax of 61 Cygni“. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 10: 498–504. Bibcode:1916JRASC..10..498H.
  28. Piazzi, Giuseppe (1803). Præcipuarum stellarum inerrantium positiones mediae ineunte seculo XIX: ex observationibus habitis in specula Panormitana ab anno 1792 ad annum 1802. Typis regiis. стр. 111.
  29. 29,0 29,1 Fodera-Serio, G. (1990). „Giuseppe Piazzi and the Discovery of the Proper Motion of 61-Cygni“. Journal for the History of Astronomy (латински). 21 (3): 275–282. Bibcode:1990JHA....21..275F. doi:10.1177/002182869002100302.
  30. Hirshfeld, Alan (2001). Parallax: The Race to Measure the Cosmos. Macmillan. ISBN 978-0716737117.
  31. Bessel, F. W. (1838). „On the parallax of 61 Cygni“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 4 (17): 152–161. Bibcode:1838MNRAS...4..152B. doi:10.1093/mnras/4.17.152.
  32. Bessel, F. W. (1838). „Bestimmung der Entfernung des 61sten Sterns des Schwans“ [Determination of the distance to 61 Cygni]. Astronomische Nachrichten (германски). 16 (365–366): 65–96. Bibcode:1838AN.....16...65B. doi:10.1002/asna.18390160502.
  33. Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine. „Friedrich Wilhelm Bessel“. Students for the Exploration and Development of Space. Архивирано од изворникот на 4 February 2012. Посетено на 3 April 2009.
  34. Hughes, Stefan (2012). Catchers of the Light. ArtDeCiel Publishing. стр. 702. ISBN 9781620509616.
  35. Bessel, F. W. (1839). „Bestimmung der Entfernung des 61sten Sterns des Schwans. Von Herrn Geheimen – Rath und Ritter Bessel“ [Determining the distance of the 61st star of Cygnus. From Mr Geheimen, Rath and Ritter Bessel]. Astronomische Nachrichten (германски). 16 (5–6): 65–96. Bibcode:1838AN.....16...65B. doi:10.1002/asna.18390160502. (page 92) Ich bin daher der Meinung, daß nur die jährliche Parallaxe = 0"3136 als das Resultat der bisherigen Beobachtungen zu betrachten ist
  36. 36,0 36,1 Davis, Merhan S. (1898). „Remarks regarding the parallaxes of 61 Cygni and the probable physical connection of these two stars“. Astrophysical Journal. 8: 246–247. Bibcode:1898ApJ.....8..246D. doi:10.1086/140527.
  37. Adams, W. S.; Joy, A. H. (1917). „The luminosities and parallaxes of five hundred stars“. Astrophysical Journal. 46: 313–339. Bibcode:1917ApJ....46..313A. doi:10.1086/142369.—See Table I, page 326
  38. Baize, P. (1950). „Second catalogue d'orbites d'Etoiles Doubles visuelles“ [Second catalog of orbits of visual double stars]. Journal des Observateurs (француски). 33: 1–31. Bibcode:1950JO.....33....1B.—on page 19, the authority is listed as Zagar (1934).
  39. Boss, Benjamin (1911). „Community of motion among several stars of large proper-motion“. Astronomical Journal. 27 (629): 33–37. Bibcode:1911AJ.....27...33B. doi:10.1086/103931.
  40. Eggen, O. J. (1959). „White dwarf members of the 61 Cygni group“. The Observatory. 79: 135–139. Bibcode:1959Obs....79..135E. – Gives space velocity components of U=+94, V=–53 and W=–7 for HD 201091/2.
  41. Sol Company. „System Summary Pi Mensae“. Sol Company. Посетено на 1 May 2015.
  42. Howard, Andrew W.; Fulton, Benjamin J. (2016). „Limits on Planetary Companions from Doppler Surveys of Nearby Stars“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 128 (969). 114401. arXiv:1606.03134. Bibcode:2016PASP..128k4401H. doi:10.1088/1538-3873/128/969/114401.
  43. Espenak, Fred (25 July 1996). „Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006“. NASA. Посетено на 3 February 2019.
  44. Adler, Alan (26 July 2006). „More Pretty Double Stars“. SAT.com. Sky and Telescope. Посетено на 3 February 2019.
  45. Gudel, M. (1992). „Radio and X-ray emission from main-sequence K stars“. Astronomy and Astrophysics. 264 (2): L31–L34. Bibcode:1992A&A...264L..31G.
  46. Eggen, Olin J. (October 1969), „Stellar Groups in the Old Disk Population“, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 81 (482): 553, Bibcode:1969PASP...81..553E, doi:10.1086/128823
  47. Nave, Rod. „61 Cygni“. HyperPhysics. Посетено на 3 February 2019.
  48. Garrison, R. F. (December 1993), „Anchor Points for the MK System of Spectral Classification“, Bulletin of the American Astronomical Society, 25: 1319, Bibcode:1993AAS...183.1710G, Посетено на 4 February 2012
  49. Johnson, H. L.; Morgan, W. W. (1953). „Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas“. Astrophysical Journal. 117: 313. Bibcode:1953ApJ...117..313J. doi:10.1086/145697.
  50. Keenan, P. C.; McNeil, R. C. (October 1989). „The Perkins Catalog of Revised MK Types for the Cooler Stars“. Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 245–266. Bibcode:1989ApJS...71..245K. doi:10.1086/191373.
  51. „SIMBAD Query Result : HD 201092“. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Посетено на 3 February 2019.
