Þessi samantekt um fyrstu fjarlægðarákvörðun stjörnu var undirbúin fyrir grein um 61 Cygni sem birtist í Náttúrufræðingnum árið 2016. Rýmið leyfði hins vegar ekki umframefni af þessu tagi. Til þess að forða þessu frá glatkistunni er samantektin birt hér. Ágripið var dregið saman eftir ýtarefni um stjörnuna (sjá heimildir). Meira efni um 61 Cygni á þessu vefsvæði má sjá hér.

This summary, about the first distance estimation of a star, was originally prepared  as a complimentary for a paper about 61 Cygni, published in the Icelandic Scientific Journal ‘Náttúrufræðingurinn’, in 2016 but limited space prevented  publication. To prevent it to be forgotten it is presented here. It only summarize what can be read in detail by several authors (see references). More information about 61 Cygni on this website is provided here.

Auðkennið 61 Cygni birtist fyrst í stjörnuskrá enska stjörnufræðingsins John Flamsteed (1646-1719), Historia Coelestis Britannica, sem var útgefin árið 1725.1 Samlandi Flamsteeds, James Bradley (1693-1762) frá Greenwich, var sá fyrsti sem skráði hana tvístirni, í september 1753.2 Þýsk-enski stjörnufræðingurinn F. W. Herschel (1738-1822) setti tvístirnið á sinn verkefnalista árið 1780, í leitinni að fjarlægð fastastjarnanna. Herschel athugaði tvístirni í þeirri trú og von að þau hentuðu betur til að nema ársbundna sólmiðjuhliðrun. Í byrjun 19. aldar vakti 61 Cygni verðskuldaða athygli vegna óvenju hraðrar eiginhreyfingar en það benti til nálægðar við sólu.3,4 Eiginhreyfing er breyting á sýndarafstöðu stjörnu miðað við aðrar á himinhvelfingunni. Allar stjörnur eru á fleygiferð í geimnum en þær nálægustu virðast hreyfast hraðar – vera með meiri eiginhreyfingu.

The identity 61 Cygni appeared first in the star catalogue compiled by the English astronomer John Flamsteed (1646-1719), Historia Coelestis Britannica, published in 1725.1 Flamsteed’s colleague, James Bradley (1693-1762) of Greenwhich, was first to register it as a binary star, in September 1753.2 The German-English astronomer F. W. Herschel (1738-1822) scheduled 61 Cygni to his quest in search for the distance of fixed stars, in 1780. Herschel recorded binary stars in believe and hope of discovering stellar annual parallax. At the turn of the 19th century, 61 Cygni got deserved attention due to its unusually fast proper motion, which indicated its proximity to our solar system.3,4 A proper motion is the apparent motion of a star across the celestial sphere, relative to more distant stars. All stars move in space, but those nearby seems to move faster – have greater proper motion.

Mynd/Fig. 1.  Reyndartvístirnið 61 Cygni, mynd tekin af höfundi þann 30 ágúst 2021. – The binary star 61 Cygni, image captured by author on August 30, 2021.

Á 18. öld var fjarlægð fastastjarnanna óþekkt. Í lok 16. aldar, stuttu áður en sjónaukinn kom til sögunnar, hafði þó borið á góma hvernig hægt væri að finna fjarlægðina til nálægustu stjarna. Þá benti þýski stærðfræðingurinn Jóhannes Kepler (1571-1630) á að ef svo nálæg stjarna fyndist að árleg hliðrun væri mælanleg mætti reikna út vegalengdina. Þessi hliðrun, sem er einnig nefnd sólmiðjuhliðrun, verður vegna göngu jarðar um sól, sporbrautin er nógu víð til þess að afstaða nálægustu stjarna hnikast örlítið til yfir árið, þegar samanburður er gerður við enn fjarlægari stjörnur. Frávikið má mæla í sjónauka en sú merka uppfinning varð að veruleika í tíð Keplers og staðfesti glöggsýni hans löngu síðar. Framfarir í sjónaukasmíði voru það hægar að meira en 200 ár liðu frá andláti hans áður en það tókst.4 Sólmiðjuhliðrun er fyrsta mælistikan til að finna fjarlægðir í alheiminum.

