Mở trình đơn chính

61 Cygni /ˈsɪɡni/ là một sao đôi hệ thống trong chòm sao Cygnus, bao gồm một cặp sao lùn loại K quay quanh với nhau theo một quỹ đạo trong một thời gian khoảng 659 năm.Với cường độ rõ ràng lần lượt là 5,20 và 6,05, chúng có thể được nhìn thấy bằng ống nhòm trên bầu trời thành phố hoặc bằng mắt thường ở khu vực nông thôn mà không bị quang hóa.

61 Cygni lần đầu tiên thu hút sự chú ý của các nhà thiên văn học khi chuyển động lớn thích hợp của nó lần đầu tiên được Giuseppe Piazzi chứng minh vào năm 1804. Năm 1838, Friedrich Bessel đo khoảng cách từ Trái đất vào khoảng 10,4 năm ánh sáng, rất gần với giá trị thực tế khoảng 11,4 năm ánh sáng; đây là ước tính khoảng cách đầu tiên cho bất kỳ ngôi sao nào khác ngoài Mặt trời và là ngôi sao đầu tiên được đo thị sai sao. Trong số tất cả các ngôi sao hoặc hệ sao được liệt kê trong Danh mục Hipparcos hiện đại, 61 Cygni có chuyển động phù hợp cao thứ bảy và cao nhất trong số tất cả các sao hoặc hệ thống có thể nhìn thấy.[1]

Trong suốt thế kỷ XX, một số nhà thiên văn học khác đã báo cáo bằng chứng về một hành tinh khổng lồ quay quanh một trong hai ngôi sao, nhưng các quan sát vận tốc xuyên tâm chính xác cao gần đây đã cho thấy rằng tất cả các tuyên bố như vậy là không có cơ sở.[2] Cho đến nay, không có hành tinh nào được xác nhận trong hệ thống sao này.

Đặt tênSửa đổi

61 Cygni tương đối mờ, vì vậy nó không xuất hiện trên bản đồ sao cổ, và cũng không được đặt tên ở phương tây [3] hoặc các hệ thống của Trung Quốc.[4]

Cái tên "61 Cygni" là một phần của tên gọi Ngọn lửa được gán cho các ngôi sao. Theo sơ đồ chỉ định này, được John Flamsteed nghĩ ra để phân loại các quan sát của mình, các ngôi sao của một chòm sao cụ thể được đánh số theo thứ tự thăng thiên phải, không phải bằng chữ Hy Lạp như chỉ định của Bayer.[5][6] Ngôi sao không xuất hiện dưới cái tên đó trong Flasteed's Historia Coelestis Britannica,[7] mặc dù đã được ông tuyên bố rằng 61 Cygni thực sự tương ứng với cái mà ông gọi là 85 Cygni trong phiên bản 1712.[8] Nó cũng được gọi là "Ngôi sao của tàu" hay "Ngôi sao bay của Piazzi".[9][10]

Lịch sử quan sátSửa đổi

Những quan sát đầu tiênSửa đổi

Lần quan sát đầu tiên được ghi lại về hệ thống sao sử dụng các dụng cụ quang học được James Bradley thực hiện vào ngày 25 tháng 9 năm 1753, khi ông nhận thấy rằng đó là một ngôi sao đôi. William Herschel bắt đầu quan sát có hệ thống về 61 Cygni như một phần của một nghiên cứu rộng hơn về các ngôi sao nhị phân. Những quan sát của ông đã dẫn đến kết luận rằng các ngôi sao nhị phân được phân tách đủ để chúng thể hiện các chuyển động khác nhau trong thị sai trong năm và hy vọng sử dụng điều này như một cách để đo khoảng cách đến các ngôi sao.[11]

 
61 Cygni cho thấy chuyển động thích hợp trong khoảng thời gian một năm.

Năm 1792, Giuseppe Piazzi nhận thấy chuyển động phù hợp cao khi ông so sánh các quan sát riêng mình về 61 Cygni với Bradley, được thực hiện 40 năm trước. Điều này dẫn đến sự quan tâm đáng kể đến 61 Cygni bởi các nhà thiên văn học đương đại và sự quan sát liên tục của nó kể từ ngày đó.[11] Các phép đo lặp đi lặp lại của Piazzi đã dẫn đến một giá trị dứt khoát của chuyển động của nó, được xuất bản vào năm 1804.[12][13] Chính trong hồ sơ này, ông đã đặt tên cho hệ thống là "Ngôi sao bay".[14]