  52. Frick, P.; Baliunas, S. L.; Galyagin, D.; Sokoloff, D.; Soon, W. (1997). „Wavelet Analysis of Chromospheric Activity“. Astrophysical Journal. 483 (1): 426–434. Bibcode:1997ApJ...483..426F. doi:10.1086/304206.
  53. 53,0 53,1 Hempelmann, A.; Schmitt, J. H. M. M.; Baliunas, S. L.; Donahue, R. A. (2003). „Evidence for coronal activity cycles on 61 Cygni A and B“. Astronomy and Astrophysics. 406 (2): L39–L42. Bibcode:2003A&A...406L..39H. doi:10.1051/0004-6361:20030882.
  54. Wood, Brian E.; Müller, Hans-Reinhard; Zank, Gary P.; Linsky, Jeffrey L. (July 2002). „Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity“. The Astrophysical Journal. 574 (1): 412–425. arXiv:astro-ph/0203437. Bibcode:2002ApJ...574..412W. doi:10.1086/340797.
  55. Hempelmann, A.; Robrade, J.; Schmitt, J. H. M. M.; Favata, F.; Baliunas, S. L.; Hall, J. C. (2006). „Coronal activity cycles in 61 Cygni“. Astronomy and Astrophysics. 460 (1): 261–267. Bibcode:2006A&A...460..261H. doi:10.1051/0004-6361:20065459.
  56. Barnes, Sydney A. (November 2007). „Ages for Illustrative Field Stars Using Gyrochronology: Viability, Limitations, and Errors“. The Astrophysical Journal. 669 (2): 1167–1189. arXiv:0704.3068. Bibcode:2007ApJ...669.1167B. doi:10.1086/519295.
  57. Strand, K. Aa. (1943). „61 Cygni as a Triple System“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 55 (322): 29–32. Bibcode:1943PASP...55...29S. doi:10.1086/125484.
  58. Darrell Schweitzer; Theodore Sturgeon; Alfred Bester (2009). Science Fiction Voices #1. Wildside Press LLC. стр. 64. ISBN 9781434407849. Посетено на 3 February 2019.
  59. Strand, K. Aa. (1957). „The orbital motion of 61 Cygni“. The Astronomical Journal. 62: 35. Bibcode:1957AJ.....62Q..35S. doi:10.1086/107588.
  60. Cumming, A.; Marcy, G. W.; Butler, R. P. (1999). „The Lick planet search: detectability and mass thresholds“. Astrophysical Journal. 526 (2): 890–915. arXiv:astro-ph/9906466. Bibcode:1999ApJ...526..890C. doi:10.1086/308020.
  61. Deich, A. N. (1977). „Invisible companions of the binary star 61 Cygni“. [Soviet Astronomy]. 21: 182–188. Bibcode:1977SvA....21..182D.
  62. Heintz, W. D. (1978). „Reexamination of suspected unresolved binaries“. The Astrophysical Journal. 220: 931–934. Bibcode:1978ApJ...220..931H. doi:10.1086/155982.
  63. Walker, G. A. H.; Walker, A. R.; Irwin, A. W.; Larson, A. M.; Yang, S. L. S.; Richardson, D. C. (1995). „A search for Jupiter-mass companions to nearby stars“. Icarus. 116 (2): 359–375. Bibcode:1995Icar..116..359W. doi:10.1006/icar.1995.1130.
  64. Cantrell, Justin R.; Henry, Todd J.; White, Russel J. (October 2013), „The Solar Neighborhood XXIX: The Habitable Real Estate of Our Nearest Stellar Neighbors“, The Astronomical Journal, 146 (4): 99, arXiv:1307.7038, Bibcode:2013AJ....146...99C, doi:10.1088/0004-6256/146/4/99
  65. Wittenmyer, R. A.; Endl, M.; Cochran, W.D.; Hatzes , A.; Walker, G. A. H.; Yang, S. L. S.; Paulson, D. B. (May 2006). „Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program“. The Astronomical Journal. 132 (1): 177–188. arXiv:astro-ph/0604171. Bibcode:2006AJ....132..177W. doi:10.1086/504942.
  66. McCarthy, Christopher (2005). „SIM Planet Search Tier 1 Target Stars“. San Francisco State University. Архивирано од изворникот на 4 August 2007. Посетено на 23 July 2007.
  67. Kuchner, Marc J.; Brown, Michael E.; Koresko, Chris D. (1998). „An 11.6 Micron Keck Search for Exo-Zodiacal Dust“. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 110 (753): 1336–1341. arXiv:astro-ph/0002040. Bibcode:1998PASP..110.1336K. doi:10.1086/316267.
  68. Millan-Gabet, R.; Serabyn, E.; Mennesson, B.; Traub, W. A.; Barry, R. K.; Danchi, W. C.; Kuchner, M.; Stark, C. C.; Ragland, S.; Hrynevych, M.; Woillez, J.; Stapelfeldt, K.; Bryden, G.; Colavita, M. M.; Booth, A. J. (June 2011), „Exozodiacal Dust Levels for Nearby Main-sequence Stars: A Survey with the Keck Interferometer“, The Astrophysical Journal, 734 (1): 67, arXiv:1104.1382, Bibcode:2011ApJ...734...67M, doi:10.1088/0004-637X/734/1/67. See Table 5, p. 58.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]

Координати: Ѕвездена карта &1000000000000002100000021ч &1000000000000000600000006м &1000000000053943400000053,9434с, +&1000000000000003800000038° &1000000000000004400000044′ &1000000000005789800000057,898″ Предлошка:Nearest systems