61 白鳥座

61 白鳥座

白鳥座61番星の位置（丸で囲んだ部分）
観測データ エポックJ2000.0      春分J2000.0
星座	白鳥座
61 白鳥座A
赤経	21時間06分53.9396秒[1]
偏角	+38° 44′ 57.902″ [1]
見かけの等級 （V）	5.21 [2]
61 白鳥座B
赤経	21時間06分55.2638秒[3]
偏角	+38° 44′ 31.359″ [3]
見かけの等級 （V）	6.05 [4]
特徴
61 はくちょう座A
スペクトル型	K5V [2]
U−B色指数	+1.155 [5]
B−V色指数	+1.139 [5]
変数型	ドラ[6]
61 はくちょう座B
スペクトル型	K7V
U−B色指数	+1.242 [5]
B−V色指数	+1.320 [5]
変数型	フレアスター[7]
天体測量
61 白鳥座A
視線速度(R v )	−65.97 ± 0.12 [1]  km/s
固有運動（μ）	ラ: 4,164.209  mas /年[1] 12月: 3,249.614 マス/年[1]
視差（π）	285.9949 ± 0.0599 マス[1]
距離	11.404 ± 0.002 光年 (3.4966 ± 0.0007  pc )
絶対等級 (M V )	7.506 [8]
61 白鳥座B
視線速度(R v )	−64.59 ± 0.12 [3]  km/s
固有運動（μ）	ラ: 4,105.976  mas /年[3] 12月: 3,155.942 マス/年[3]
視差（π）	286.0054 ± 0.0289 マス[3]
距離	11.404 ± 0.001 光年 (3.4964 ± 0.0004  pc )
絶対等級 (M V )	8.228 [8]
軌道[9]
仲間	61 白鳥座B
期間（P）	678 ±34 歳
半長径(a)	24.272 ±0.592インチ
偏心度（e）	0.49 ±0.03
傾斜（i）	51±2 °
ノードの経度（Ω）	178 ±2 °
近点期 （T ）	1709 ±16
近点引数（ω） （二次）	149 ±6 °
詳細
61 白鳥座A
質量	0.70 [10] メートル☉
半径	0.665 ±0.005 [ 11]  R☉
明るさ	0.153 ±0.01 [ 11]  L☉
表面重力（log  g）	4.40 [12] グラフ
温度	4,526 ±66 [13]  K
金属度[Fe/H]	–0.20 [12] デックス
回転	35.54 ± 0  .47日[14]
年	6.1 ±1 [11] ギリシア
61 白鳥座B
質量	0.63 [10] メートル☉
半径	0.595 ±0.008 [ 11]  R☉
明るさ	0.085 ±0.007 [ 11]  L☉
表面重力（log  g）	4.20 [12] グラフ
温度	4,077 ±59 [13]  K
金属度[Fe/H]	–0.27 [12] デックス
回転	34.55 ± 0  .57日[14]
年	6.1 ±1 [11] ギリシア
その他の指定
GJ 820 A/B、Struve 2758、ADS 14636、V1803 Cygni、GCTP  5077.00 [15]
61 白鳥座 A : V1803 白鳥座、HD  201091、HIP  104214、 HR  8085、BD +38°4343、LHS  62、SAO  70919 [6]
61 白鳥座B星: HD  201092、HIP  104217、HR  8086、BD +38°4344、LHS  63 [7]
データベース参照
シンバド	システム
	あ
	B

61 Cygni / ˈ s ɪ ɡ n i /は、はくちょう座にある連星系で、約 659 年の周期で互いの周りを回る2 つのK 型矮星で構成されています。見かけの等級はそれぞれ 5.20 と 6.05 で、市街地の空では双眼鏡で、光害のない田舎では 肉眼で見ることができます。

