61 Cygni

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Modèle:Infobox Étoile

61 Cygni (V1808 Cyg), dite étoile de Bessel ou étoile volante de Piazzi, est un système binaire de deux étoiles naines orange de classe Modèle:Nobr quasi identiques située dans la constellation du Cygne. Elle est remarquable par son très rapide mouvement propre au sein de notre Galaxie. Sa Modèle:Nobr qui la rend visible 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[1].

61 Cygni ne doit pas être confondue avec Modèle:Nobr, 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 Modèle:Nobr, ce qui était une occasion rêvée pour pouvoir s'entraîner à mesurer les distances angulaires, étant entourée d'étoiles faibles. Il commença donc ses mesures angulaires, mais faute de moyen efficace à cette époque-là, uniquement à l'œil nu et un micromètre à fil. Puis, après avoir comparé ses observations sur plusieurs mois, il constata que la paire avait bougé de Modèle:Nobr 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 Modèle:Nobr. 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 Modèle:Nobr à Modèle:Nobr, pour une Modèle:Nobr. Il en profita pour publier ses résultats obtenus quinze ans plus tôt sur Modèle:Nobr (Véga) et Modèle:Nobr (Altaïr).

Mouvement propre

Le mouvement propre du système de Modèle:Nobr est égal visuellement à environ le diamètre de la pleine lune en Modèle:Nobr. Ceci est dû, d'une part à sa relative proximité, d'autre part à sa grande vitesse (Modèle:Nobr environ)[2].

Système binaire

Les deux étoiles composant le système de Modèle:Nobr sont de type comparable au Soleil, bien que légèrement plus petites et plus froides. Elles tournent autour d'un barycentre commun en Modèle:Nobr environ. La distance angulaire entre les deux astres est Modèle:Nobr (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 Modèle:Nobr.

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 Modèle:Nobr et Modèle:Nobr la masse de Jupiter[3].

Voir aussi

Articles connexes

Liens externes

Notes et références

Modèle:Références

Modèle:Palette Modèle:Portail

  1. ↑ 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.
  2. ↑ Vitesse spatiale calculée avec les données de 1911 : la parallaxe de Modèle:Nobr donne une distance de Modèle:Nobr ; mouvement propre total = 5,205 arcsec/an (moyenné) soit Modèle:Nobr ; vitess radiale = -62 km/s. Ceci conduit à une vitesse spatiale en 1911 de Modèle:Nobr. Comparaison avec les données plus précises de 1953 et de 1997 : la parallaxe de Modèle:Nobr donne Modèle:Nobr et donc une vitesse transversale Modèle:Nobr ; combinée avec une vitesse Modèle:Nobr cela conduit à une vitesse spatiale nette de Modèle:Nobr.
  3. ↑ Modèle:Article.
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