16 Лебед

16 Лебед — Флемстидова ознака на троен ѕвезден систем на приближно 69 светлосни години од Земјата во соѕвездиетоЛебед. Се состои од две ѕвезди налик на Сонцето, жолти џуџиња, 16 Лебед A и 16 Лебед B, заедно со црвеното џуџе, 16 Лебед C. Во 1996 година забележана е вонсончева планета во занесена орбита околу 16 Лебед B.

Паралаксата на двете ѕвезди била измерена на двете сјајни ѕвезди како дел од астрометриската мисија Хипаркос. Добиена е вредност од 47,44 лачни милисекунди за 16 Лебед A^[1] и 47,14 лачни милисекунди за 16 Лебед B.^[1] Бидејќи двете ѕвезди се во заемодејство, логично е да се претпостави дека се наоѓаат на исто растојание, па различните вредности за паралаксата се резултат на експерименталната грешка (навистина, кога ќе се земат предвид придружните грешки во мерењето на паралаксата, вредностите се преклопуваат). Користејќи ја паралаксата на составницата A, растојанието е 21,1 парсек. Паралаксата на составницата B е пак еднаква на растојание од 21,2 парсеци.

16 Лебед е подреден троен систем. Ѕвездите A и C образувааат близок двоен систем на предвидено растојание од 73 ае.^[6] Орбиталните елементи на парот A–C моментално се непознати. На растојание од 860 ае од A е третата компонета на системот означена како 16 Лебед B.Орбитата на B релативно во однос на парот A–C е определена во 1999 година и не е премерена (од јуни 2007 година ): можните орбити се движат со период од 18.200 до 1,3 милиони години, со голема полуоска од 877 до 15.180 ае. Дополнително B е во орбита со наклон помеѓу 100 и 160 степени,во однос на полот на парот A–C на наќин што 90 степени е елипса.^[7]

И 16 Лебед A и 16 Лебед B се ѕвезди жолти џуџиња слични на Сонцето. Нивните спектрални типови се G1.5V и G3V,^[8] при што A малку потопла од Сонцето, а пак B нешто поладна. Системот бил во полето на набљудување на мисијата Кеплер, која собрала многу прецизни фотометриски податоци за ѕвездите. Од овие мерења, направени се астеросеизмолошки модели од кои е добиено дека масите се 1,08 и 1,04 пати поголеми од онаа на Сонцето за 16 Лебед A и 16 Лебед B соодветно, и старост која се проценува на 7 милијарди години.^[3] Системот е исто така набљудуван со употреба на интерферометрија, со што е определен аголниот пречник на секоја од ѕвездите.^[9] Аголните пречници заедно со астеросеизмологиските модели биле искористени за определување на полупречници за 1,229 и 1,116 пати поголеми од Сончевиот полупречник за составниците A и B соодветно.^[3]

И покрај тоа што се претпоставува дека се на иста старост и го имаат истиот првичен состав, набљудувањата покажале мала разлика во металичноста на двете ѕвезди 16 Лебед A и B. Првата ѕвезда има присуство на железо за 1,26 пати од Сончевата вредност, споредено со вредноста од 1,13 за втората ѕвезда. Слично е и за останатите метали, при што првичната ѕвезда има во просек за 10% повеќе метали од B. Едно од објаснувањата се поврзува со планетат 16 Лебед Bb, бидејќи нејзиното создавање повлекло дел од металите од протопланетарниот диск околу 16 Лебед B.^[4][10] Сепак, покажало дека нема разлики во присуството на тешки елементи меѓу 16 Лебед A и B.^[11]

Друга хемиска невообичаеност меѓу ѕвездите е присуството на литиум. Мерењата на присуството на литиум во системот покажуваат за 4 пати поголема присутност на литиум во A отколку во 16 Лебед B. Споедено со Сонцето, 16 Лебед A има за 1,66 повеќе литиум, додека пак 16 Лебед B има околу 0,35.^[12] Се претпоставува дека насобирањето од околу 1 Земјина маса метали од 16 Лебед B по создавањето на системот го уништило литиумот во атмосферата.^[12] Друго предложено сценарио е дека ѕвездата 16 Лебед A проголтала планета налик на Јупитер, што довело до зголемување на присуството на литиумот во ѕвездената надворешна атмосфера.^[13]

Во 1996 година забележана е вонсончева планета во занесена орбита околу ѕвездата 16 Лебед B. Откриена е со помош на методот на радијална брзина при мерења извршени во Мекдоналдовата опсерваторија и Ликовата опсерваторија.^[14][15] На планетата и се потребни 799,5 денови за една орбита, 1,69 ае.^[16] Има изразено занесување од 0,69, што е резултат најверојатно на гравитациските растројувања од 16 Лебед A. Начелно, симулациите покажуваат дека планетарното осцилаторно занесување меѓу ниските и високите вредности изразени во временска скала е околу десетина милиони години.^[17][18]