Piazzi lưu ý rằng chuyển động này có nghĩa là nó có thể là một trong những ngôi sao gần nhất và cho rằng nó sẽ là ứng cử viên chính cho nỗ lực xác định khoảng cách của nó thông qua các phép đo thị sai, cùng với hai khả năng khác là Delta EridaniMu Cassiopeiae.[13]

Đo thị saiSửa đổi

Một số nhà thiên văn học đã sớm nhận nhiệm vụ, bao gồm cả những nỗ lực của François AragoClaude-Louis Mathieu vào năm 1812, người đã ghi lại thị sai ở mức 500   milliarcseconds (mas) và Christian Heinrich Friedrich Peters đã sử dụng dữ liệu của Arago để tính giá trị 550   mas. Peters đã tính toán một giá trị tốt hơn dựa trên những quan sát của Bernhard von Lindenau tại Seeburg trong khoảng thời gian từ 1812 đến 1814; ông đã tính toán nó là 470 ± 510   mas. Von Lindenau đã lưu ý rằng ông không thấy thị sai, và như Friedrich Georg Wilhelm von Struve đã chỉ ra sau loạt thử nghiệm của riêng ông trong khoảng thời gian từ 1818 đến 1821, tất cả những con số này đều chính xác hơn độ chính xác của nhạc cụ được sử dụng.[11]

Friedrich Wilhelm Bessel đã có một đóng góp đáng chú ý vào năm 1812 khi ông sử dụng một phương pháp khác để đo khoảng cách. Giả sử chu kỳ quỹ đạo của hai ngôi sao trong nhị phân là 400 năm, ông ước tính khoảng cách giữa hai ngôi sao này sẽ cần, và sau đó đo khoảng cách góc giữa các ngôi sao. Điều này dẫn đến giá trị 460 mas. Sau đó, ông đã theo dõi điều này bằng các phép đo thị sai trực tiếp trong một loạt các quan sát trong khoảng thời gian từ 1815 đến 1816, so sánh nó với sáu ngôi sao khác. Hai bộ số đo tạo ra các giá trị là 760 và 1320 mas. Tất cả những ước tính này, giống như những nỗ lực trước đó của người khác, vẫn giữ được độ không chính xác lớn hơn các phép đo.[11]

Khi Joseph von Fraunhofer phát minh ra một loại máy đo điện thế mới, Bessel đã thực hiện một bộ phép đo khác sử dụng thiết bị này vào năm 1837 và 1838 tại Königsberg. Ông đã công bố phát hiện của mình vào năm 1838 với giá trị 369,0 ± 19,1   mas đến A và 260,5 ± 18,8 đến B, và ước tính điểm trung tâm ở mức 313,6 ± 13,6. Điều này tương ứng với khoảng cách khoảng 600.000 đơn vị thiên văn, hoặc khoảng 10,4 năm ánh sáng. Đây là phép đo trực tiếp và đáng tin cậy đầu tiên về khoảng cách đến một ngôi sao khác ngoài Mặt trời.[11][15] Phép đo của ông được công bố chỉ một thời gian ngắn trước khi phép đo thị sai tương tự của Vega của Friedrich Georg Wilhelm von StruveAlpha Centauri của Thomas Henderson cùng năm đó.[16] Bessel tiếp tục thực hiện các phép đo bổ sung tại Königsberg, xuất bản tổng cộng bốn lần chạy quan sát hoàn chỉnh, lần cuối cùng vào năm 1868. Điểm tốt nhất trong số này đặt điểm trung tâm ở 360,2 ± 12,1 mas, được thực hiện trong các quan sát vào năm 1849.[11] Giá trị này gần với giá trị hiện được chấp nhận là 287,18 mas (năng suất 11,36 năm ánh sáng).[17]

Chỉ vài năm sau phép đo của Bessel, vào năm 1842, Friedrich Wilhelm Argelander đã lưu ý rằng Groombridge 1830 có chuyển động phù hợp thậm chí còn lớn hơn và 61 Cygni trở thành cao thứ hai được biết đến. Sau đó, nó đã được chuyển xuống danh sách của Kapteyn's StarSao Barnard. 61 Cygni có chuyển động thích hợp cao thứ bảy trong tất cả các hệ sao được liệt kê trong Danh mục Hipparcos hiện đại, nhưng vẫn giữ danh hiệu chuyển động phù hợp cao nhất trong số các ngôi sao có thể nhìn thấy.[1]

