61 Cygni: Porovnání verzí

| appmag_v  = +5,21/6,03

| absmag_v  = 7,48/8,33

| b-v &nbsp;= +1,139/+1,320<ref name="ind">{{Citace elektronické monografie

| lum_v &nbsp;= 0,215/0,15

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> či '''Letící hvězda''', je [[dvojhvězda]] v &nbsp;[[souhvězdí Labutě]]. Její složky tvoří dvě trpasličí hvězdy [[spektrální klasifikace|spektrální třídy]] K &nbsp;o &nbsp;jasnosti 5,2 a 6,03 [[hvězdná velikost|mag]]. Dvojhvězda je to nenápadná, avšak zviditelnila se tím, že byla první hvězdou, u &nbsp;které se podařilo změřit [[paralaxa|paralaxu]] a určit její vzdálenost od [[Slunce]].

[[Friedrich Wilhelm Bessel]] u &nbsp;ní změřil v &nbsp;roce [[1838]] paralaxu 0,314″,<ref>[http://archiv.ian.cz/data/ian1/ian/fyzika1.htm FYZIKA HVĚZD – 2.4 Změření hvězdné paralaxy]</ref><ref>{{Citace elektronické monografie

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Hodnota byla velmi blízko skutečné vzdálenosti 11,4 světelných let. Hvězda byla Besselem zvolena, protože vykazuje velký vlastní pohyb po obloze, 5,2″ za rok.<ref name="navod">[http://navod.hvezdarna.cz/navod/cestopis/srpen.htm Na výletě Mléčnou dráhou]</ref> Z &nbsp;tohoto důvodu se někdy nazývá ''Letící hvězda''.<ref name="navod"/> Z &nbsp;rychlosti pohybu správně usuzoval, že se hvězda nachází velmi blízko Země. Vzhledem k &nbsp;Zemi je 15. [[Seznam nejbližších hvězd|nejbližší hvězdou]] (složky vícenásobných hvězd nejsou započítány) a zároveň 7. hvězdou s &nbsp;nejrychlejším pohybem po obloze.<ref>{{Citace elektronické monografie

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> V &nbsp;průběhu dvacátého století několikrát astronomové ohlásili objev planet obíhající jednu ze dvou složek hvězdy, avšak nedávná precizní měření radiálních rychlostí hvězdy ukázala, že všechna předchozí měření byla chybná.<ref>{{Citace elektronické monografie

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> K &nbsp;dnešnímu dni žádné planety u &nbsp;hvězdy nebyly potvrzeny.

Na velký vlastní pohyb 61 Cygni poprvé poukázal [[Giuseppe Piazzi]] v &nbsp;roce 1804, který ji pojmenoval ''Letící hvězda''.<ref>{{Citace elektronické monografie

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

[[Friedrich Georg Wilhelm von Struve]] objevil roku 1830, že hvězda 61 Cygni je [[dvojhvězda|dvojhvězdou]]. Ještě mnoho let však nebylo jisté, zda se jedná o &nbsp;náhodné seskupení hvězd či gravitačně vázaný systém.<ref>{{Citace elektronické monografie

Dvojhvězda vykazovala velký vlastní pohyb, který byl tehdy největším známým a tak když to kvalita astronomických pozorování umožnila, stala se 61 Cygni žhavým kandidátem na určení vzdálenosti metodou paralaxy. Dvojhvězda se stala první hvězdou (kromě Slunce), jejíž vzdálenost byla ze [[Země]] změřena. Měření bylo provedeno v &nbsp;roce 1838 Besselem, který naměřil paralaxu 0,3136"3136„. V &nbsp;dnešní době se udává hodnota paralaxy 0,28718"28718“, což odpovídá vzdálenosti hvězdy 11,36 světelných let od Země.<ref>{{Citace elektronické monografie

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

V &nbsp;roce 1911 byla Besselova paralaxa z &nbsp;0,3136"3136„ opravena na 0,310"310“, a pozorování z &nbsp;Yerkesovy observatoře zjistila radiální rychlost hvězdy 62 km/s,<ref name="boss">{{Citace elektronické monografie

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> která společně s &nbsp;vlastním pohybem příčně k &nbsp;Zemi 79 km/s &nbsp;dává prostorovou rychlost kolem 100 km/s &nbsp;směrem k &nbsp;bodu 12 stupňů na západ od [[souhvězdí Orionu|Orionova]] pásu.