Како и повеќето вонсончеви планети забележани од Земјата, 16 Лебед Bb е откриена со мерење на радијалната брзина на матичната ѕвезда. Од овие мерења добиена е ниската граница за масата: во овој случај, околу 1,68 пати од онаа на Јупитер. Во 2012 година, двајца астрономи, Е. Плавалова и Н.А. Солваја, дека за стабилна орбита потребно е планетата да има маса од 2,38 Јупитерови маси, така што нејзината орбита е под наклон од 45° или 135°.^[16]

Занесената орбита и маса на 16 Лебед Bb прави да биде крајно неверојатно постоењето на земјовидна планета во орбита во животопогодниот појас околу ѕвездата.^[19]

За системот 16 Лебед B, само материјата на приближно растојание од околу 0,3 ае остана стабилна милиони години о создавањето, што остава можност за посотење на краткопериодични планети. Од набљудувањата се исклучува можноста за постоење на планета со маса поголема од онаа на Нептун.^[19]

Исто така до системот 16 Лебед е испратена порака МЕТИ. Истата е испратена од најголемиот евроазиски радар-70 m РТ-70. Пораката е именувана како Космички повик 1; и е испратена на 24 мај 1999 година, и ќе пристигне на 16 Лебед во ноември 2069 година.^[20]

• 61 Лебед
• 30 Овен
• 83 Лав
• 54 Риби
• HD 20782
• HD 80606
• HD 89744
• HD 222582

{{|refs=

^[1]

^[3]

^[15]

^[16]

^[19]

}}

• Jean Schneider (2011). „Notes for star 16 Cyg B“. Extrasolar Planets Encyclopaedia. Посетено на 30 September 2011.
• „16 Cygni 2?“. SolStation. Посетено на 2008-06-24.
• „16 Cygni-B“. University of Illinois at Urbana-Champaign. The Planet Project. Архивирано од изворникот на 2008-05-18. Посетено на 2008-06-24.
• „16 Cyg B“. Exoplanets. Архивирано од изворникот на 2009-11-25. Посетено на 2009-05-03.
• 16 Лебед на WikiSky: DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Водород α, Рендгенски, Астрофото, Ѕвездена карта, Статии и слики

Координати: &1000000000000001900000019^ч &1000000000000004100000041^м &1000000000051972000000051,9720^с, +&1000000000000005000000050° &1000000000000003100000031′ &1000000000000308300000003,083″