Quan sát nhị phânSửa đổi

Do sự phân tách góc rộng giữa 61 Cygni A và B và chuyển động quỹ đạo chậm tương ứng, ban đầu, không rõ liệu hai ngôi sao trong hệ thống 61 Cygni là một hệ thống hấp dẫn hay chỉ đơn giản là một vị trí kề nhau của các ngôi sao.[18] von Struve lần đầu tiên lập luận về tình trạng của nó như là một nhị phân vào năm 1830, nhưng vấn đề vẫn còn bỏ ngỏ.[18]

Tuy nhiên, đến năm 1917, sự khác biệt về thị sai đo được chứng minh rằng sự phân tách ít hơn đáng kể.[19] Bản chất nhị phân của hệ thống này đã rõ ràng vào năm 1934 và các yếu tố quỹ đạo đã được công bố.[20]

Năm 1911, Benjamin Boss đã công bố dữ liệu chỉ ra rằng hệ thống 61 Cygni là thành viên của một nhóm các ngôi sao hài hước.[21] Nhóm này chứa 61 Cygni sau đó đã được mở rộng để bao gồm 26 thành viên tiềm năng. Các thành viên có thể bao gồm Beta Columbiaae, Pi Mensae, 14 Tauri68 Virginis. Vận tốc không gian của nhóm sao này dao động từ 105 đến 11 km / s so với Mặt trời.[22][23]

Các quan sát được thực hiện bởi các chương trình tìm kiếm hành tinh cho thấy cả hai thành phần đều có xu hướng tuyến tính mạnh trong các phép đo vận tốc hướng tâm.[24]

Quan sátSửa đổi

Một người quan sát sử dụng ống nhòm 7 × 50 có thể tìm thấy 61 Cygni hai trường hai mắt ở phía đông nam của ngôi sao sáng Deneb. Sự phân tách góc của hai ngôi sao lớn hơn một chút so với kích thước góc của Sao Thổ (16 Lại20).[25] Vì vậy, trong điều kiện quan sát lý tưởng, hệ thống nhị phân có thể được giải quyết bằng kính viễn vọng với 7   khẩu độ mm.[note 1] Điều này cũng nằm trong khả năng khẩu độ của ống nhòm điển hình, mặc dù để giải quyết nhị phân, chúng cần có giá đỡ ổn định và độ phóng đại gấp 10 lần. Với khoảng cách 28 giây giây giữa các sao thành phần, độ phóng đại 10 × sẽ cho phép phân tách rõ ràng 280 giây giây, vượt quá giới hạn độ phân giải mắt thường được xem là 4 phút hoặc 240 giây.[26]

Tính chấtSửa đổi

Mặc dù có vẻ như là một ngôi sao duy nhất bằng mắt thường, 61 Cygni là một hệ sao nhị phân tách biệt rộng rãi, bao gồm hai ngôi sao dãy chính K (màu cam), sáng hơn 61 Cygni A và mờ hơn 61 Cygni B, có cường độ rõ ràng lần lượt là 5,2 và 6,1. Cả hai dường như là những ngôi sao đĩa cũ,[27][28] với tuổi ước tính lớn hơn Mặt trời. Ở khoảng cách chỉ hơn 11 năm ánh sáng, đây là hệ sao được biết đến gần thứ 15 nhất trên Trái đất (không bao gồm Mặt trời). 61 Cygni A là ngôi sao gần thứ tư có thể nhìn thấy bằng mắt thường đối với các nhà quan sát phía bắc vĩ độ trung bình, sau Sirius, Epsilon EridaniProcyon A. [29] Hệ thống này sẽ thực hiện cách tiếp cận gần nhất với khoảng 20.000 công nguyên, khi tách khỏi Mặt trời sẽ khoảng 9 năm ánh sáng. Nhỏ hơn và mờ hơn Mặt trời, 61 Cygni A có khoảng 70% khối lượng mặt trời, 72% đường kính và khoảng 8,5% độ sáng của nó và 61 Cygni B có khoảng 63% khối lượng mặt trời, 67% đường kính của nó, và 3,9% độ sáng của nó.[30] 61 Sự ổn định lâu dài của Cygni A dẫn đến việc nó được chọn là "ngôi sao neo" trong hệ thống phân loại của MorganTHER Keenan (MK) vào năm 1943, đóng vai trò là "điểm neo" của K5 V kể từ thời điểm đó.[31] Bắt đầu từ năm 1953, 61 Cygni B đã được coi là một ngôi sao tiêu chuẩn K7 V (Johnson & Morgan 1953,[32] Keenan & McNeil 1989 [33]).