はくちょう座61番星が初めて天文学者の注目を集めたのは、 1804年にジュゼッペ・ピアッツィがその大きな固有運動を初めて実証したときだった。1838年、フリードリヒ・ベッセルは地球からの距離を約10.4光年と 測定したが、これは実際の値である約11.4光年に非常に近いものだった。これは太陽以外の恒星として初めて推定された距離であり、恒星視差が測定された最初の恒星でもあった。現代のヒッパルコスカタログに掲載されているすべての恒星または恒星系の中で、はくちょう座61番星の固有運動は7番目に大きく、目に見えるすべての恒星または恒星系の中では最も大きい。^{[注 1] [16] [17]}

20世紀を通じて、数人の天文学者が2つの恒星のうちの1つを周回する巨大な惑星の証拠を報告したが、最近の高精度の視線速度観測により、そのような主張はすべて根拠のないものであることが明らかになった。^[18]現在までにこの恒星系で惑星は確認されていない。

61 Cygniは比較的暗いため、古代の星図には載っておらず、西洋^[19]や中国のシステム^[20]でも名前が付けられていません。

「はくちょう座61番星」という名前は、星に付けられたフラムスティードの命名法の一部である。ジョン・フラムスティードが自身の観測を分類するために考案したこの命名法によれば、特定の星座の星は、バイエルの命名法のようにギリシャ文字ではなく、赤経の順に番号が付けられる。^{[21] [22]この星は、フラム}スティードの『ブリタニカ天体史』にはその名前で登場しないが、^[23]フラムスティードは、はくちょう座61番星は、1712年版で彼が「はくちょう座85番星」と呼んだ星に実際は対応すると述べている。^[24]この星は、「ベッセルの星」または「ピアッツィの飛星」とも呼ばれる。^{[25] [26]}

光学機器を使用したこの恒星系の最初の記録に残る観測は、1753年9月25日にジェームズ・ブラッドリーが行ったもので、彼はそれが二重星であることに気づいた。ウィリアム・ハーシェルは、連星のより広範な研究の一環として、はくちょう座61番星の体系的な観測を開始した。彼の観測により、連星は十分に離れているため、年間を通じて視差の動きが異なるという結論に至り、これを恒星までの距離を測定する方法として利用したいと考えた。^[27]

1792年、ジュゼッペ・ピアッツィは、はくちょう座61番星の自身の観測結果を40年前に行われたブラッドリーの観測結果と比較した際に、その高い固有運動に気付きました。これにより、当時の天文学者ははくちょう座61番星にかなりの関心を寄せるようになり、その日以来、その星は継続的に観測されました。 ^[27]ピアッツィは繰り返し測定を行い、その星の運動の決定的な値を得て、1804年にそれを発表しました。^{[28] [29]}この記録の中で、彼はその星系を「フライングスター」と名付けました。^[30]

ピアッツィは、この動きはおそらく最も近い恒星の一つであることを意味し、デルタ・エリダヌス星とミュー・カシオペヤ星という他の二つの可能性とともに、視差測定によってその距離を決定する試みの最有力候補になると示唆した。^[29]

すぐに多くの天文学者がこの課題に取り組み、 1812年にはフランソワ・アラゴとクロード・ルイ・マチューが500ミリ秒角（mas）の視差を記録し 、クリスチャン・ハインリヒ・フリードリヒ・ペータースはアラゴのデータを使って550 masという値を計算した。ペータースは1812年から1814年にかけてゼーブルクでベルンハルト・フォン・リンデナウが行った観測に基づいてより正確な値を計算した。彼はそれを470 ±510 masと計算した。リンデナウはすでに視差が見られなかったと記しており、フリードリヒ・ゲオルク・ヴィルヘルム・フォン・シュトルーベが1818年から1821年にかけて行った一連の独自の試験の後で指摘したように、これらの数値はすべて使用された機器の精度よりも正確である。^[27]

フリードリヒ・ヴィルヘルム・ベッセルは、 1812年に距離を測定する別の方法を用いて注目すべき貢献をした。連星の2つの星の公転周期を400年と仮定し、それに必要な2つの星の間の距離を推定し、星間の角距離を測定した。その結果、460 ミリ秒という値が得られた。 ^[要出典]その後、1815年から1816年にかけて、彼は一連の観測で視差を直接測定し、他の6つの星と比較した。2組の測定で、760 ミリ秒と1320 ミリ秒という値が得られた。これらの推定値はすべて、他の以前の試みと同様に、測定値よりも大きな不正確さを持っていた。^[27]

