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天鹅座61[注 1]（英语：61 Cygni），又称贝塞尔星（英语：Bessel's Star）[13]、皮亚齐飞行之星（英语：Piazzi's Flying Star）[14][15]，中国传统名称天津增廿九[16]，是一个位于天鹅座的双星系统，由一对K型橙矮星所组成，彼此互相以659年的周期运转，形成一个目视双星系统。因为天鹅座61双星的视星等分别为5及6等，所以它们对于一个没有使用光学仪器的观测者而言是非常不显眼的恒星。
|-
天鹅座61在夜空中的位置 | |
| 观测数据 历元 J2000.0 分点 J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | 天鹅座 |
| 天鹅座61 A | |
| 赤经 | 21h 06m 53.9434s[1] |
| 赤纬 | +38° 44′ 57.898″[1] |
| 视星等 (V) | 5.21[1] |
| 天鹅座61 B | |
| 赤经 | 21h 06m 55.2648s[2] |
| 赤纬 | +38° 44′ 31.400″[2] |
| 视星等 (V) | 6.03[2] |
| 特性 | |
| 光谱分类 | K5V[1] / K7V[2] |
| U−B 色指数 | +1.155 / +1.242[3] |
| B−V 色指数 | +1.139 / +1.320[3] |
| 变星类型 | A: 天龙座BY变星[1] B: 耀星[2] |
| 天体测定 | |
| 径向速度 (Rv) | -64.3[1]/-63.5[2] km/s |
| 自行 (μ) | 赤经：4156.93[1]/ 4109.17[2] mas/yr 赤纬：3259.39[1]/ 3144.17[2] mas/yr |
| 视差 (π) | 287.18 ± 1.51[1] mas |
| 距离 | 11.36 ± 0.06 ly (3.48 ± 0.02 pc) |
| 绝对星等 (MV) | 7.48/8.33 |
| 详细资料 | |
| 天鹅座61 A | |
| 质量 | 0.70[4] M☉ |
| 半径 | 0.665 ± 0.005[5] R☉ |
| 表面重力 (log g) | 4.40[6] |
| 亮度 | 0.215 L☉ |
| 温度 | 4,526 ± 66[7] K |
| 金属量 | 铁/氢 = -0.20[6] |
| 自转 | 35.37 d[8] |
| 天鹅座61 B | |
| 质量 | 0.63[4] M☉ |
| 半径 | 0.595 ± 0.008[5] R☉ |
| 表面重力 (log g) | 4.20[6] |
| 亮度 | 0.15 L☉ |
| 温度 | 4,077 ± 59[7] K |
| 金属量 | 铁/氢 = -0.27[6] |
| 自转 | 37.84 d[8] |
| 轨道[9] | |
| 伴星 | 天鹅座61 B |
| 绕行周期 (P) | 678 ± 34 yr |
| 半长轴 (a) | 24.272 ± 0.592" |
| 偏心率 (e) | 0.49 ± 0.03 |
| 倾斜角 (i) | 51 ± 2° |
| 升交点黄经 (Ω) | 178 ± 2° |
| 近心点 历元 (T) | 1709 ± 16 |
| 近心点幅角 (ω) (secondary) | 149 ± 6° |
| 其他命名 | |
GJ 820 A/B, Struve 2758 A/B, ADS 14636 A/B, V1803 Cyg A/B, GCTP 5077.00 A/B [10]
V1803 Cyg, HD 201091, HIP 104214, HR 8085, BD+38°4343, LHS 62 [1]
HD 201092, HIP 104217, HR 8086, BD+38°4344, LHS 63 [2] | |