 
So sánh kích thước giữa Mặt trời (trái), 61 Cygni A (dưới) và 61 Cygni B (phía trên bên phải).

61 Cygni A là một ngôi sao biến số Draconis điển hình được chỉ định là V1804 Cyg trong khi 61 Cygni B là một ngôi sao cháy có tên HD 201092 với cường độ thay đổi lần lượt là 5,21 V và 6,03.[34] Hai ngôi sao quay quanh barycenter chung của chúng trong khoảng thời gian 659 năm, với khoảng cách trung bình khoảng 84 AU 84 lần cách biệt giữa Trái đất và Mặt trời. Độ lệch quỹ đạo tương đối lớn của 0,48 có nghĩa là hai ngôi sao cách nhau khoảng 44 AU tại periaps và 124 AU tại apoapsis.[note 2] Quỹ đạo nhàn nhã của cặp sao đôi này đã gây khó khăn cho việc xác định khối lượng tương ứng của chúng và độ chính xác của các giá trị này vẫn còn gây tranh cãi. Trong tương lai vấn đề này có thể được giải quyết thông qua việc sử dụng các asteroseismology.[35] 61 Cygni A có khối lượng lớn hơn khoảng 11% so với 61 Cygni B.[29]

Hệ thống có chu kỳ hoạt động rõ rệt hơn nhiều so với chu kỳ vết đen mặt trời. Đây là một chu kỳ hoạt động phức tạp thay đổi trong khoảng thời gian khoảng 7,5 ± 1,7   năm [36][37] Hoạt động của vết đen kết hợp với hoạt động quay và hoạt động của vũ trụ là một đặc điểm của biến thể BY Draconis. Do xoay vòng vi sai, chu kỳ quay bề mặt của ngôi sao này thay đổi theo vĩ độ từ 27 đến 45 ngày, với thời gian trung bình là 35 ngày.[38]

 
Chuyển động quỹ đạo của thành phần B so với thành phần A nhìn từ Trái đất cũng như sự xuất hiện thực sự từ góc nhìn trực diện. Các bước thời gian là khoảng 10 năm.

Sự thoát ra của gió sao từ thành phần A tạo ra bong bóng trong đám mây liên sao cục bộ. Theo hướng chuyển động của ngôi sao trong Dải Ngân hà, điều này mở rộng ra khoảng cách 30 AU, hoặc khoảng khoảng cách quỹ đạo của Sao Hải Vương từ Mặt trời. Giá trị này thấp hơn khoảng cách giữa hai thành phần của 61 Cygni và do đó hai thành phần này không có chung một bầu không khí chung. Sự nhỏ gọn của astrosphere có thể là do dòng chảy khối lượng thấp và vận tốc tương đối cao qua môi trường liên sao.[39]

61 Cygni B hiển thị một mô hình biến đổi hỗn loạn hơn A, với các pháo sáng ngắn hạn đáng kể. Có chu kỳ hoạt động 11,7 năm trong chu kỳ hoạt động chung của B.[37] Cả hai ngôi sao đều thể hiện hoạt động bùng phát của sao, nhưng tầng quyển của B hoạt động mạnh hơn 25% so với 61 Cygni A.[40], thời gian quay thay đổi theo vĩ độ từ 32 đến 47 ngày, với thời gian trung bình là 38 ngày.[38]

Có một số bất đồng về thời đại tiến hóa của hệ thống này. Dữ liệu động học cho ước tính tuổi khoảng 10 tỉ. Kỹ thuật hóa học, hoặc xác định tuổi của một ngôi sao dựa trên vòng quay và màu sắc của nó, dẫn đến tuổi trung bình là 2.0 ±0.2 Gyr. Độ tuổi dựa trên hoạt động của vũ trụ đối với A và B là 2,36   Gyr và 3,75   Gyr, tương ứng. Cuối cùng, ước tính tuổi bằng phương pháp isochrone, bao gồm việc gắn các ngôi sao vào các mô hình tiến hóa, mang lại giới hạn trên là 0,44   Gyr và 0,68   Gyr.[41] Tuy nhiên, một mô hình tiến hóa năm 2008 sử dụng mã CESAM2k từ Đài thiên văn Côte d' zur đưa ra ước tính tuổi là 6.0 ±1.0 Gyr cho cặp này.[35]