Leitin að nálægri stjörnu var helst að líkja við að finna nál í heystakk.  Stjörnufræðingar reyndu fyrir sér á 17. og 18. öld án árangurs. Fundur slíkrar stjörnu var afar þýðingarmikill, ekki einungis til að leysa gátuna um fjarlægðir heldur staðfestingar á annarri mikilvægri kennisetningu: að sólin er í miðju sólkerfisins en ekki jörðin. Á fyrri hluta 18. aldar höfðu Bradley og Molyneux (1689-1728) uppgötvað ljósvik sem kom fram í mælingum á stjörnunni Gamma í Drekanum (γ Draconis) og var skýringin sú að jörðin var fleygiferð í geimnum. Síðasta hálmstrá andstæðinga sólmiðjukenning-arinnar var að ef jörðin hringsólaði um sólina myndu nálægar stjörnur hliðrast fram og aftur yfir árið. Mikið var í húfi en möguleiki var einnig á að þær væru svo langt í burtu að fjarlægðin væri ómælanleg.4

Um aldamótin 1800 skrásetti Ítalinn G. Piazzi (1746-1826) stjörnur með eiginhreyfingu og var stjörnuskrá hans gefin út 1806. Árið 1792 komst hann að því með samanburði eigin athugana og Bradleys að 61 Cygni hafði hreyfst nálægt 1/10 af þvermáli tunglsins. Piazzi endurtók mælingar árið 1804 og ályktaði að því loknu að hún hlyti að vera nálæg fyrst eiginhreyfingin var svo hröð. Hann nefndi hana flugstjörnuna fyrir vikið og mælti með að þeir sem hefðu öflugri mælitæki tækju við en þar væri vænlegt viðfangsefni til að nema sólmiðjuhliðrunina. Stjarnan er mun daufari en þær sem þóttu líklegastar á þeim árum en þá voru stjörnur taldar skína jafnbjart sem sólin og sýndarbirtan þ. a. l. vísir á fjarlægð. Bjartar stjörnur voru því taldar nær og líklegri til að hliðrast. Athugasemd hans komst aldrei í hámæli á meðal stjörnufræðinga og sex árum síðar birtist í grein Friedrich W. Bessel (1784-1846) samsvarandi ábending um hina óvenju hröðu eiginhreyfingu 61 Cygni, sem jafnframt ávann henni athygli.5

In the 18th century, the distance of the stars was unknown. A method of finding the distance of nearby star, however, had been postulated in the late 16th century, shortly before the invention of the telescope. The German mathematician Johannes Kepler (1571-1630) pointed out that if a nearby star was found and its annual parallax measured, its distance could be calculated. Also known as the stellar parallax, because the Earth’s orbit around the Sun is wide enough for the position of the nearest stars to shift slightly over the year. The shift is measurable with a modern telescope. This remarkable invention became a reality in Kepler’s time and confirmed his clear vision much later. Development in telescope making were slow and the successful confirmation came more than 200 years after his death.4 Stellar parallax is the first step of the cosmological ladder, of measuring distances in the universe.

The search for a nearby star was like finding the needle in the haystack. In the 17th and 18th centuries, astronomers tried without success. Such significant finding would not only solve the question of distances to the stars but confirm fundamental doctrine: that the sun is at the center of the solar system, not Earth. By the first half of the 18th century, Bradley and Molyneux (1689-1728) had discovered that the stellar aberration in the measurements of the star Gamma Draco (γ Draconis) occurred because of Earth’s movement in space. The last straw of opponents of the heliocentric theory was that if the earth orbited the sun, nearby stars would shift back and forth throughout the year. There was a lot at stake, it was possible that they were so far away that the distance was immeasurable.4

At the turn of the 19th century, the Italian G. Piazzi (1746-1826) recorded proper motion stars, and his catalogue was published in 1806. In 1792, he discovered, by comparing his own observations with Bradley’s, that 61 Cygni had moved close to 1/10 of the moon’s diameter. Piazzi repeated the measurements in 1804 and concluded it must be a nearby star since its proper motion was so rapid. He named it the ‘flying star’ and commented that astronomers with powerful measuring instruments should consider this as a promising task for a study of the solar parallax. 61 Cygni is fainter than those stars considered most probable candidates at that time. Bright stars were assumed closer and more likely to shift. His comment however never got attention among astronomers, but six years later Friedrich W. Bessel’s paper (1784-1846) with a corresponding suggestion of the unusually rapid proper motion, attained the attention.5