ヨーゼフ・フォン・フラウンホーファーが新しいタイプのヘリオメーターを発明すると、ベッセルは1837年と1838年にケーニヒスベルクでこの装置を使って別の一連の測定を行った。彼は1838年にその結果を発表した^{[31] [32]。A}星までの距離は369.0 ±19.1 mas 、 B星までの距離は260.5 ±18.8 masであり、中心点は313.6 ±13.6であると推定した。これは約600,000天文単位、つまり約10.4光年の距離に相当する。これは太陽以外の恒星までの距離の初めての直接的で信頼性の高い測定であった^{[27] [33]。彼の測定結果が発表されたのは、同じ年に}フリードリヒ・ゲオルク・ヴィルヘルム・フォン・シュトルーベがベガの視差を、トーマス・ヘンダーソンがアルファ・ケンタウリの視差を測定したほんの少し前であった。^[34]ベッセルはケーニヒスベルクで追加の測定を続け、合計4回の完全な観測結果を発表しました。最後のものは1868年です。これらのうち最も優れた結果は、1849年の観測で中心点を360.2±12.1ミリ秒としました。 ^[27]これは現在受け入れられている値287.18ミリ秒（11.36光年）に近いです。^[35]

ベッセルの測定からわずか数年後の1842年、フリードリヒ・ヴィルヘルム・アルゲランダーは、グルームブリッジ1830の固有運動がさらに大きいことを指摘し、はくちょう座61番星は2番目に大きい恒星となった。その後、カプタイン星とバーナード星によってさらに下位に追いやられた。はくちょう座61番星は、現代のヒッパルコスカタログに掲載されているすべての恒星系の中で7番目に大きい固有運動をしているが、肉眼で見える恒星の中では最も大きい固有運動をしているという称号を保持している。^[16]

61 Cygni AとBの角度の分離が大きく、それに応じて軌道運動が遅いため、当初は61 Cygni系の2つの星が 重力で結びついた系なのか、それとも単に星が並置されているだけなのかは不明であった。^[36]フォン・シュトルーベは1830年に初めてこの星が連星系であると主張したが、問題は未解決のままであった。^[36]

しかし、1917年までに精密に測定された視差の差により、その距離は大幅に小さいことが実証されました。^[37]このシステムの二重性は1934年までに明らかになり、軌道要素が発表されました。^[38]

1911年、ベンジャミン・ボスは、 61 Cygni 系が共動星団の一員であることを示すデータを発表しました。 ^[39] 61 Cygni を含むこのグループは、後に26の潜在的なメンバーを含むように拡大されました。可能性のあるメンバーには、Beta Columbae、Pi Mensae、14 Tauri、68 Virginisが含まれます。このグループの星の空間速度は、太陽に対して105〜114 km/sです。^{[40] [41]}

惑星探索プログラムによる観測では、両方の成分とも視線速度測定において強い線形傾向を示していることが示されている。^[42]

7×50双眼鏡を使うと、明るい星デネブの南東に 61 はくちょう座 2 番星が見える。2 つの星の角度の間隔は、土星の角度(16～20 インチ) よりわずかに大きい。^[43]そのため、理想的な観測条件では、口径 7 mm の望遠鏡で連星系を解像できる。^{[注 2]}これは一般的な双眼鏡の口径の能力の範囲内だが、連星を解像するには、双眼鏡を安定したマウントと 10 倍程度の倍率が必要である。構成星間の間隔が 28 秒角であるため、10 倍の倍率では見かけの間隔は 280 秒角となり、一般に視認限界とされる 4 分角または 240 秒角を超える。^[44]