Hệ thống hành tinhSửa đổi

Trong những dịp khác nhau, người ta đã tuyên bố rằng 61 Cygni có thể đã không nhìn thấy những người bạn đồng hành có khối lượng thấp, các hành tinh hoặc một sao lùn nâu. Kaj Strand của Đài thiên văn Sproul, dưới sự chỉ đạo của Peter van de Kamp, đã đưa ra tuyên bố đầu tiên vào năm 1942 bằng cách sử dụng các quan sát để phát hiện các biến thể nhỏ nhưng có hệ thống trong các chuyển động quỹ đạo của 61 Cygni A và B. Những nhiễu loạn này cho thấy cơ thể thứ ba khoảng 16 khối sao Mộc phải quay quanh 61 Cygni A.[42] báo cáo về cơ thể thứ ba này là nguồn cảm hứng cho tiểu thuyết khoa học viễn tưởng năm 1953 của Hal Clement, Mission of Gravity.[43] Năm 1957, van de Kamp đã thu hẹp sự không chắc chắn của mình, cho rằng vật thể này có khối lượng gấp 8 lần Sao Mộc, thời gian quỹ đạo tính toán là 4,8   năm và trục bán chính 2,4   AU, nơi 1   AU là khoảng cách trung bình từ Trái đất đến Mặt trời.[44] Vào năm 1977, các nhà thiên văn học Liên Xô tại Đài thiên văn Pulkovo gần Saint Petersburg đã đề xuất rằng hệ thống này bao gồm ba hành tinh: hai hành tinh khổng lồ với sáu và mười hai khối sao Mộc xung quanh 61 Cyg A,[45] và một hành tinh khổng lồ với bảy khối sao Mộc quanh 61 Cygni B.[46]

Năm 1978, Wulff-Dieter Heintz thuộc Đài quan sát Sproul đã chứng minh rằng những tuyên bố này là giả mạo, vì họ không thể phát hiện bất kỳ bằng chứng nào về chuyển động như vậy xuống tới sáu phần trăm khối lượng Mặt trời tương đương với khoảng 60 lần khối lượng Sao Mộc.[47][48]

Vùng tồn tại sư sống của 61 Cygni A, được định nghĩa là các vị trí có thể có nước lỏng trên một hành tinh giống Trái đất, là 0,26 - 0.58 AU. Đối với 61 Cygni B, vùng có thể ở được là 0,24 - 0.50 AU.[49]

Tinh chỉnh ranh giới hành tinhSửa đổi

Do không có vật thể hành tinh nào được phát hiện xung quanh một trong hai ngôi sao cho đến nay, nhóm quan sát McDonald đã đặt ra giới hạn cho sự hiện diện của một hoặc nhiều hành tinh quanh 61 Cygni A và 61 Cygni B với khối lượng từ 0,07 đến 2,1   Khối lượng sao Mộc và khoảng cách trung bình kéo dài từ 0,05 đến 5,2 AU.[50]

Do sự gần gũi của hệ thống này với Mặt trời, nó là mục tiêu quan tâm thường xuyên của các nhà thiên văn học. Cả hai ngôi sao đều được NASA chọn làm mục tiêu "Cấp 1" cho Nhiệm vụ a không gian quang được đề xuất.[51] Nhiệm vụ này có khả năng phát hiện các hành tinh chỉ với 3 lần khối lượng của Trái đất với khoảng cách quỹ đạo là 2  AU từ ngôi sao.

