61 Cygni: Porovnání verzí

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Piazziho objev vzbudil ve své době malou pozornost vzhledem k relativně krátké době pozorování hvězdy – pouhých deseti let. V roce 1812 navrhl [[Friedrich Wilhelm Bessel]], aby hvězdě astronomové začali věnovat zvýšenou pozornost.

O několik let později byla objevena hvězda [[Groombridge 1830]] s větším vlastní pohybem. Groombridge 1830 hvězdné velikosti 6,4 mag lze pouhým okem pozorovat pouze za výjimečně tmavé oblohy. 61 Cygni je hvězda s největším vlastním pohybem, která je viditelná pouhým okem. Má sedmý nejvyšší vlastní pohyb z hvězd, které jsou uvedeny katalogu [[Hipparcos]].<ref>{{Citace elektronické monografie

V roce 1911 publikoval [[Benjamin Boss]] údaje o tom, že 61 Cygni je členem skupiny hvězd,<ref name="boss"/> která byla později rozšířena o dalších 26 potenciálních členů. Mezi možné členy skupiny patří [[Beta Columbae]], [[Pí Mensae]], [[14 Tauri]] a [[68 Virginis]]. Typická prostorová rychlost této skupiny hvězd je od 105 do 114 km/s vzhledem ke Slunci.<ref>{{Citace elektronické monografie

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Měření paralaxy v roce 1917 prokázalo, že vzdálenost hvězdy je výrazně nižší.<ref>{{Citace elektronické monografie

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> V roce 1934 bylo publikováno, že systém 61 Cygni je fyzickou dvojhvězdou a byly zveřejněny elementy dráhy.<ref>{{Citace elektronické monografie

Ačkoli je 61 Cygni vidět pouhým okem jako jediná hvězda, jedná se o dvojhvězdu složenou ze dvou hvězd hlavní posloupnosti, [[oranžových trpaslík|oranžových trpaslíků]] ů spektrální třídy K, 61

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Vzdáleností 11 světelných let se jedná o jednu nejbližších hvězd od Slunce.<ref name="near"/> Hvězda bude nejblíže k Slunci kolem roku 20&nbsp;000, přibližně 9 světelných let.<ref name="long"/>

Obě hvězdy oběhnou kolem společného [[těžiště]] jednou za 659 let, jejich průměrná vzdálenost je 84 astronomických jednotek. [[Excentricita dráhy]] 0,48 znamená, že hvězdy jsou od sebe 44 astronomických jednotek v [[apsida (astronomie)|periastronu]] a 124 astronomických jednotek v [[apsida (astronomie)|apoastronu]]. Oběžné dráhy hvězd se těžko počítají z jejich hmotností a její hodnota tak zůstává sporná. V budoucnu by problém mohla vyřešit [[astroseismologie]].<ref name="rad"/>

Složka A je asi o 11 procent hmotnější složka B.<ref name="near"/> Má hvězdnou aktivitu o periodě 7,5±1,7 let, která je mnohem výraznější než cyklus Slunce.<ref>{{Citace elektronické monografie

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Dřívější odhad byl 7,3 roku.<ref name="hem">{{Citace elektronické monografie

Proměnnost složky B je méně pravidelná než složky A, s výraznými krátkodobými maximy. 61 Cygni B má 11,7 letou periodicitu proměnnosti.<ref name="hem"/> Obě hvězdy vykazují hvězdné erupce, chromosférická činnost složky B je o 25 procent více aktivní než složky A.<ref>{{Citace elektronické monografie

Když žádná planeta nebyla u hvězdy potvrzena, stanovil tým z observatoře McDonald limity pro přítomnost planet kolem 61 Cygni A a 61 Cygni B. U hvězd nemůže být planeta větší než 0,07 a 2,4 hmotnosti Jupitera blíže hvězdě než 0,05 a 5,2 AU.<ref>{{Citace elektronické monografie