Visualizza wikitesto di 61 Cygni

{{Corpo celeste
|tipo         = Stella
|nome_stella     = 61 Cygni
|lettera_stella    = 61
|id_stella      =
|sigla_costellazione = Cyg
|immagine       = 61 Cygni Proper Motion.gif
|didascalia     = 61 Cygni è caratterizzata da un elevato [[moto proprio]], evidente in questi fotogrammi ripresi tra il 2013 e il 2020, con cadenza annuale.
|dimensione_immagine = 
|designazioni_alternative_stellari = 
61 Cyg A/B, [[Catalogo HD|HD 201091 & 201092]], [[Catalogo HR|HR 8085 & 8086]], [[Bonner Durchmusterung|BD+38°4343 & 4344]], [[Catalogo GCTP|GCTP 5077.00 A/B]], [[Catalogo JG|GJ 820 A/B]], [[Catalogo LHS|LHS 62/63]], Struve 2758 A/B, ADS 14636 A/B, [[Catalogo Hipparcos|HIP 104214/104217]]
|categoria      = [[Sistema binario (astronomia)|Sistema binario]] (due [[nana arancione|nane arancioni]])
|tipo_variabile    = '''A''': [[Variabile BY Draconis|BY Draconis]]<br />'''B''': [[stella a brillamento|UV Ceti]]<ref name="simbadB" />
|epoca        = [[J2000.0]]
|ar          = '''A''': {{RA|21|06|53,9434}}<ref name="simbadA">{{cita web |url=http://simbad.u-strasbg.fr/sim-id.pl?protocol=html&Ident=HD+201091 |editore=SIMBAD| titolo= V* V1803 Cyg -- Variable of BY Dra type |accesso=15 luglio 2007 }} (61 Cygni A)</ref><br />'''B''' {{RA|21|06|55,2648}}<ref name="simbadB">{{cita web |url=http://simbad.u-strasbg.fr/sim-id.pl?protocol=html&Ident=HD+201092 |editore=SIMBAD | titolo= NSV 13546 -- Flare Star|accesso=15 luglio 2007}} (61 Cygni B)</ref>
|declinaz       = '''A''': {{DEC|+38|44|57,898}}<ref name="simbadA" /><br />'''B''': {{DEC|+38|44|31,400}}<ref name="simbadB" />
|distanza_anniluce  = 11,36 [[anni luce]]
|lat_galattica    = 82,3185
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|magn_ass       = '''A''': 7,48; '''B''': 8,33
|diametro_med     = 
|raggio_sole     = '''A''': 0,665 ± 0,005<ref name="aaa488">{{cita pubblicazione| autore= P. Kervella, A. Mérand, B. Pichon, ''et al'' | titolo=The radii of the nearby K5V and K7V stars 61 Cygni A & B. CHARA/FLUOR interferometry and CESAM2k modeling | rivista= [[Astronomy and Astrophysics]] | volume=488 | numero=2 | anno=2008 | pp=667-674 | data= settembre 2008 | doi=10.1051/0004-6361:200810080 }}</ref> [[Raggio solare|R<sub>⊙</sub>]]<br />'''B''': 0,595 ± 0,008<ref name="aaa488"/>
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|massa_sole      = '''A''': 0,70;<ref name="RECONS">{{cita web| data=8 giugno 2007 | url=http://joy.chara.gsu.edu/RECONS/ | titolo=List of the Nearest 100 Stellar Systems | editore=Research Consortium on Nearby Stars, Georgia State University | accesso=15 luglio 2007}}</ref> '''B''': 0,63<ref name="RECONS" />
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|temp_med       = '''A''': 4&nbsp;526 ± 66<ref name="apj694">{{cita pubblicazione| autore= G. T. van Belle, K. von Braun | titolo=Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars | rivista=The Astrophysical Journal | volume=694 | numero=2 | pp=1085–1098 | anno=2009 | doi=10.1088/0004-637X/694/2/1085 }}</ref> [[Kelvin|K]]<br />'''B''': 4&nbsp;077 ± 59<ref name="apj694"/> [[Kelvin|K]]
|età         = ~10<sup>10</sup> [[anno|anni]]
|indice_di_colore   = '''A''': +1,139; '''B''': +1,320<ref name="aass36">{{cita pubblicazione| autore= C. Blanco, E. Marilli, S. Catalano | titolo=Photoelectric observations of stars with variable H and K emission components. III | rivista=Astronomy and Astrophysics Supplement Series | anno=1979 | volume=36 | pp=297–306 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979A%26AS...36..297B| accesso=4 febbraio 2007 }}</ref>
|luminosità_sole   = '''A''': 0,215; '''B''': 0,15
|periodo_rotaz    = '''A''': 35,37<ref name="apj657">{{cita pubblicazione| autore= E. Böhm-Vitense | titolo=Chromospheric Activity in G and K Main-Sequence Stars, and What It Tells Us about Stellar Dynamos | rivista=The [[Astrophysical Journal]] | volume=657 | numero=1 | pp=486–493 | data= marzo 2007 | doi=10.1086/510482 }}</ref> [[giorno|giorni]]<br />'''B''': 37,84<ref name="apj657"/> [[giorno|giorni]]
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|metallicità     = '''A''': [Fe/H]= −0,20<ref name="apj129">{{cita pubblicazione | autore=R. E. Luck, U. Heiter | titolo=Stars within 15 Parsecs: Abundances for a Northern Sample | rivista=The Astronomical Journal | anno=2005 | volume=129 | numero=2 | pp=1063–1083 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AJ....129.1063L | accesso=17 luglio 2007 | doi = 10.1086/427250}}</ref><br />'''B''': [Fe/H]= −0,27<ref name="apj129" />
|parallasse      = 287,18 ± 1,51 [[milliarcosecondo|mas]]<ref name="simbadA" />
|moto_proprio     = '''A''': {{moto proprio|ar=4156,93|dec=3259,39}}<ref name="simbadA" /><br />'''B''': {{moto proprio|ar= 4109,17| dec=3144,17}}<ref name="simbadB" />
|velocità_radiale   = '''A''': −64,3 km/s<ref name="simbadA" /><br />'''B''' −63,5 km/s<ref name="simbadB" />
|mappa = no
}}