Các phép đo của hệ thống này dường như đã phát hiện ra sự dư thừa của bức xạ hồng ngoại xa, vượt xa những gì được phát ra từ các ngôi sao. Sự dư thừa như vậy đôi khi được liên kết với một đĩa bụi, nhưng trong trường hợp này, nó nằm đủ gần với một hoặc cả hai ngôi sao mà nó chưa được giải quyết bằng kính viễn vọng.[52] Một nghiên cứu năm 2011 sử dụng Keck Interferometer Nuller đã không phát hiện ra bất kỳ bụi ngoài hành tinh nào xung quanh 61 Cygni A.[53]

Xem thêmSửa đổi

Chú thíchSửa đổi

  1. ^ Theo tiêu chí Rayleigh: Không thể phân tích cú pháp (lỗi cú pháp): {\displaystyle <mrow class="MJX-TeXAtom-ORD"><mstyle scriptlevel="0" displaystyle="true"><mrow class="MJX-TeXAtom-ORD"><mstyle scriptlevel="1"><mtable rowspacing=".2em" displaystyle="false"><mtr><mtd><msub><mi> <math>\begin{smallmatrix}\alpha_R\ =\ \frac{138}{D}\end{smallmatrix}} </mi><mrow class="MJX-TeXAtom-ORD"><mi>   </mi></mrow></msub><mo>   </mo><mrow class="MJX-TeXAtom-ORD"><mfrac><mn>   </mn><mi>   </mi></mfrac></mrow></mtd></mtr></mtable></mstyle></mrow></mstyle></mrow> </math>    </img>  mm.
  2. ^ Tại periapsis: Không thể phân tích cú pháp (lỗi cú pháp): {\displaystyle <mrow class="MJX-TeXAtom-ORD"><mstyle scriptlevel="0" displaystyle="true"><mrow class="MJX-TeXAtom-ORD"><mstyle scriptlevel="1"><mtable rowspacing=".2em" displaystyle="false"><mtr><mtd><msub><mi> <math>\begin{smallmatrix}r_{per}\ =\ (1\ -\ e)\cdot a\ \approx\ 44\end{smallmatrix}} </mi><mrow class="MJX-TeXAtom-ORD"><mi>   </mi><mi>   </mi><mi>   </mi></mrow></msub><mo>   </mo><mo stretchy="false">   </mo><mn>   </mn><mo>   </mo><mi>   </mi><mo stretchy="false">   </mo><mo>   </mo><mi>   </mi><mo>   </mo><mn>   </mn></mtd></mtr></mtable></mstyle></mrow></mstyle></mrow> </math>    </img>  À

    Tại apoapsis: Không thể phân tích cú pháp (lỗi cú pháp): {\displaystyle <mrow class="MJX-TeXAtom-ORD"><mstyle scriptlevel="0" displaystyle="true"><mrow class="MJX-TeXAtom-ORD"><mstyle scriptlevel="1"><mtable rowspacing=".2em" displaystyle="false"><mtr><mtd><msub><mi> <math>\begin{smallmatrix}r_{ap}\ =\ (1\ +\ e)\cdot a\ \approx\ 124\end{smallmatrix}} </mi><mrow class="MJX-TeXAtom-ORD"><mi>   </mi><mi>   </mi></mrow></msub><mo>   </mo><mo stretchy="false">   </mo><mn>   </mn><mo>   </mo><mi>   </mi><mo stretchy="false">   </mo><mo>   </mo><mi>   </mi><mo>   </mo><mn>   </mn></mtd></mtr></mtable></mstyle></mrow></mstyle></mrow> </math>    </img>  À