肉眼では単一の恒星のように見えるが、61 Cygni は広く離れた連星系で、2つのK クラス (オレンジ) 主系列星、明るい 61 Cygni A と暗い 61 Cygni B で構成されており、見かけの等級はそれぞれ 5.2 と 6.1 である。どちらも古い円盤星のようで、^{[45] [46]}推定年齢は太陽よりも古い。11 光年を少し超える距離にあるこの星は、地球に 15 番目に近い既知の恒星系である (太陽は含まない)。61 Cygni A は、中緯度の北半球の観測者にとって、シリウス、エリダヌス座イプシロン星、プロキオン Aに次いで、肉眼で見える 4 番目に近い恒星である。^{[10]この系は}西暦20,000 年頃に最も接近し、太陽との距離は約 9 光年となる。太陽より小さく暗い61 Cygni Aは、太陽の約70%の質量、太陽の直径の72%、太陽の約8.5%の光度を持ち、61 Cygni Bは太陽の約63%の質量、太陽の直径の67%、太陽の光度は3.9%である。^[47] 61 Cygni Aは長期安定性により、1943年にモーガン・キーナン（MK）分類システムの「アンカー星」に選ばれ、 それ以来K5 Vの「アンカーポイント」としての役割を果たしている。 ^{[48] 1953年以降、61 Cygni Bは}K7 Vの標準星と見なされている（Johnson & Morgan 1953、 ^[49] Keenan & McNeil 1989 ^[50]）。

61 Cygni A は、V1803 Cyg と命名された典型的なBY ドラコニズ 変光星で、61 Cygni B は HD 201092 と名付けられたフレア型変光星で、それぞれ 5.21 V と 6.03 の等級変化を示します。^[51] 2 つの星は、共通重心の周りを659 年の周期で公転しており、平均距離は約 84  AUで、これは地球と太陽の距離の 84 倍です。軌道離心率は比較的大きく、0.48 であるため、2 つの星は近点で約 44 AU、遠点で約 124 AU離れています。^{[注 3]}このペアの軌道が遅いため、それぞれの質量を正確に特定することは難しく、これらの値の正確さについては依然として議論の余地があります。将来、この問題は星震学の使用によって解決される可能性があります。^[11] 61 Cygni Aは61 Cygni Bよりも質量が約11%大きい。^[10]

この系の活動周期は太陽の黒点周期よりもはるかに顕著である。これは約7.5±1.7年の周期で変化する複雑な活動周期である。^{[52] [53]}自転と彩層活動と組み合わされた黒点活動は、BYドラコニス変光星の特徴である。差動自転のため、この星の表面自転周期は緯度によって27日から45日まで変化し、平均周期は35日である。^[54]

構成要素Aからの恒星風の流出は、局所的な星間雲内に泡を発生させる。天の川銀河内の恒星の運動方向に沿って、これは30AUの距離まで広がっており、これは太陽から海王星までの軌道距離とほぼ同じである。これは、61 Cygniの2つの構成要素間の距離よりも短いため、2つの構成要素は共通の大気を共有していない可能性が高い。天体圏のコンパクトさは、質量流出量が少なく、局所的な星間物質を通過する速度が比較的高いためであると考えられる。^[55]

61 Cygni B は A よりもカオス的な変動パターンを示し、短期的なフレアが顕著です。B の全体的な活動サイクルには 11.7 年の周期があります。^[53]どちらの星も恒星フレア活動を示しますが、 B の彩層は 61 Cygni A よりも 25% 活発です。^[56]差動回転の結果、回転周期は緯度によって 32 日から 47 日まで変化し、平均周期は 38 日です。^[54]

この系の進化年齢については意見の相違がある。運動学的データから推定される年齢は約 10  Gyrである。ジャイロクロノロジー、つまり自転と色に基づいて星の年齢を決定する方法によると、平均年齢は2.0 ±0.2 Gyrである。彩層活動に基づく A と B の年齢は、それぞれ 2.36 Gyr と 3.75 Gyr である。最後に、星を進化モデルに当てはめる等時線法による年齢推定では、上限は 0.44 Gyr と 0.68 Gyr となる。^{[57]しかし、}コートダジュール天文台の CESAM2k コードを使用した 2008 年の進化モデルでは、このペアの年齢は6.0 ±1.0 Gyrと推定されている。 ^[11]