'''61 Cygni''' ([[Nomenclatura di Flamsteed|61 Cyg]], talvolta chiamata la '''Stella di Bessel'''<ref>{{cita libro| autore= A. Pannekoek | anno=1989 | titolo=A History of Astronomy | rivista=Courier Dover Publications | pagine=a p. 343 | isbn=0-486-65994-1 }}</ref> o la '''Stella Volante di Piazzi'''<ref name=hirshfeld>{{cita libro| autore= A. Hirshfeld | anno=2001 | titolo=Parallax: The Race to Measure the Cosmos | editore=Macmillan | isbn=0-7167-3711-6 }}</ref>) è una [[stella binaria]] visibile nella [[Cigno (costellazione)|costellazione del Cigno]]. Consiste di una coppia di [[nana arancione|stelle arancioni]] di [[sequenza principale]] poco più piccole del [[Sole]], che orbitano attorno al comune [[centro di massa]] in circa 659 anni. Di [[magnitudine apparente|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 [[astronomo|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 [[anno luce|anni luce]],<ref>{{Cita web|url=https://aas.org/posts/news/2021/11/month-astronomical-history-november-2021|titolo=This Month in Astronomical History: November 2021|autore=Michael Wang|curatore=[[American Astronomical Society]]|data=3 novembre 2021|lingua=en}}</ref><ref name="Bessel">{{cita web | autore=H. Frommert, C. Kronberg | titolo=Friedrich Wilhelm Bessel | editore=Students for the Exploration and Development of Space | url=http://messier.seds.org/xtra/bios/bessel.html | accesso=3 aprile 2009 | urlmorto=sì | urlarchivio=https://web.archive.org/web/20120204150631/http://messier.seds.org/xtra/Bios/bessel.html | dataarchivio=4 febbraio 2012 }}</ref> un valore molto prossimo a quello accertato di circa 11,36&nbsp;anni luce, che la rendono una delle [[lista delle stelle più vicine alla Terra|stelle più vicine alla Terra]].<ref name="RECONS"/>