Tham khảoSửa đổi

  1. ^ a ă Staff (6 tháng 7 năm 2007). “High Proper Motion Stars: Interesting Areas to View”. ESA. Truy cập ngày 14 tháng 6 năm 2015. 
  2. ^ Lỗi chú thích: Thẻ <ref> sai; không có nội dung trong thẻ ref có tên Wittenmyer2006
  3. ^ Allen, Richard Hinckley (2003). Star Names and Their Meanings. Kessinger. tr. 219. ISBN 978076614028-8. 
  4. ^ Sun, Xiaochun; Kistemaker, Jacob (1997). The Chinese Sky During the Han: Constellating Stars and Society. Brill. Bibcode:1997csdh.book.....S. ISBN 9789004107373. 
  5. ^ “Naming Objects Outside the Solar System-Stars”. IAU. Truy cập ngày 3 tháng 2 năm 2019. 
  6. ^ Kaler, Jim (8 tháng 7 năm 2009). “61 Cygni”. Stars. Truy cập ngày 3 tháng 2 năm 2019. 
  7. ^ Flamsteed, John (1725). Historia Coelestis Britannica. Meere. tr. 5. 
  8. ^ Dibon-Smith, Richard (1998). The Flamsteed Collection. Clear Skies. tr. xi. 
  9. ^ “61 Cyg (Piazzi's Flying Star)”. Science&Space News. Bản gốc lưu trữ ngày 4 tháng 2 năm 2019. Truy cập ngày 20 tháng 2 năm 2019. 
  10. ^ Covington, Michael (26 tháng 9 năm 2002). Celestial Objects for Modern Telescopes: Practical Amateur Astronomy. Cambridge University Press. ISBN 9780521524193. 
  11. ^ a ă â b c d Hopkins, Mary Murray (1 tháng 11 năm 1916). “The Parallax of 61 Cygni”. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada: 498–504. Bibcode:1916JRASC..10..498H. 
  12. ^ 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. tr. 111. 
  13. ^ a ă Fodera-Serio, G. (1990). “Giuseppe Piazzi and the Discovery of the Proper Motion of 61-Cygni”. Journal for the History of Astronomy (bằng tiếng Latin) 21 (3): 275–282. Bibcode:1990JHA....21..275F. doi:10.1177/002182869002100302. 
  14. ^ Hirshfeld, Alan (2001). Parallax: The Race to Measure the Cosmos. Macmillan. ISBN 978-0716737117. 
  15. ^ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine. “Friedrich Wilhelm Bessel”. Students for the Exploration and Development of Space. Bản gốc lưu trữ ngày 4 tháng 2 năm 2012. Truy cập ngày 3 tháng 4 năm 2009. 
  16. ^ Hughes, Stefan (2012). Catchers of the Light. ArtDeCiel Publishing. tr. 702. ISBN 9781620509616. 
  17. ^ 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 (bằng tiếng Đức) 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 
  18. ^ a ă 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. 
  19. ^ 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
  20. ^ Baize, P. (1950). “Second catalogue d'orbites d'Etoiles Doubles visuelles” [Second catalog of orbits of visual double stars]. Journal des Observateurs (bằng tiếng Pháp) 33: 1–31. Bibcode:1950JO.....33....1B. —on page 19, the authority is listed as Zagar (1934).
  21. ^ 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. 
  22. ^ 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.
  23. ^ Sol Company. “System Summary Pi Mensae”. Sol Company. Truy cập ngày 1 tháng 5 năm 2015. 
  24. ^ Howard, Andrew W.; Fulton, Benjamin J. (2016). "Giới hạn đối với các đồng hành hành tinh từ các khảo sát Doppler của các ngôi sao gần đó". Ấn phẩm của Hiệp hội Thiên văn Thái Bình Dương. 128 (969). 114401. arXiv: 1606.03134. Mã số: 2016PASP..128k4401H. đổi: 10.1088 / 1538-3873 / 128/969/114401.
  25. ^ Espenak, Fred (25 tháng 7 năm 1996). “Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006”. NASA. Truy cập ngày 3 tháng 2 năm 2019. 
  26. ^ Adler, Alan (26 tháng 7 năm 2006). “More Pretty Double Stars”. SAT.com. Sky and Telescope. Truy cập ngày 3 tháng 2 năm 2019. 
  27. ^ 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. 
  28. ^ Chú thích trống (trợ giúp) 
  29. ^ a ă Nhân viên (7 tháng 8 năm 2007), Tuyên bố sứ mệnh RECONS, Hiệp hội nghiên cứu về các ngôi sao lân cận, Đại học bang Georgia, được lưu trữ từ bản gốc vào ngày 1 tháng 1 năm 2012 , lấy ra ngày 11 tháng 2 năm 2019 Lỗi chú thích: Thẻ <ref> không hợp lệ: tên “RECONS” được định rõ nhiều lần, mỗi lần có nội dung khác
  30. ^ Nave, Rod. “61 Cygni”. HyperPhysics. Truy cập ngày 3 tháng 2 năm 2019. 