V &nbsp;roce 1911 publikoval [[Benjamin Boss]] údaje o &nbsp;tom, že 61 Cygni je členem skupiny hvězd,<ref name="boss"/> která byla později rozšířena o &nbsp;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 &nbsp;vzhledem ke Slunci.<ref>{{Citace elektronické monografie

Následkem velké úhlové vzdálenosti obou složek a dlouhé oběžné době kolem společného těžiště nebylo z &nbsp;počátku jasné, zda složky systému 61 Cygni jsou fyzicky spojeny. Příslušná oprava paralaxy z &nbsp;0,360"360„ na 0,288"288“ dala rozdíl vzdálenosti hvězdy více jak dva světelné roky.<ref>{{Citace elektronické monografie

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

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

Pozorovatel s &nbsp;[[triedr]]em 7×50 může 61 Cygni pozorovat jako dvě binokulární pole jihovýchodně od jasné hvězdy [[Deneb]]. Oddělení dvou hvězd je mírně větší než úhlová velikost planety [[Saturn (planeta)|Saturn]] (16-20"16–20„).<ref>{{Citace elektronické monografie

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Při ideálních pozorovacích podmínkách může dvojhvězdu rozlišit triedr s &nbsp;optickým výstupem 6 mm.

[[Soubor:Compare 61 cygni.png|náhled|vlevo|Srovnání Slunce (vlevo), 61 Cygni A &nbsp;(dole) a 61 Cygni B (vpravo nahoře).]]

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

Cygni A &nbsp;a 61 Cygni B. Jasnější hvězda 61 Cygni A &nbsp;má zdánlivou hvězdnou velikost 5,2 mag, slabší 61 Cygni B má velikost 6,1 mag. Obě hvězdy jsou pravděpodobně starší než Slunce,<ref>{{Citace elektronické monografie

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> pohybují se relativní rychlostí 108 km/s &nbsp;vzhledem ke Slunci,<ref name="long"“long„>{{Citace elektronické monografie

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> což má za následek značný vlastní pohyb hvězdy po [[nebeská sféra|obloze]].<ref name="affer"“affer„>{{Citace elektronické monografie

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Vzdáleností 11 světelných let se jedná o &nbsp;jednu nejbližších hvězd od Slunce.<ref name="near"“near„/> Hvězda bude nejblíže k &nbsp;Slunci kolem roku 20&nbsp;000, přibližně 9 světelných let.<ref name="long"“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 &nbsp;[[apsida (astronomie)|periastronu]] a 124 astronomických jednotek v &nbsp;[[apsida (astronomie)|apoastronu]]. Oběžné dráhy hvězd se těžko počítají z &nbsp;jejich hmotností a její hodnota tak zůstává sporná. V &nbsp;budoucnu by problém mohla vyřešit [[astroseismologie]].<ref name="rad"“rad„/>

Složka A &nbsp;je asi o &nbsp;11 procent hmotnější složka B.<ref name="near"“near„/> Má hvězdnou aktivitu o &nbsp;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"“hem„>{{Citace elektronické monografie

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Kombinace aktivity slunečních skvrn společně s &nbsp;rotací a [[chromosféra|chromosférickou]] činností je charakteristická pro proměnné hvězdy typu BY Draconis. Vzhledem k &nbsp;[[diferenciální rotace|diferenciální rotaci]] je rotace povrchu hvězdy podle zeměpisné šířky 27 až 45 dní, průměrná doba je 35 dní.<ref name="rot"“rot„/>

[[Hvězdný vítr]] hvězd vytváří bublinu v &nbsp;místním mezihvězdném mračnu. Ve směru pohybu hvězdy v &nbsp;[[Mléčná dráha|Mléčné dráze]] se vyskytuje do vzdálenosti pouhých 30 AU, což je zhruba vzdálenost Neptunu od Slunce. Tato vzdálenost je nižší než vzdálenost mezi oběma složkami 61 Cygni, a tak hvězdy s &nbsp;největší pravděpodobností nesdílejí společnou atmosféru. Hustota atmosféry je pravděpodobně malá kvůli nízké hmotnosti a relativně vysoké rychlosti hvězdy.<ref>{{Citace elektronické monografie