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 [[pianeta extrasolare|pianeti]] in orbita attorno alle due componenti; le recenti misurazioni ad alta precisione hanno però escluso questa possibilità.<ref name="Walker1995">{{cita pubblicazione| autore= G. A. H. Walker, A. R. Walker, A. W. Irwin, ''et al'' | anno=1995 | titolo=A search for Jupiter-mass companions to nearby stars | rivista=Icarus | volume=116 | numero=2 | pp=359–375 | doi=10.1006/icar.1995.1130 }}</ref><ref name="Cumming1999">{{cita pubblicazione | autore=A. Cumming, G. W. Marcy, R. P. Butler | anno=1999 | titolo=The Lick planet search: detectability and mass thresholds | doi=10.1086/308020 | rivista=Astrophysical Journal | volume=526 | pp=890–915 }}</ref><ref name="Wittenmyer2006">{{cita pubblicazione | autore=R. A. Wittenmyer, M. Endl, W. D. Cochran, ''et al'' | anno=2006 | titolo=Detection limits from the McDonald Observatory planet search program | url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2006-07_132_1/page/177 | rivista=Astronomical Journal | volume=132| pp=177–188 | doi=10.1086/504942 }}</ref>

== Osservazione ==
[[File:61 cygni map.png|thumb|left|La posizione di 61 Cyg all'interno della costellazione]]
La stella 61 Cygni è individuabile grazie a {{STL|Tau|Cyg}}, 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 [[nebulosa oscura|nubi oscure]] della [[Fenditura del Cigno]].

Data la sua [[Declinazione (astronomia)|declinazione]] di +38,4°, 61 Cyg è una stella dell'[[emisfero celeste|emisfero celeste boreale]]; questa declinazione fortemente settentrionale fa sì che essa possa risultare visibile solo da [[latitudine|latitudini]] a nord di 51° S, mentre a nord di 51° N appare [[circumpolare]], ossia non tramonta mai sotto l'[[orizzonte]].<ref name="Uranom">{{cita libro | cognome= Tirion, Rappaport, Lovi | titolo=Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6°| url= https://archive.org/details/uranometria200000001tiri | editore=Willmann-Bell, inc.| città=Richmond, Virginia, USA | anno=1987 | isbn=0-943396-14-X|lingua=inglese}}</ref><ref>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.</ref> 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 [[diametro angolare|grandezza angolare media]] di [[Saturno (astronomia)|Saturno]] (16–20″).<ref>
{{cita web | autore=F. Espenak | data=25 luglio 1996 | url=http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/TYPE/preface.html | titolo=Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995 - 2006 | editore=NASA | accesso=25 luglio 2007 | urlmorto=sì | urlarchivio=https://web.archive.org/web/20071111083346/http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/TYPE/preface.html | dataarchivio=11 novembre 2007 }}</ref> Di conseguenza, se le condizioni osservative sono quelle ideali, il sistema può esser facilmente risolto da un [[telescopio amatoriale|telescopio]] da 6&nbsp;mm di apertura.<ref>Per il [[criterio di Rayleigh]]:
<math>\begin{smallmatrix}\alpha_R\ =\ \frac{138}{D}\end{smallmatrix}</math>&nbsp;mm.</ref>

== Storia delle osservazioni ==
[[File:Friedrich Wilhelm Bessel.jpeg|thumb|left|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 [[astronomo|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'';<ref name=hirshfeld /> 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.<ref>{{cita pubblicazione| autore= G. Fodera-Serio | titolo=Giuseppe Piazzi and the Discovery of the Proper Motion of 61-Cygni | rivista=Journal of the History of Astronomy | anno=1990 | volume=21 | numero=3 | p=275 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990JHA....21..275F | accesso=14 luglio 2007 }}</ref> 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&nbsp;[[milliarcosecondo|mas]] (equivalenti ad una distanza 10,4 anni luce), relativamente vicino al valore accettato di 287,18&nbsp;mas (che corrispondono a 11,36&nbsp;anni luce).<ref>{{cita pubblicazione| autore= F. W. Bessel | titolo=Bestimmung der Entfernung des 61sten Sterns des Schwans. Von Herrn Geheimen - Rath und Ritter Bessel | rivista=Astronomische Nachrichten | anno=1839 | volume=16 | p=65 | lingua=tedesco | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1839AN.....16...65B | accesso=17 luglio 2007}}</ref> 61 Cygni fu quindi la prima stella (escludendo il [[Sole]]) di cui fu misurata la distanza dalla Terra.<ref name="Bessel"/>