これまでさまざまな機会に、はくちょう座61番星には、まだ見ぬ低質量の伴星、惑星、または褐色矮星があるかもしれないと主張されてきた。 1942年、ピーター・ファン・デ・カンプの指揮の下、スプロール天文台のカイ・ストランドが、はくちょう座61番星AとBの軌道運動の小さいながらも規則的な変動を観測で検出し、そのような主張を初めて行った。これらの変動から、はくちょう座61番星Aの周りを木星の約16倍の質量を持つ第3の天体が周回しているに違いないと考えられた。 ^{[58]この第3の天体に関する報告は、}ハル・クレメントの1953年のSF小説『重力の使命』の着想の元となった。^[59] 1957年、ファン・デ・カンプは不確実性を狭め、その天体の質量は木星の8倍、公転周期は4.8年、長半径は2.4AU（1AUは地球から太陽までの平均距離）であると主張した^。[60] 1977年、サンクトペテルブルク近郊のプルコヴォ天文台のソ連の天文学者は、その系に3つの惑星が含まれていると示唆した。61 Cyg Aの周りには木星の6倍と12倍の質量を持つ2つの巨大惑星があり、^[61] 61 Cyg Bの周りには木星の7倍の質量を持つ1つの巨大惑星があった。 ^[62]

1978年、スプロール天文台のウルフ・ディーター・ハインツは、太陽の質量の6%（木星の質量の約60倍）までそのような動きの証拠を検出できなかったため、これらの主張が偽りであることを証明した。^{[63] [64]}

2018年、ガイア宇宙望遠鏡によって収集されたDR2データの分析により、連星の軌道に重大な固有運動異常が明らかになりました。連星は質量の中心の周りを完全に周回しているわけではなく、61 Cygni Bも想定される質量に対して周回速度が遅すぎました。これらの異常を総合すると、61 Cygni Bの周りを周回する第3の天体が存在する可能性があることが示唆されます。^[65]

地球のような惑星で液体の水が存在する可能性がある場所として定義される61 Cygni Aの ハビタブルゾーンは0.26–0.58 AUです。61 Cygni Bの場合、ハビタブルゾーンは0.24–0.50 AUです。^[66]

これまでのところ、どちらの星の周囲にも特定の惑星は発見されていないため、マクドナルド天文台チームは、61 Cygni Aと61 Cygni Bの周囲に、質量が0.07から2.1木星質量で、平均距離が0.05から5.2 AUの1つ以上の惑星が存在するという制限を設けました。^[67]

この系は太陽に近いため、天文学者にとって関心の高いターゲットである。両方の星は、NASAによって提案された光学宇宙干渉計ミッションの「Tier 1」ターゲットとして選択された。^[68]このミッションは、恒星から2AUの軌道距離にある地球の3倍ほどの質量を持つ惑星を検出できる可能性がある。

このシステムの測定では、恒星から放射される量を超える遠赤外線の過剰が検出されたようです。このような過剰は、塵の円盤と関連付けられることもありますが、この場合は、1つまたは両方の恒星に十分近いため、望遠鏡では解像されていません。^{[69] 2011年に}ケック干渉計ヌラーを使用して行われた研究では、61 Cygni Aの周囲に太陽系外塵は検出されませんでした。 ^[70]

NASAゴダード宇宙飛行センターのジャダ・アーニーの分析によると、この2つの星は、進化した生命が存在する可能性に関して太陽類似星とM型星の間の「スイートスポット」にあるK型星の中でリストされている5つの（すべて近隣の星）パラダイムの中に含まれています。^[71]

• 最も近い恒星と褐色矮星のリスト
• バーナードの星

ウィキメディア・コモンズには、白鳥座 61 番星に関連するメディアがあります。

• 「61 Cygni 2」。SolStation。2007年7月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年7月16日閲覧。
• Kaler, James B. 「61 Cygni」。イリノイ大学アーバナ・シャンペーン校。2007年7月7日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年7月16日閲覧。