Mynd/Fig. 2. Sporbrautarganga 61B um samþungamiðju kerfisins en 61A höfð „föst“. Rauðar línur vísa á höfuðáttir, kvarðabilið er 5″. Afstaða stjarnanna á vissum árum miðast við þá  sögu sem rakin er hér. Enski stjörnufræðingurinn Bradley (1693–1762) skráði það fyrstur sem tvístirni, árið 1753. Þá var 61B norðaustan við 61 og hornbilið 14″. Árið 1792 komst Piazzi að hraðri eiginhreyfingu 61 Cygni, 1816 reyndi Bessel að ákvarða hliðrununa en það tókst fyrst 1837.  Árið 1916 og 1951 voru teknar myndir frá Lowell stjörnustöðinni í Arizona. Höfundur hefur síðan myndað 61 Cygni og bætt inn frá árabilinu 1992 til 2021. Bilið verður víðast í kringum 2090 (~34″) en minnst nálægt 2330, ~8,5″. – The drawing reflects the orbit of 61B around the barycenter with 61A in center. Cardinal directions are denoted and each tick marks a interval of 5 arcseconds. The  position and angular separation is shown for specific years summarized in the text. In 1753 the English astronomer James Bradley (1693–1762) noticed it first as double star, when 61B was northeast of 61A at distance of 14″. 39 years later Piazzi discovered its rapid proper motion. In 1816  Bessel unsuccessfully tried to determine its parallax but managed to do so in 1837. The 1916 and 1951 separation is when photographs of the pair was captured from the Lowell Observatory, Arizona, USA. Author has captured images in the period 1992-2021. Its widest separation of ~34″ is predicted close to 2090 but decreases to ~8.5″ around 2330.

Byggt á/Based on: Workman B. 2005. Binary Star Orbit Calculator, v.3 (Excel Spreadsheet). www.gaherty.ca/binaries_6th_Excel97.xls.

Nokkrir stjörnufræðingar tóku áskoruninni, snemma á 19. öld, Arago (1786-1853) og Mathieu (1783-1875), Peters (1813-1890), von Lindenau (1780-1854) og Bessel sjálfur. Hann reyndi fyrst árin 1815–1816 og bar þá stöðu hennar saman við sex nálægar stjörnur. Þetta voru ekki fyrstu athuganir hans á 61 Cygni því þrem árum fyrr hafði hann metið umferðartíma tvístirnisins ~400 ár. Mælingar ofantalinna bentu til nálægðar en urðu óásættanlegar eftir að athuganir F. W. Struve (1793-1864) við Dorpat stjörnustöðina í Prússlandi, á árunum 1818-1821, leiddi í ljós að mælitækin bjuggu ekki yfir þeirri nákvæmni sem til þurfti. Struve varð efins um að nokkru sinni tækist að mæla hliðrunarhorn stjörnu vegna grófleika mælitækja. Hann tók samt þátt í kapphlaupinu hver myndi staðfesta fyrstur fjarlægðir og tókst síðar að mæla hliðrunarhorn Vegu í Hörpunni, sem er mun minna en 61 Cygni.3,4

Árið 1837 barst Bessel í hendur afar nákvæmt hornmælingatæki (Königsberg helíómeter) sem þýski sjóntækjasmiðurinn Josef Fraunhofer (1787-1826) hafði smíðað. Hann ákvað að endurtaka athuganir á 61 Cygni, því með þeim gæðagrip var hægt gera jafn nákvæmar hornamælingar og til þurfti. Bessel birti niðurstöðurnar ári síðar; sólmiðjuhliðrun 61 Cygni nam 0,313”, stjarnan var í 10,4 ljósára fjarlægð. Hann skýrði hvers vegna 61 Cygni varð fyrir valinu. Eiginhreyfingin hafði bent til nálægðar og möguleika á mælanlegu hliðrunarhorni. Stjarnan var sýnileg mestan hluta ársins og margar grenndarstjörnur nýttust sem viðmið. Sömuleiðis þótti heppilegt að um tvístirni væri að ræða en af þeim sökum urðu mælingarnar nákvæmari í helíómeter-num en ef stjarnan hefði verið ein.6