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".<ref>{{cita web | data=4 maggio 2007 | url=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS&page=areas | titolo=High Proper Motion Stars: Interesting Areas to View | editore=ESA | accesso=16 luglio 2007}}</ref>

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&nbsp;km/s;<ref name="boss"/> tale valore, combinato con il suo moto proprio di circa 79&nbsp;km/s, restituisce una velocità spaziale di circa 100&nbsp;km/s, che appare orientata verso un punto posto a circa 12° a ovest della [[Cintura di Orione]].<ref>Nel 1911 la velocità spaziale era stimata sui <math>\begin{smallmatrix}\sqrt{79,4^2\ +\ 62^2}\ =\ 100\end{smallmatrix}</math>&nbsp;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&nbsp;anni luce; il moto proprio risulta quindi incrementato a 87&nbsp;km/s, che, combinato con la velocità radiale (−64&nbsp;km/s), dà una velocità spaziale netta di <math>\begin{smallmatrix}\sqrt{87^2\ +\ 64^2}\ =\ 106\end{smallmatrix}</math>&nbsp;km/s.</ref> Nello stesso anno [[Benjamin Boss]] pubblicò alcuni dati astrometrici che indicavano che il sistema di 61 Cygni facesse parte di un'[[associazione stellare]],<ref name="boss">{{cita pubblicazione| autore= B. Boss | titolo=Community of motion among several stars of large proper-motion | rivista=Astronomical Journal | anno=1911 | volume=27 | numero=629 | pp=33–37 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1911AJ.....27...33B | accesso=17 luglio 2007 | doi=10.1086/103931 }}</ref> che comprendeva 26 possibili membri, tra cui {{STL|Beta|Col}}, {{STL|Pi|Men}}, {{STL|14|Tau}} e {{STL|68|Vir}}. La velocità spaziale di queste stelle è compresa tra 105 e 114&nbsp;km/s in relazione alla posizione del Sole.<ref>{{cita pubblicazione| autore= O. J. Eggen | titolo=White dwarf members of the 61 Cygni group | rivista=The Observatory | anno=1959 | volume=79 | pp=135–39 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1959Obs....79..135E | accesso=17 luglio 2007}}</ref>

Nel [[1830]] [[Friedrich Georg Wilhelm von Struve]] fu il primo ad annunciare la natura [[stella binaria|binaria]] della stella; tuttavia rimase incerto per alcuni anni se si trattasse di una coppia gravitativamente legata o di un semplice [[binaria visuale|effetto prospettico]],<ref>{{cita pubblicazione| autore= H. S. Davis | titolo=Remarks regarding the parallaxes of 61 Cygni and the probable physical connection of these two stars. | rivista=Astrophysical Journal | anno=1898 | volume=8 | pp=246–247 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1898ApJ.....8..246D | accesso=15 luglio 2007 | doi=10.1086/140527 }}</ref> 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.<ref>{{cita pubblicazione |autore=H. S. Davis | titolo=Remarks regarding the parallaxes of 61 Cygni and the probable physical connection of these two stars | rivista=Astrophysical Journal | anno=1898 | volume=61 | numero=2 | pp=246–247 | url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1898ApJ.....8..246D | accesso=11 settembre 2007 | doi=10.1086/140527}}</ref> Tali misurazioni furono nuovamente effettuate nel [[1917]] e dimostrarono che la separazione reale tra le due componenti era nettamente inferiore;<ref>{{cita pubblicazione| autore= W. S. Adams, A. H. Joy | titolo=The luminosities and parallaxes of five hundred stars | rivista=Astrophysical Journal | anno=1917 | volume=46 | pp=313–39 | url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1917ApJ....46..313A&db_key=AST&nosetcookie=1 | accesso=11 settembre 2007 | doi = 10.1086/142369}}—See Table I, page 326</ref> l'effettivo legame gravitazionale tra le due componenti fu definitivamente chiarito nel 1934, quando furono resi noti i parametri orbitali del sistema.<ref>{{cita pubblicazione| autore= P. Baize | titolo=Second catalogue d'orbites d'Etoiles Doubles visuelles | rivista=Journal des Observateurs | anno=1950 | volume=33 | pp=1–31 | lingua= francese | url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1917ApJ....46..313A&db_key=AST&nosetcookie=1| accesso=11 settembre 2007}}</ref>