天鹅座61首先引起天文学家的注意是因为它的自行运动相当快速。德国天文学家弗里德里希·威廉·贝塞尔在1838年估算天鹅座61与地球的距离大约为10.4光年，这个数值与实际距离11.4光年已经非常接近，这是天文学家第一次使用恒星视差来测量估算太阳以外的恒星与地球之间的距离[17]。在20世纪中，曾有几个不同的天文学家提出观测到大质量行星环绕天鹅座61其中1颗恒星的报告，但最近高精确度的径向速度观测显示这些报告都是错误的[18][19][20]。直到目前为止，天文学家尚未证实这个恒星系统中存在任何行星，过去所有的发现报告现在都被视为是不可信的。
意大利天文学家朱塞普·皮亚齐在1804年首次观察到天鹅座61巨大的自行运动，因此他命名为“飞行之星”[14]。然而皮亚齐的观测结果只有很少人注意到，这是因为他的观察时间较短，仅仅只有10年。后来弗里德里希·威廉·贝塞尔在1812年发表观测结果才让这一颗恒星获得天文学家广泛的注意[21]。
瓦西里·雅可夫列维奇·斯特鲁维在1830年首次对于天鹅座61是否是一颗双星提出异议。在经过许多年后，天文学家仍然无法完全确定天鹅座61是否只是一个看似双星，但其实是两颗距离非常遥远的恒星或是真正一个受到重力影响的恒星系统[22]。
这个恒星系统的自行运动相当快速，是当时已知的恒星中最大的一个，所以天文学家使用视差来测定天鹅座61与地球之间距离，当时的天文观测水准首次让天文学家可以使用这个方法来测量恒星与地球之间的距离。因此天鹅座61成为第1颗天文学家可以测量出距离的恒星（不包括太阳在内）。贝塞尔于1838年完成测量，得知天鹅座61的视差为313.6毫角秒，接近目前公认的数值287.18毫角秒（约11.36光年）[23]。
但是仅仅在几年之后，天文学家发现葛罗姆布里吉1830（Groombridge 1830）的自行运动更大。天鹅座61的自行运动仍然是肉眼可见的恒星中最大的一个（虽然格鲁姆布里奇1830的视星等为6.4等，所以可以在非常黑暗的夜空下用肉眼观测到它）。天鹅座61的自行运动是依巴谷星表列出的恒星系统中第7快的[24]。
到了1911年，天鹅座61的视差数据从贝塞尔当时获得的0.3136略微修正为0.310，而叶凯士天文台测量到它的径向速度为62公里/秒[25]，自行运动约79公里/秒，并以100公里/秒的空间速度相对于猎户座腰带以西12度的一个点移动[注 2][注 3]。
美国天文学家本杰明·博斯在1911年公布的数据显示天鹅座61系统是一个同移恒星团体的成员[25]，这个团体后来扩展到26个潜在成员，可能的成员包括：天鸽座β、山案座π、金牛座14及室女座68。这个同移恒星团体相对于太阳的空间速度是105-114公里/秒[26]。
由于天鹅座61的角度相当分散（公转速度相对较慢），天文学家最初对于天鹅座61系统内的两颗恒星是否存在物理关系并不清楚。天文学家测量各自的视差数值分别是0.360"与0.288"，显示它们之间的距离超过2光年[27]。然而1917年精准的视差数据显示它们之间的差异已经显著减少[28]。天文学家在1934年确定天鹅座61是一个双星系统，并公开相关的轨道根数数据[29]。
一名使用7×50双筒望远镜的观测者可以在两个双筒望远镜的范围内找到位于天鹅座61东南方的天津四。天鹅座61两颗恒星的分开角度稍微比土星的角直径（16-20"）还大[30]。因此在理想的观测条件下，观测者可以用6毫米光圈的望远镜将天鹅座61解析成两颗恒星[注 4]，这对于普通双筒望远镜来说只是一个基本的功能。
虽然人类肉眼看来天鹅座61似乎是一颗单星，但是它其实是一个结构比较分散的双星系统，由两颗K型的主序星（天鹅座61A及天鹅座61B）所组成。天鹅座61A比较明亮，视星等为5.2等，天鹅座61B则是6.1等。因为它们都在古老的星盘中形成[31]，所以天文学家估计天鹅座61的年龄比太阳更大。天鹅座61相对于太阳的空间速度为108公里/秒[32]，所以它们的自行运动快速[33]。天鹅座61距离地球略为超过11光年，也是最接近地球的恒星系统之一[4]。天鹅座61A也是人类肉眼可见的恒星中距离地球地4近的，仅次于天狼星、天苑四及南河三[4]。天鹅座61A从1943年开始被分类为K5 V型恒星[34]，而天鹅座61B从1953年开始被分类为K7 V型恒星[35][36]。该恒星系统将会在公元20,000年左右最接近地球，届时距离太阳大约只有9光年[32]。