Ári seinna (1839) kynnti Struve niðurstöður sínar á Vegu sem fyrr sagði. Sólmiðjuhliðrun hennar mældi hann 0,125“, stjarnan var í ~25 ljósára fjarlægð, umtalsvert fjær en 61 Cygni. Sama ár birti T. Henderson (1798-1844) niðurstöður um að Alfa í Mannfáki (α Centauri) væri í um þriggja ljósára fjarlægð. Nýlegri mælingar setja hana 4,36 ljósár frá sólu. Þessar rannsóknir urðu fyrsta raunverulega þekkingin um stærðarskala alheimsins.3,4,7 Bessel endurtók mælingar á 61 Cygni með Königsberg helíómeternum síðar og fékk ætíð svipaða útkomu. Þær styrktu trúna á raunverulega fjarlægð 61 Cygni sem og endurteknar mælingar á 19. og 20. öld frá fjölda stjörnustöðva sem skiluðu svipuðum niður-stöðum.3,4

Astronomers who accepted this challenge in the early 19th century, were Arago (1786-1853) and Mathieu (1783-1875), Peters (1813-1890), von Lindenau (1780-1854) and Bessel himself. His measurements in 1815-1816 turned unsuccessful. These were not the first observations Bessel did of 61 Cygni, as three years earlier he had estimated the orbital period of the binary to be 400 years (it is close to 700 years). The results from above attempts indicated proximity but became unsatisfactory after F. W. Struve’s (1793-1864) observations from the Dorpat Observatory in Prussia, 1818-1821, demonstrated that the instruments used did not have the required accuracy. Struve was thus skeptical on that he could ever measure the parallax of a star due to the low quality of the telescopes. He still participated in the race who would confirm the first distances and later managed to measure the parallax of the star Vega, which is much less than 61 Cygni. 3,4

In 1837, Bessel received a very precise heliometer (Königsberg heliometer) built by the German optician Josef Fraunhofer (1787-1826). He decided to repeat the observations on 61 Cygni, because with such quality instrument it was possible to make as accurate measurements as needed. Bessel published the results a year later; the parallax of 61 Cygni was 0.313 “, the star was 10.4 light-years away. He explained why 61 Cygni was chosen. The proper motion had indicated proximity and therefore a possibility to measure a shift. The star was visible for most of the year and many other nearby, available for comparison. It was also appropriate that it was a binary star, because the measurements became more accurate in the heliometer.6

A year later (1839), Struve presented his findings on Vega. Its solar parallax he measured 0.125″, the star was at a distance of ~25 light-years, considerably farther away than 61 Cygni. In the same year T. Henderson (1798-1844) published his results on that Alpha Centauri (α Centauri) was about three light-years away. Recent measurements establish it at 4.36 light-years from the sun. These studies became the first profound indicator of the scale of the universe. 3,4,7 Bessel repeated measurements of 61 Cygni with the Königsberg heliometer later and obtained similar result, thus strengthening the belief of the actual distance 61 Cygni as well as repeated measurements in the 19th and 20th centuries implemented from a number of observatories yielded similar results. 3,4

Heimildir – References

1. Bakich, M. E. 1995. The Cambridge Guide to the Constellations. Cambridge University Press, UK.
2. Aitken, R.G. 1918. The Binary Stars. New York: McGraw-Hill.
3. Hopkins, M. M. 1916. The Parallax of 61 Cygni. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 10, 498-504.
4. Hirshfeld, A. 2000. Parallax–The race to Measure the Cosmos. W. H. Freeman and Company, New York, USA.
5. Fodera-Serio, G. 1990. Giuseppe Piazzi and the Discovery of the Proper Motion of 61-CYGNI. Journal for the History of Astronomy, Vol.21, NO. 3/AUG, 275-282.
6. Bessel, F. W. 1839. “Bestimmung der Entfernung des 61sten Sterns des Schwans. Von Herrn Geheimen – Rath und Ritter Bessel“. Astronomische Nachrichten (in German) 16 (5-6):65–96.
7. ESA 2019. Gaia. A history of astrometry – Part II Telescope ignites the race to measure stellar distances. The European Space Agency.

Tilvitnun í grein:

Snævarr Guðmundsson 2021. 61 Cygni – fyrsta fjarlægðarákvörðunin. Rafræn grein. Vefslóð: https://natturumyndir.is/61-cygni-distance/.