== Il sistema ==
[[File:Orbit 61 Cygni arcsec.png|thumb|Il moto orbitale di 61 Cyg B rispetto alla componente A come appare visto dalla Terra e come apparirebbe in una visuale frontale. Ogni punto corrisponde a circa 10 anni.]]

Sebbene a occhio nudo appaia come una singola stella, 61 Cygni è in realtà un [[stella binaria|sistema binario]], costituito da una coppia di [[nana arancione|stelle arancioni]] di [[sequenza principale]], '''61 Cygni A''' e '''61 Cygni B'''. Le due componenti orbitano attorno al comune [[centro di massa|baricentro]] in un periodo di 659 anni, con una separazione media di circa 84 [[Unità astronomica|unità astronomiche]] (UA). L'elevato valore di [[eccentricità orbitale|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.<ref>Al periastro: <math>\begin{smallmatrix}r_{per}\ =\ (1\ -\ e)\cdot a\ \approx\ 44\end{smallmatrix}</math>&nbsp;UA<br />All'afastro: <math>\begin{smallmatrix}r_{ap}\ =\ (1\ +\ e)\cdot a\ \approx\ 124\end{smallmatrix}</math>&nbsp;UA</ref> 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 [[astrosismologia|astrosismologiche]].<ref name="aaa488"/> L'alta velocità spaziale del sistema in relazione al Sole, quantificata in 108&nbsp;km/s,<ref name=astronexus>{{cita web | data=18 marzo 2006 | url=http://www.astronexus.com/node/41 | titolo=Long-Term Stellar Motions, part 2: Shortcuts | editore=The Astronomy Nexus | accesso=21 ottobre 2007 | dataarchivio=9 ottobre 2019 | urlarchivio=https://web.archive.org/web/20191009115830/http://www.astronexus.com/node/41 |urlmorto=sì }}</ref> è responsabile dell'elevato moto proprio osservato.<ref name="aaa433">{{cita pubblicazione| autore= L. Affer, G. Micela, T. Morel, ''et al'' | titolo=Spectroscopic determination of photospheric parameters and chemical abundances of 6 K-type stars | rivista=Astronomy and Astrophysics | anno=2005 | volume=433 | numero=2 | pp=647–658 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005A&A...433..647A|accesso=25 luglio 2007 | doi=10.1051/0004-6361:20041308}}</ref> 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&nbsp;000 anni, quando dagli attuali 11,4 anni luce si porterà a soli 9 anni luce.<ref name=astronexus/>

=== 61 Cygni A ===
La componente A del sistema di 61 Cyg è una stella di magnitudine 5,2 di [[classificazione stellare|classe spettrale]] K5 V, che possiede circa il 70% della [[massa solare|massa del Sole]],<ref name="RECONS"/> il 66,5% del [[raggio solare|suo diametro]]<ref name="aaa488"/> e circa il 20% della [[luminosità solare|sua luminosità]]. La [[metallicità]] della stella, misurata in base all'abbondanza di [[ferro]], è pari al 79% di quella della nostra stella.<ref name="apj129"/>