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

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> V &nbsp;důsledku diferenciální rotace se doba rotace pohybuje podle zeměpisné šířky mezi 32 až 47 dny, průměrná doba rotace je 38 dnů.<ref name="rot"“rot„/>

Věk soustavy 61 Cygni nelze spolehlivě určit. Kinematická data odhadují její stáří asi 10 miliard let.<ref name="affer"“affer„/> Gyrochronologie, neboli stanovení věku hvězdy na základě její rotace a barvy, dává průměrný věk 2,0±0,2 miliard let. Věk na základě chromosférické činnosti pro A &nbsp;a B je 2,36 a 3,75 miliard let. Horní hranice odhadu věku pomocí izochronické metody, která se týká evolučního modelu, je 0,44 až 0,68 miliard let.<ref>{{Citace elektronické monografie

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> V &nbsp;roce 2008 evoluční model CESAM2k &nbsp;z &nbsp;observatoře Côte d'Azur odhadl věk obou složek na 6,0±1,0 miliard let.<ref name="rad"“rad„/>

Při několika příležitostech bylo publikováno, že 61 Cygni má neviditelné průvodce, planety nebo [[hnědý trpaslík|hnědého trpaslíka]]. Tyto hypotézy poprvé publikoval Kaj Strand z &nbsp;observatoře v &nbsp;Sproul (pod vedením [[Peter van de Kamp|Petera van de Kampa]]) v &nbsp;roce 1942, kdy pozorováním zjistil drobné, ale systematické změny v &nbsp;oběžného pohyby 61 Cygni A &nbsp;a B. Tvrdil, že změny vyvolává třetí těleso na oběžné dráze kolem kolem 61 Cygni A.<ref>{{Citace elektronické monografie

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> V &nbsp;roce 1957, s &nbsp;přihlédnutím k &nbsp;nejistotám, určil, že objekt má hmotnost osmkrát vyšší než Jupiter; dále vypočetl oběžnou dobu na 4,8 let a hlavní poloosu oběžné dráhy planety na 2,4 AU.<ref>{{Citace elektronické monografie

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> V &nbsp;roce 1977 sovětští astronomové z &nbsp;observatoře poblíž Pulkova u &nbsp;[[Petrohrad]]u oznámili, že planetární systém zahrnuje tři planety: dvě obří planety s &nbsp;šesti a dvanácti hmotnostmi Jupitera kolem 61 Cygni A, a jednu obří planetu se sedmi hmotnostmi planety Jupiter kolem 61 Cygni B.<ref>{{Citace elektronické monografie

| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> V &nbsp;roce 1978, Wulff Dieter Heintz ze Sproul observatoře dokázal, že důkazy o &nbsp;neviditelných společnících jsou nepodložené a není možno dokázat průvodce menšího než 6 procent hmotnosti [[Slunce]], tj. 60 hmotností [[Jupiter (planeta)|Jupitera]].<ref>{{Citace elektronické monografie

Když žádná planeta nebyla u &nbsp;hvězdy potvrzena, stanovil tým z &nbsp;observatoře McDonald limity pro přítomnost planet kolem 61 Cygni A &nbsp;a 61 Cygni B. U &nbsp;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

Vzhledem k &nbsp;blízkosti ke Slunci je dvojhvězda častým cílem zájmu astronomů. Obě hvězdy byly vybrány [[NASA]] jako cíle navrhované sondy [[Space Interferometry Mission]].<ref>{{Citace elektronické monografie

Měřením tohoto systému byl zjištěn přebytek infračerveného záření daleko nad rámec obvyklého vyzařování hvězdami. Takový přebytek záření je většinou spojen s &nbsp;prachovým diskem, ale v &nbsp;tomto případě se nachází příliš blízko hvězdy, takže se může jednat o &nbsp;objekt, který dosud nebyl objeven dalekohledy.<ref>{{Citace elektronické monografie

* {{cs}} [http://www.dcm.vesmir.cz/clanek/130-let-v-dejinach-vesmiru 130 let v &nbsp;dějinách Vesmíru]