1. ↑ ^{1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6} van Leeuwen, F. (2007). „Validation of the new Hipparcos reduction“. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. Vizier catalog entry for A Vizier catalog entry for B
2. ↑ ^{2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5} Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (август 2018). „Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051.
3. ↑ ^{3,00 3,01 3,02 3,03 3,04 3,05 3,06 3,07 3,08 3,09 3,10 3,11 3,12} Metcalfe, Travis S.; Creevey, Orlagh L.; Davies, Guy R. (2015). „Asteroseismic Modeling of 16 Cyg A & B using the Complete Kepler Data Set“. The Astrophysical Journal Letters. 811 (2). L37. arXiv:1508.00946. Bibcode:2015ApJ...811L..37M. doi:10.1088/2041-8205/811/2/L37.
4. ↑ ^{4,0 4,1 4,2} Tucci Maia, Marcelo; Meléndez, Jorge; Ramírez, Iván (2014). „High Precision Abundances in the 16 Cyg Binary System: A Signature of the Rocky Core in the Giant Planet“. The Astrophysical Journal. 790 (2): L25. arXiv:1407.4132. Bibcode:2014ApJ...790L..25T. doi:10.1088/2041-8205/790/2/L25.
5. ↑ ^{5,0 5,1 5,2 5,3} Davies, G. R; Chaplin, W. J; Farr, W. M; García, R. A; Lund, M. N; Mathis, S; Metcalfe, T. S; Appourchaux, T; Basu, S; Benomar, O; Campante, T. L; Ceillier, T; Elsworth, Y; Handberg, R; Salabert, D; Stello, D (2015). „Asteroseismic inference on rotation, gyrochronology and planetary system dynamics of 16 Cygni“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 446 (3): 2959. arXiv:1411.1359. Bibcode:2015MNRAS.446.2959D. doi:10.1093/mnras/stu2331.
6. ↑ Raghavan; Henry, Todd J.; Mason, Brian D.; Subasavage, John P.; Jao, Wei‐Chun; Beaulieu, Thom D.; Hambly, Nigel C.; и др. (2006). „Two Suns in The Sky: Stellar Multiplicity in Exoplanet Systems“. The Astrophysical Journal. 646 (1): 523–542. arXiv:astro-ph/0603836. Bibcode:2006ApJ...646..523R. doi:10.1086/504823. Архивирано од изворникот на 2020-04-28. Посетено на 2020-03-14.
7. ↑ Hauser, H.; Marcy, G. (1999). „The Orbit of 16 Cygni AB“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 111 (757): 321–334. Bibcode:1999PASP..111..321H. doi:10.1086/316328.
8. ↑ Gray, R. O; Corbally, C. J; Garrison, R. F; McFadden, M. T; Robinson, P. E (2003), „Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I“, The Astronomical Journal, 126 (4): 2048, arXiv:astro-ph/0308182, Bibcode:2003AJ....126.2048G, doi:10.1086/378365
9. ↑ White, T. R; Huber, D; Maestro, V; Bedding, T. R; Ireland, M. J; Baron, F; Boyajian, T. S; Che, X; Monnier, J. D; Pope, B. J. S; Roettenbacher, R. M; Stello, D; Tuthill, P. G; Farrington, C. D; Goldfinger, P. J; McAlister, H. A; Schaefer, G. H; Sturmann, J; Sturmann, L; Ten Brummelaar, T. A; Turner, N. H (2013). „Interferometric radii of bright Kepler stars with the CHARA Array: θ Cygni and 16 Cygni a and B“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 433 (2): 1262. arXiv:1305.1934. Bibcode:2013MNRAS.433.1262W. doi:10.1093/mnras/stt802.
10. ↑ Ramírez, I; Meléndez, J; Cornejo, D; Roederer, I. U; Fish, J. R (2011). „Elemental Abundance Differences in the 16 Cygni Binary System: A Signature of Gas Giant Planet Formation?“. The Astrophysical Journal. 740 (2): 76. arXiv:1107.5814. Bibcode:2011ApJ...740...76R. doi:10.1088/0004-637X/740/2/76.
11. ↑ Schuler, Simon C; Cunha, Katia; Smith, Verne V; Ghezzi, Luan; King, Jeremy R; Deliyannis, Constantine P; Boesgaard, Ann Merchant (2011). „Detailed Abundances of the Solar Twins 16 Cygni a and B: Constraining Planet Formation Models“. The Astrophysical Journal. 737 (2): L32. Bibcode:2011ApJ...737L..32S. doi:10.1088/2041-8205/737/2/L32.
12. ↑ ^{12,0 12,1} Deal, Morgan; Richard, Olivier; Vauclair, Sylvie (1 December 2015). „Accretion of planetary matter and the lithium problem in the 16 Cygni stellar system“. Astronomy & Astrophysics. 584: A105. arXiv:1509.06958. Bibcode:2015A&A...584A.105D. doi:10.1051/0004-6361/201526917.
13. ↑ Carlos, Marília; и др. (March 2016), „Correlation between lithium abundances and ages of solar twin stars“, Astronomy & Astrophysics, 587 (100): 6, arXiv:1601.05054, Bibcode:2016A&A...587A.100C, doi:10.1051/0004-6361/201527478, A100.
14. ↑ Cochran, W. D; Hatzes, A. P; Butler, R. P; Marcy, G. W (1996), „Detection of a planetary companion to 16 Cygni B“, AAA/Division for Planetary Sciences Meeting Abstracts #28: 12.04, Bibcode:1996DPS....28.1204C
15. ↑ ^{15,0 15,1} Cochran, William D.; и др. (1997). „The Discovery of a Planetary Companion to 16 Cygni B“. The Astrophysical Journal. 483 (1): 457–463. arXiv:astro-ph/9611230. Bibcode:1997ApJ...483..457C. doi:10.1086/304245.
16. ↑ ^{16,0 16,1 16,2 16,3} Plávalová, Eva; Solovaya, Nina A. (2013). „Analysis of the motion of an extrasolar planet in a binary system“. The Astronomical Journal. 146 (5): 108. arXiv:1212.3843. Bibcode:2013AJ....146..108P. doi:10.1088/0004-6256/146/5/108.
17. ↑ Holman, Matthew; Touma, Jihad; Tremaine, Scott (1997). „Chaotic variations in the eccentricity of the planet orbiting 16 Cygni B“. Nature. 386 (6622): 254. Bibcode:1997Natur.386..254H. doi:10.1038/386254a0.
18. ↑ Mazeh, Tsevi; Krymolowski, Yuval; Rosenfeld, Gady (1997). „The High Eccentricity of the Planet Orbiting 16 Cygni B“. The Astrophysical Journal. 477 (2): L103. Bibcode:1997ApJ...477L.103M. doi:10.1086/310536.
19. ↑ ^{19,0 19,1 19,2} Wittenmyer, R. A.; и др. (2007). „Dynamical and Observational Constraints on Additional Planets in Highly Eccentric Planetary Systems“. The Astronomical Journal. 134 (3): 1276–1284. arXiv:0706.1962. Bibcode:2007AJ....134.1276W. doi:10.1086/520880.
20. ↑ Предлошка:Rus http://www.cplire.ru/rus/ra&sr/VAK-2004.html Архивирано на 30 мај 2019 г.