61 Cyg A possiede un'[[campo magnetico stellare|attività magnetica]] più intensa rispetto a quella registrata sul Sole; gli studi mostrano la presenza di un complesso ciclo di attività,<ref>{{cita pubblicazione| autore= M. Gudel | titolo= Radio and X-ray emission from main-sequence K stars | rivista=Astronomy and Astrophysics | anno=1992 | volume=264 | numero=2 | pp=L31–L34 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992A&A...264L..31G | accesso=16 luglio 2007 }}</ref> analogo al [[ciclo undecennale dell'attività solare|ciclo solare]], con un periodo di circa 7,5 ± 1,7 anni.<ref>{{cita pubblicazione| autore= P. Frick, S. L. Baliunas, D. Galyagin, ''et al'' | titolo=Wavelet Analysis of Chromospheric Activity | rivista=Astrophysical Journal | anno=1997 | volume=483 | pp=426–434 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...483..426F | accesso=15 luglio 2007 | doi = 10.1086/304206}}</ref><ref name="aaa406">{{cita pubblicazione| autore= A. Hempelmann, J. H. M. M. Schmitt, S. L. Baliunas, R. A. Donahue | titolo=Evidence for coronal activity cycles on 61 Cygni A and B | rivista=Astronomy and Astrophysics | anno=2003 | volume=406 | pp=L39–L42 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003A&A...406L..39H | accesso=15 luglio 2007 | doi = 10.1051/0004-6361:20030882}}</ref> La combinazione dell'attività delle [[macchia stellare|macchie fotosferiche]] e dell'attività [[cromosfera|cromosferica]] rendono 61 Cygni A membro della classe di [[stella variabile|variabili]] note come [[Variabile BY Draconis|BY Draconis]]. La superficie stellare manifesta una [[rotazione differenziale]], con [[periodo di rotazione|periodi]] che a seconda della [[latitudine]] variano da 27 a 45 giorni, con una media di 35 giorni.<ref name="apj657"/> Presenta inoltre una discreta [[Brillamento|attività eruttiva]] del tipo [[stella a flare|UV Ceti]].<ref name="coronal">{{cita pubblicazione| autore= A. Hempelmann, J. Robrade, J. H. M. M. Schmitt, F. Favata, ''et al'' | titolo=Coronal activity cycles in 61 Cygni | rivista=Astronomy and Astrophysics | anno=2006 | volume=460 | numero=1 | pp=261–267 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006A&A...460..261H | accesso=16 luglio 2007 | doi = 10.1051/0004-6361:20065459
}}</ref>

[[File:Compare 61 cygni.png|thumb|left|upright=1.5|Raffronto tra le dimensioni del [[Sole]] (sinistra), di [[61 Cygni A]] (in basso) e [[61 Cygni B]] (in alto a destra)]]

Il [[vento stellare|vento]] emesso da 61 Cyg A produce una [[bolla di vento stellare|bolla]] ([[eliosfera|astrosfera]]) all'interno del [[mezzo interstellare]] circostante, appartenente alla [[Nube Interstellare Locale]]. Coincidente con la direzione del moto del sistema attorno al [[centro della Via Lattea|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 (astronomia)|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.<ref>{{cita pubblicazione| autore= B. E. Wood, H.-R. Müller, G. P. Zank, J. L. Linsky | titolo=Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity | rivista=The Astrophysical Journal | volume=574 | numero=1 | pp=412–425 | data= luglio 2002 | doi=10.1086/340797 }}</ref>

=== 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,<ref name="RECONS"/> il 67% del suo diametro<ref name="aaa488"/> 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.<ref name="apj129"/>

61 Cygni B manifesta una variabilità più caotica rispetto a quella di A, caratterizzata dalla comparsa di frequenti [[brillamento|brillamenti]]; sembra inoltre possedere un ciclo di attività di circa 11,7 anni.<ref name="aaa406" /> La stella presenta un'attività eruttiva del [[Stella a brillamento|tipo UV Ceti]] piuttosto pronunciata, e la sua cromosfera risulta del 25% più attiva rispetto a quella della componente A.<ref name="coronal"/> 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.<ref name="apj657"/>

=== 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. Infatti, mentre le misurazioni sui moti spaziali restituiscono un valore prossimo ai 10 miliardi di anni,<ref name="aaa433"/> 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.<ref>{{cita pubblicazione | autore= S. A. Barnes | titolo=Ages for Illustrative Field Stars Using Gyrochronology: Viability, Limitations, and Errors | rivista=The Astrophysical Journal | volume=669 | numero=2 | pp=1167-1189 | data= novembre 2007 | doi=10.1086/519295 }}</ref> 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.<ref name="aaa488"/>

