Muster 61 teil b-d

61 Cygni B zeigt ein chaotischeres Muster der Variabilität als A, mit signifikanten kurzfristigen Fackeln. Es gibt eine 11,7-jährige Periodizität des gesamten Aktivitätszyklus von B.[53] Beide Sterne weisen eine stellare Flare-Aktivität auf, aber die Chromosphäre von B ist 25% aktiver als bei 61 Cygni A.[55] Aufgrund der Differentialrotation variiert die Rotationsdauer um Breitengrad von 32 bis 47 Tagen, mit einem durchschnittlichen Zeitraum von 38 Tagen. [14] Die erste gut aufgezeichnete Beobachtung des Sternsystems mit optischen Instrumenten wurde von James Bradley am 25. September 1753 gemacht, als er bemerkte, dass es sich um einen Doppelstern handelte. William Herschel begann systematische Beobachtungen von 61 Cygni als Teil einer breiteren Studie von binären Sternen. Seine Beobachtungen führten zu der Schlussfolgerung, dass binäre Sterne so getrennt waren, dass sie im Laufe des Jahres unterschiedliche Bewegungen in Parallax zeigen würden, und hofften, dies als eine Möglichkeit zu nutzen, um die Entfernung zu den Sternen zu messen. [27] Lauze, F.-B, Kornprobst, P., Lenglet, C., Deriche, R., und Nielsen, M. 2004. Sur quelques méthodes de calcul de flot optique é partir du tenseur de structure: Synthése et contribution.

In Proc. 14. Französische Konferenz über Mustererkennung und Künstliche Intelligenz, Toulouse, Frankreich. Bruhn, A. 2001. Regularisierung in der Bewegungsschätzung. Masterarbeit, Institut für Mathematik und Informatik, Universität Mannheim, Deutschland. Der Name „61 Cygni“ ist Teil der Flamsteed-Bezeichnung, die Sternen zugewiesen ist. Nach diesem Benennungsschema, das von John Flamsteed entwickelt wurde, um seine Beobachtungen zu katalogisieren, sind Sterne einer bestimmten Konstellation in der Reihenfolge ihres rechten Aufstiegs nummeriert, nicht in griechischen Buchstaben, wie es die Bayer-Bezeichnung tut. [21] [22] Der Stern erscheint nicht unter diesem Namen in Flamsteeds Historia Coelestis Britannica,[23] obwohl ihm gesagt wurde, dass 61 Cygni tatsächlich dem entspricht, was er in der Ausgabe von 1712 als 85 Cygni bezeichnete. [24] Es wurde auch „Bessel es Star“ oder „Piazzi es Flying Star“ genannt.

[25] [26] Der Abfluss des Sternwindes aus Komponente A erzeugt eine Blase innerhalb der lokalen interstellaren Wolke. Entlang der Bewegungsrichtung des Sterns innerhalb der Milchstraße erstreckt sich dies bis zu einer Entfernung von 30 AE, oder ungefähr der Orbitalabstand von Neptun von der Sonne. Dies ist niedriger als die Trennung zwischen den beiden Komponenten von 61 Cygni, und so haben die beiden wahrscheinlich keine gemeinsame Atmosphäre. Die Kompaktheit der Astrosphäre ist wahrscheinlich auf den geringen Massenabfluss und die relativ hohe Geschwindigkeit durch das lokale interstellare Medium zurückzuführen. [54] Mémin, E. und Pérez, S. 1998. Ein Multigrid-Ansatz für die hierarchische Bewegungsschätzung. In Proc. 6th International Conference on Computer Vision, Bombay, Indien, S.

933–938. Heitz, F. und Bouthemy, P. 1993. Multimodale Schätzung des diskontinuierlichen optischen Flusses mit Markov-Zufallsfeldern. IEEE Transactions on Pattern Analysis and Machine Intelligence, 15(12):1217–1232. Aufgrund der weiten Winkeltrennung zwischen 61 Cygni A und B und der entsprechend langsamen Orbitalbewegung war zunächst unklar, ob es sich bei den beiden Sternen im 61 Cygni-System um ein gravitationsgebundenes System oder einfach um eine Gegenüberstellung von Sternen handelte. [36] von Struve argumentierte erstmals 1830 für seinen Status als Binärinstanz, aber die Angelegenheit blieb offen.

[36] 61 Cygni ist relativ dünn, so dass es nicht auf alten Sternenkarten erscheint, noch wird es einen Namen in westlichen[19] oder chinesischen Systemen erhalten. [20] Kumar, A., Tannenbaum, A.R., und Balas, G.J.