这两颗恒星以659年的周期绕行双星系统的质心，平均距离约84天文单位（地球与太阳之间距离的84倍）。天鹅座61拥有相对较大的轨道离心率（0.48）意味着这两颗恒星在近拱点相距44天文单位，在远拱点相距124天文单位[注 5]。因为它们的公转轨道十分疏远，所以天文学家难以确定这两颗恒星各自的质量，这些数值的准确性仍然有些争议。天文学家在未来可能可以借由星震学研究来解决这个问题[5]。
天鹅座61A的质量比天鹅座61B还要高约11%[4]，它的恒星磁场活动周期比太阳黑子的活动周期更为明显。这是一个复杂且不固定的活动周期，约为7.5±1.7年[37]（早期的估计为7.3年[38]）。自转及色球层的活动共同对太阳黑子活动产生影响是天龙座BY变星的特色。因为天鹅座61A整体的自转速度并不一致，所以恒星表面的自转周期随着纬度改变，介于27至45天之间，自转周期平均是35天[8]。
天鹅座61A喷射出的恒星风在恒星附近的星际云内产生一个气泡，并沿着恒星在银河系内的运动方向延伸30天文单位，大约相当于海王星与太阳之间的距离。因为气泡延伸的范围比天鹅座61A与天鹅座61B之间的距离还要短，所以天鹅座61A与天鹅座61B很有可能没有位在同一个的气泡中。这个气泡如此紧密可能是由于恒星风的质量较低，而且以相对较高的速度通过天鹅座61中心所致[39]。
天鹅座61B的变化模式比天鹅座61A还要混乱，并具有显著的短周期耀斑。天鹅座61B整体的活动周期为11.7年[38]，这两颗恒星都有耀斑活动，但是天鹅座61B的色球活动比天鹅座61A的成分还要活跃25%[40]。这也导致两颗恒星拥有不同的活动周期，恒星表面的周期变化随着纬度改变，介于32至47天之间，周期平均是38天[8]。
天文学家对于天鹅座61系统年龄的看法有些分歧，他们根据恒星运动学的数据估计天鹅座61的年龄约为100亿年[33]，而根据恒星自转或其旋转与色彩来测定恒星年龄的结果显示天鹅座61平均年龄为20±2亿年，从色球活动则得知天鹅座61A和天鹅座61B的年龄分别是23.6亿年与37.5亿年，使用等时线估计方法（涉及到恒星演化的标准模型）则显示天鹅座61A和天鹅座61B的年龄分别是4.4亿年与6.8亿年[41]。然而天文学家根据一个使用2008年科特迪瓦蔚蓝海岸天文台CESAM2k代码计算出来的演化模型，估计天鹅座61系统的年龄为60±10亿年[5]。
天文学家曾经多次声称在天鹅座61附近发现望远镜看不见的低质量伴星－行星或褐矮星。斯普劳尔天文台（Sproul Observatory）的Kaj Strand在彼得·范德·坎普（Peter van de Kamp）的指导下，当时他在天鹅座61A和天鹅座61B轨道运动侦测到微弱但系统性的变化[42]，在1942年首次发表在天鹅座61发现行星的消息。这些扰动显示有一颗体积为天鹅座61A三分之一的天体绕行着天鹅座61A。他在1957年提出更精确的数据，声称该天体的质量为木星8倍，并计算出它的轨道周期为4.8年，半长轴为2.4天文单位[43]。圣彼得堡附近普尔科沃天文台的苏联天文学家在1977年时宣称该恒星系统拥有3颗行星：2颗巨大的气体行星分别拥有6倍及12倍木星质量，并绕行着天鹅座61A，而一颗拥有7倍木星质量的气体行星则绕行天鹅座61B[44]。斯普劳尔天文台的武尔夫·迪特尔·海因茨（Wulff-Dieter Heintz）在1978年证明这些宣称，以及许多其他恒星周围看不见的伴星，全部都是虚假的。因为天文学家没有发现任何证据来证明存在质量低至太阳质量6%（大约等于60倍木星质量）的天体运行[45]。
直到目前为止，天文学家并未证实任何行星存在于天鹅座61系统内。而麦克唐纳天文台小组则计算出可能存在的行星数据，认为围绕天鹅座61A及天鹅座61B的行星质量上下限为0.07至2.4木星质量，行星与主星的平均距离则介于0.05至5.2天文单位[46]。
由于天鹅座61距离太阳并不远，所以经常引起天文学家的兴趣。这两颗恒星被美国太空总署太空干涉测量任务选为“第一级”目标[47]。这项任务是有潜力探测出低至3倍地球质量与距离主星2天文单位的行星。天文学家对于天鹅座61系统已侦测到过量的远红外线辐射，超过恒星所发出的数值。这种过量情况有时候与岩屑盘有关，但是在这种情况下，它将十分接近一颗或两颗恒星，但是天文学家尚未使用望远镜观测到这种情况[48]。
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