== Ipotesi e ricerca di oggetti substellari ==
Per via della sua vicinanza al sistema solare, 61 Cygni è oggetto di ricerche incentrate sull'individuazione di oggetti substellari ([[pianeta extrasolare|pianeti]] o [[nana bruna|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 dello [[United States Naval Observatory]], utilizzando delle osservazioni fotografiche effettuate negli osservatori di [[Potsdam]], [[Osservatorio Lick|Lick]], e [[Osservatorio Sproul|Sproul]], individuò delle piccole ma regolari variazioni nelle orbite di 61 Cygni A e B, il che gli fece ipotizzare la possibile esistenza di un terzo corpo orbitante attorno a 61 Cygni A.<ref>{{cita pubblicazione| autore= K. A. Strand | titolo=61 Cygni as a Triple System | rivista=Publications of the [[Astronomical Society of the Pacific]] | anno =1943 | volume=55 | numero=322 | pp=29–32 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1943PASP...55...29S | accesso=15 luglio 2007 | doi=10.1086/125484 }}</ref> In un articolo del febbraio [[1957]], Strand analizzò molti dati e giunse alla conclusione che l'oggetto era di circa 8 [[massa gioviana|masse gioviane]] ed orbitava attorno alla stella in 4,8 anni, il che suggeriva una distanza media orbitale ([[semiasse maggiore]]) di circa 2,4 UA (359 milioni di km), pressappoco la medesima distanza del limite interno della [[fascia principale]] degli asteroidi nel 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''.<ref>{{cita pubblicazione| autore= K. A. Strand | titolo=The orbital motion of 61 Cygni. | rivista=The [[Astronomical Journal]] | anno=1957 | volume=62 | p=35 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1957AJ.....62Q..35S | accesso=15 luglio 2007 | doi=10.1086/107588 }}</ref>

[[File:SIM Concept2006 lr.jpg|thumb|upright=1.2|Le due componenti del sistema di 61 Cyg sono state scelte come obiettivi della missione ''Space Interferometry Mission'' (nell'immagine), allo scopo di rintracciare eventuali esopianeti di tipo terrestre.]]

Nel [[1977]] un'équipe di astronomi [[Unione Sovietica|sovietici]] dell'[[Osservatorio di Pulkovo]], presso [[San Pietroburgo]], ipotizzarono la presenza di ben tre pianeti: due [[gigante gassoso|giganti gassosi]] di massa rispettivamente 6 e 12 volte quella di Giove in orbita attorno a 61 Cyg A, ed un terzo di 7 masse gioviane attorno a 61 Cyg B.<ref>{{cita libro| autore= [[Isaac Asimov|I. Asimov]] | titolo=Extraterrestrial Civilizations | url= https://archive.org/details/extraterrestrial0000asim| editore = Pan Books Ltd | anno = 1981 | città = Londra | isbn= 0-330-26249-1 }}</ref> L'[[1978|anno successivo]] [[Wulff Dieter Heintz]] annunciò l'individuazione di un oggetto con una massa pari al 6% della massa del Sole (60 masse gioviane), ma verificò in questo modo che i dati iniziali non erano corretti.<ref>{{cita pubblicazione| autore= W. D. Heintz | titolo=Reexamination of suspected unresolved binaries | rivista=The [[Astrophysical Journal]] | anno=1978 | volume=220 | pp=931–934 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...220..931H | accesso=15 luglio 2007 | doi=10.1086/155982 }}</ref>