  31. ^ Garrison, RF (tháng 12 năm 1993), "Điểm neo cho hệ thống phân loại quang phổ MK", Bản tin của Hiệp hội Thiên văn học Hoa Kỳ, 25: 1319, Bibcode: 1993AAS... 183,1710G , lấy ra ngày 4 tháng 2 năm 2012
  32. ^ 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. 
  33. ^ Keenan, P. C.; McNeil, R. C. (tháng 10 năm 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. 
  34. ^ “SIMBAD Query Result : HD 201092”. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Truy cập ngày 3 tháng 2 năm 2019. 
  35. ^ a ă Kervella, P.; Mérand, A.; Pichon, B.; Thévenin, F.; Heiter, U.; Bigot, L.; Mười Brummelaar, TA; McAlister, HA; Ridgway, ST; Turner, N. (tháng 9 năm 2008), "Các bán kính của K5V gần đó và K7V ngôi sao 61 Cygni A & B. Chara / Fluor giao thoa và mô hình hóa CESAM2k", Astronomy and Astrophysics, 488 (2): 667-674, arXiv: 0.806,4049, bibcode: 2008a & A... 488..667K, doi: 10,1051 / 0004-6361: 200.810.080 Lỗi chú thích: Thẻ <ref> không hợp lệ: tên “aaa488” được định rõ nhiều lần, mỗi lần có nội dung khác
  36. ^ 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. 
  37. ^ a ă 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. 
  38. ^ a ă Böhm-Vitense, Erika (Tháng 3 năm 2007), "Hoạt động Chromospheric trong G và K Main-Chuỗi Stars, và những gì nó cho chúng ta biết về Stellar dynamo", The Astrophysical Journal, 657 (1): 486-493, bibcode: 2007ApJ...657..486B, doi: 10,1086 / 510.482 Lỗi chú thích: Thẻ <ref> không hợp lệ: tên “apj657” được định rõ nhiều lần, mỗi lần có nội dung khác
  39. ^ Wood, Brian E.; Müller, Hans-Reinhard; Zank, Gary P.; Linsky, Jeffrey L. (tháng 7 năm 2002). “Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity”. The Astrophysical Journal 574 (1): 412–425. Bibcode:2002ApJ...574..412W. arXiv:astro-ph/0203437. doi:10.1086/340797. 
  40. ^ 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. 
  41. ^ Barnes, Sydney A. (tháng 11 năm 2007). “Ages for Illustrative Field Stars Using Gyrochronology: Viability, Limitations, and Errors”. The Astrophysical Journal 669 (2): 1167–1189. Bibcode:2007ApJ...669.1167B. arXiv:0704.3068. doi:10.1086/519295. 
  42. ^ 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. 
  43. ^ Darrell Schweitzer; Theodore Sturgeon; Alfred Bester (2009). Science Fiction Voices #1. Wildside Press LLC. tr. 64. ISBN 9781434407849. Truy cập ngày 3 tháng 2 năm 2019. 
  44. ^ Strand, K. Aa. (1957). “The orbital motion of 61 Cygni”. The Astronomical Journal 62: 35. Bibcode:1957AJ.....62Q..35S. doi:10.1086/107588. 
  45. ^ Cumming, A.; Marcy, G. W.; Butler, R. P. (1999). “The Lick planet search: detectability and mass thresholds”. Astrophysical Journal 526 (2): 890–915. Bibcode:1999ApJ...526..890C. arXiv:astro-ph/9906466. doi:10.1086/308020. 
  46. ^ Deich, A. N. (1977). “Invisible companions of the binary star 61 Cygni”. [Soviet Astronomy] 21: 182–188. Bibcode:1977SvA....21..182D. 
  47. ^ Heintz, W. D. (1978). “Reexamination of suspected unresolved binaries”. The Astrophysical Journal 220: 931–934. Bibcode:1978ApJ...220..931H. doi:10.1086/155982. 
  48. ^ 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. 
  49. ^ The Solar Neighborhood XXIX: The Habitable Real Estate of Our Nearest Stellar Neighbors 
  50. ^ Wittenmyer, R. A.; Endl, M.; Cochran, W.D.; Hatzes, A.; Walker, G. A. H.; Yang, S. L. S.; Paulson, D. B. (tháng 5 năm 2006). “Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program”. The Astronomical Journal 132 (1): 177–188. Bibcode:2006AJ....132..177W. arXiv:astro-ph/0604171. doi:10.1086/504942. 
  51. ^ McCarthy, Christopher (2005). “SIM Planet Search Tier 1 Target Stars”. San Francisco State University. Bản gốc lưu trữ ngày 4 tháng 8 năm 2007. Truy cập ngày 23 tháng 7 năm 2007. 
  52. ^ 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. Bibcode:1998PASP..110.1336K. arXiv:astro-ph/0002040. doi:10.1086/316267. 
  53. ^ Chú thích trống (trợ giúp)  See Table 5, p. 58.

Liên kết ngoàiSửa đổi