61 Cygni
61 Cygni (V1808 Cyg), dite l'étoile de Bessel ou l'étoile volante de Piazzi, est un système binaire de deux étoiles naines oranges de classe spectrale K quasi identiques située dans la constellation du Cygne. Elle est remarquable par son très rapide mouvement propre au sein de notre Galaxie. Sa magnitude de 5,2 qui permet de la voir à l'œil nu sous un ciel pur, lui a donné la caractéristique d'être l'étoile la plus rapide visible à l'œil nu[4].
| Ascension droite | 21h 07m 32,98s |
|---|---|
| Déclinaison | +38° 49′ 7,02″ |
| Constellation | Cygne |
| Magnitude apparente | +5,20 / +6,03 |
Localisation dans la constellation : Cygne   | |
| Type spectral | K5 V / K7 V |
|---|---|
| Indice B-V | +1,07 /  |
| Variabilité | Supposée /  |
| Vitesse radiale | −64,3 km/s |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = 4 156,93 mas/a μδ = 3 259,39 mas/a |
| Parallaxe | 287,18 ± 1,51 mas |
| Distance |
11,36 ± 0,06 al (3,48 ± 0,02 pc) |
| Magnitude absolue | +7,49 / +8,32 |
| Masse | 0,70 M☉ / 0,63 M☉ |
|---|---|
| Rayon | 0,72 R☉ / 0,67 R☉ |
| Luminosité | 0,086 L☉ / 0,040 L☉ |
| Température | 4 450 K / 4 120 K |
| Âge | > 4,6 × 109 a |
| Composants stellaires |
61 Cygni A 61 Cygni B |
|---|
| Planètes |
Une pour 61 Cygni B (non confirmée) |
|---|
Autres désignations
La volante de Piazzi, 61 Cyg (Flamsteed), GJ 820 A/B, Struve 2758, ADS 14636, GCTP 5077.00[1]
61 Cyg A : V1803 Cyg, HR 8085, HD 201091, BD+38°4343, HIP 104214, SAO 70919, LHS 62[2]
61 Cyg B : HR 8086, HD 201092, BD+38°4344, HIP 104217, NSV 13546, LHS 63[3]
61 Cygni ne doit pas être confondue avec 16 Cygni, autre étoile de la constellation du Cygne tout aussi remarquable mais pour d'autres raisons.
Histoire
Le passé de 61 Cygni demeure très chargé : elle était en effet la première étoile dont on ait mesuré la distance par la méthode de la parallaxe.
En 1753, James Bradley, astronome britannique, découvrit sa nature d'étoile binaire. Puis, en 1806, l'astronome italien Giuseppe Piazzi observa 61 Cygni, ce qui était une occasion bien rêvée pour pouvoir s'entraîner à mesure les distances angulaires, étant entourée d'étoiles faibles. D'où il commença ses mesures angulaires, mais faute de moyen efficace à cette époque-là , obligatoirement avec ses yeux et son micromètre à fil. Puis, après avoir comparé plusieurs mois d'observations minutieuses, il constata que la paire avait bougé de 5 secondes d'arc par rapport aux étoiles d'arrière plan. Il clamera haut et fort la proximité de cette étoile, mais n'était pas capable de calculer sa distance précise.
Friedrich Wilhelm Bessel eut vent de la nouvelle, et il commença les mesures de parallaxe sur 61 Cygni. Grâce à la perfection de sa méthode des parallaxes et aux meilleurs instruments de l'époque construits par Fraunhofer en 1829, il put estimer en 1838 la distance de 61 Cygni à 10,5 années-lumière, pour une parallaxe de 0"31. Il en profita pour publier ses résultats obtenus 15 ans plus tôt sur Alpha Lyrae (Véga) et Alpha Aquilae (Altaïr).
Mouvement propre
Le mouvement propre du système de 61 Cygni est égal visuellement à environ le diamètre de la pleine lune en 150 ans. Ceci est dû, d'une part à sa relative proximité, d'autre part à sa grande vitesse (106 km/s environ)[5].
Système binaire
Les deux étoiles composant le système de 61 Cygni sont de types comparables au Soleil, bien que légèrement plus petites et plus froides. Elles tournent autour d'un barycentre commun en 653,2 années environ. La distance angulaire entre les deux astres est d'environ 30"0 (époque J2000.0), et la paire est bien séparée à partir d'un grossissement de quelques dizaines de fois, parfaitement atteignable par un petit télescope.
Système planétaire
L'analyse de données issues du satellite Gaia a révélé des anomalies dans les orbites des étoiles : elles ne tourneraient pas tout à fait autour de leur centre de masse, et possiblement un peu trop lentement pour leur masse estimée. Ces anomalies pourraient indiquer la présence d'un objet perturbateur en orbite autour de 61 Cygni B[6].
Néanmoins, aucun objet planétaire n'a encore été détecté autour de l'une ou l'autre étoile. L'équipe de l'observatoire McDonald a estimé que si planète il y avait, sa masse serait comprise entre 0,07 et 2,1 fois la masse de Jupiter[7].
Voir aussi
Articles connexes
- Liste d'étoiles proches
- Cygne : Autres curiosités du Cygne
Liens externes
- Redshift 3, données Hipparcos
- Mesetoiles
- SAVAR
- (en) Solstation
- (en) 61 Cygni A sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- (en) 61 Cygni B sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
Notes et références
- (en) * 61 Cyg -- Double or multiple star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- (en) * 61 Cyg A -- Variable of BY Dra type sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- (en) * 61 Cyg B -- Flare Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- En fait l'étoile Groombridge 1830 possède un mouvement propre encore plus important, mais avec une magnitude de +6,4, elle n'est visible à l'œil nu que dans des conditions d'observation extrêmement favorables.
- Vitesse spatiale calculée avec les données de 1911 : la parallaxe de 310 mas donne une distance de 10,5 années-lumière ; mouvement propre total = 5,205 arcsec/an (moyenné) soit 79,4 km/s ; vitesse radiale = -62 km/s. Ceci conduit à une vitesse spatiale en 1911 de km/s. Comparaison avec les données plus précises de 1953 et de 1997 : la parallaxe de 287,18 mas donne 11,36 al et donc une vitesse transversale de 87 km/s ; combinée avec une vitesse radiale de -64 km/s cela conduit à une vitesse spatiale nette de km/s.
- Pierre Kervella, Frédéric Arenou, François Mignard et Frédéric Thévenin, « Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2: Binarity from proper motion anomaly », Astronomy & Astrophysics, vol. 623,‎ , A72 (ISSN 0004-6361 et 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361/201834371, lire en ligne, consulté le )
- Robert A. Wittenmyer, Michael Endl, William D. Cochran et Artie P. Hatzes, « Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program », The Astronomical Journal, vol. 132, no 1,‎ , p. 177–188 (ISSN 0004-6256 et 1538-3881, DOI 10.1086/504942, lire en ligne, consulté le )