Poiché sino ad ora non è stato individuato nessun [[planemo|oggetto di massa planetaria]] attorno alle stelle del sistema, un gruppo di lavoro del [[McDonald Observatory]] ha calcolato dei parametri-limite che potrebbero possedere eventuali pianeti in orbita attorno ad una delle due componenti del sistema: questi avrebbero masse comprese tra 0,07 e 2,4 masse gioviane e disterebbero dalla stella madre tra 0,05 e 5,2 UA.<ref name="search">{{cita pubblicazione| autore= R. A. Wittenmeyer, ''et al.'' | titolo=Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program | rivista=The [[Astronomical Journal]] |data=maggio 2006| volume=132 | numero=1 | pp=177–188 | doi=10.1086/504942 | url=https://arxiv.org/abs/astro-ph/0604171 }}</ref> Entrambe le stelle sono state scelte come obiettivi principali per la missione della [[NASA]] ''[[Space Interferometry Mission]]'',<ref>{{cita web | url =http://tauceti.sfsu.edu/~chris/SIM/t1.html | titolo =SIM Planet Search Tier 1 Target Stars | editore =[[San Francisco State University]] | accesso =23 luglio 2007 | urlmorto =sì | urlarchivio =https://web.archive.org/web/20070804210039/http://tauceti.sfsu.edu/~chris/SIM/t1.html | dataarchivio =4 agosto 2007 }}</ref> potenzialmente in grado di individuare pianeti di almeno 3 [[massa terrestre|masse terrestri]] ad una distanza di 2 UA dalla stella. Le misurazioni spettroscopiche hanno rilevato la presenza di un eccesso di [[radiazione infrarossa]], dovuto alla presenza di un [[cintura asteroidale|disco di polveri]] attorno a una o a entrambe le componenti; tale disco si troverebbe ad una distanza ravvicinata alle componenti stellari, motivo per il quale non è ancora stato possibile risolverlo tramite le strumentazioni ottiche.<ref>{{cita pubblicazione| autore= M. J. Kuchner, M. E. Brown, C. D. Koresko | titolo=An 11.6 Micron Keck Search for Exo-Zodiacal Dust | rivista=The Publications of the Astronomical Society of the Pacific | anno=1998 | volume=110 | numero=753 | pp=1336–41 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1998PASP..110.1336K | accesso=25 luglio 2007 | doi=10.1086/316267 }}</ref>

Per poter ospitare [[acqua]] liquida in superficie, un ipotetico [[pianeta terrestre|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 (astronomia)|Mercurio]] dal [[Sole]], i pianeti avrebbero un [[periodo di rivoluzione|periodo orbitale]], rispettivamente, di 76,8 e 46,6 giorni, e, probabilmente, una [[rotazione sincrona]].

== Nella cultura di massa ==
{{vedi anche|Stelle e sistemi planetari nella fantascienza}}
La presunta scoperta da parte di Strand di un pianeta in orbita attorno a 61 Cygni A colpì lo [[scrittore di fantascienza]] [[Hal Clement]], che nel 1953 diede alle stampe ''[[Stella doppia 61 Cygni]]''. In assenza di dati certi, Clement si prese alcune libertà nel creare il «suo pianeta», ''Mesklin''. Il processo che condusse all'invenzione delle caratteristiche del pianeta è descritto nell'articolo ''Whirligig World'' (''Mondo trottola'' nelle versioni in [[lingua italiana|italiano]]) pubblicato su ''[[Astounding Science Fiction]]'' nel giugno dello stesso anno.<ref>{{cita pubblicazione|rivista=Astounding Science Fiction |anno=1953 |mese=giugno|titolo=Whirligig World |cognome=Clement |nome=Hal}}</ref>

== Note ==
<references/>

== Voci correlate ==
* [[Lista delle stelle più vicine alla Terra]]

== Altri progetti ==
{{interprogetto}}

== Collegamenti esterni ==
* {{cita web | titolo=61 Cygni 2 | url = http://www.solstation.com/stars/61cygni2.htm | editore = SolStation | accesso=16 luglio 2007}}
* {{cita web | autore= J. B. Kaler | titolo= 61 Cygni | url= http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/61cyg.html | editore= [[University of Illinois at Urbana-Champaign]] | accesso= 16 luglio 2007 | urlmorto= sì | urlarchivio= https://web.archive.org/web/20070707012512/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/61cyg.html | dataarchivio= 7 luglio 2007 }}

{{Stelle più vicine}}
{{Stelle più veloci}}

{{Portale|stelle}}

{{Voce di qualità|valutazione=Wikipedia:Voci di qualità/Segnalazioni/61 Cygni|arg=Astronomia e astrofisica|arg2=|giorno=5|mese=maggio|anno=2011}}

[[Categoria:Stelle binarie]]
[[Categoria:Nane arancioni]]
[[Categoria:Stelle di classe spettrale K]]
[[Categoria:Stelle a brillamento]]
[[Categoria:Variabili BY Draconis]]