61 Cygni

Na velký vlastní pohyb 61 Cygni poprvé poukázal Giuseppe Piazzi v roce 1804, který ji pojmenoval Letící hvězda.[17] 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.

Friedrich Georg Wilhelm von Struve objevil roku 1830, že hvězda 61 Cygni je dvojhvězdou. Ještě mnoho let však nebylo jisté, zda se jedná o náhodné seskupení hvězd či gravitačně vázaný systém.[18]

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 roce 1838 Besselem, který naměřil paralaxu 0,3136". V dnešní době se udává hodnota paralaxy 0,28718", což odpovídá vzdálenosti hvězdy 11,36 světelných let od Země.[19]

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.[20]

V roce 1911 byla Besselova paralaxa z 0,3136" opravena na 0,310", a pozorování z Yerkesovy observatoře zjistila radiální rychlost hvězdy 62 km/s,[21] která společně s vlastním pohybem příčně k Zemi 79 km/s dává prostorovou rychlost kolem 100 km/s směrem k bodu 12 stupňů na západ od Orionova pásu.

V roce 1911 publikoval Benjamin Boss údaje o tom, že 61 Cygni je členem skupiny hvězd,[21] 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.[22]

Následkem velké úhlové vzdálenosti obou složek a dlouhé oběžné době kolem společného těžiště nebylo z počátku jasné, zda složky systému 61 Cygni jsou fyzicky spojeny. Příslušná oprava paralaxy z 0,360" na 0,288" dala rozdíl vzdálenosti hvězdy více než dva světelné roky.[23] Měření paralaxy v roce 1917 prokázalo, že vzdálenost hvězdy je výrazně nižší.[24] V roce 1934 bylo publikováno, že systém 61 Cygni je fyzickou dvojhvězdou a byly zveřejněny elementy dráhy.[25]

Pozorovatel s triedrem 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 (16-20").[26] Při ideálních pozorovacích podmínkách může dvojhvězdu rozlišit triedr s optickým výstupem 6 mm.

Srovnání Slunce (vlevo), 61 Cygni A (dole) a 61 Cygni B (vpravo nahoře).

Ačkoli je 61 Cygni vidět pouhým okem jako jediná hvězda, jedná se o dvojhvězdu složenou ze dvou hvězd hlavní posloupnosti, oranžových trpaslíků spektrální třídy K, 61 Cygni A a 61 Cygni B. Jasnější hvězda 61 Cygni A má zdánlivou hvězdnou velikost 5,2 mag, slabší 61 Cygni B má velikost 6,1 mag. Obě hvězdy jsou pravděpodobně starší než Slunce,[27] pohybují se relativní rychlostí 108 km/s vzhledem ke Slunci,[28] což má za následek značný vlastní pohyb hvězdy po obloze.[29] Vzdáleností 11 světelných let se jedná o jednu nejbližších hvězd od Slunce.[4] Hvězda bude nejblíže k Slunci kolem roku 20 000, přibližně 9 světelných let.[28]

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 periastronu a 124 astronomických jednotek v apoastronu. Oběžné dráhy hvězd se těžko počítají z jejich hmotností a její hodnota tak zůstává sporná. V budoucnu by problém mohla vyřešit astroseismologie.[5]

Složka A je asi o 11 procent hmotnější složka B.[4] Má hvězdnou aktivitu o periodě 7,5±1,7 let, která je mnohem výraznější než cyklus Slunce.[30] Dřívější odhad byl 7,3 roku.[31] Kombinace aktivity slunečních skvrn společně s rotací a chromosférickou činností je charakteristická pro proměnné hvězdy typu BY Draconis. Vzhledem k diferenciální rotaci je rotace povrchu hvězdy podle zeměpisné šířky 27 až 45 dní, průměrná doba je 35 dní.[7]

Hvězdný vítr hvězd vytváří bublinu v místním mezihvězdném mračnu. Ve směru pohybu hvězdy v 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 největší pravděpodobností nesdílejí společnou atmosféru. Hustota atmosféry je pravděpodobně malá kvůli nízké hmotnosti a relativně vysoké rychlosti hvězdy.[32]

Proměnnost složky B je méně pravidelná než složky A, s výraznými krátkodobými maximy. 61 Cygni B má 11,7letou periodicitu proměnnosti.[31] Obě hvězdy vykazují hvězdné erupce, chromosférická činnost složky B je o 25 procent více aktivní než složky A.[33] V důsledku diferenciální rotace se doba rotace pohybuje podle zeměpisné šířky mezi 32 až 47 dny, průměrná doba rotace je 38 dnů.[7]

Věk soustavy 61 Cygni nelze spolehlivě určit. Kinematická data odhadují její stáří asi 10 miliard let.[29] 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 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.[34] V roce 2008 evoluční model CESAM2k z observatoře Côte d'Azur odhadl věk obou složek na 6,0±1,0 miliard let.[5]

Při několika příležitostech bylo publikováno, že 61 Cygni má neviditelné průvodce, planety nebo hnědého trpaslíka. Tyto hypotézy poprvé publikoval Kaj Strand z observatoře v Sproul (pod vedením Petera van de Kampa) v roce 1942, kdy pozorováním zjistil drobné, ale systematické změny v oběžného pohyby 61 Cygni A a B. Tvrdil, že změny vyvolává třetí těleso na oběžné dráze kolem 61 Cygni A.[35] V roce 1957, s přihlédnutím k 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.[36] V roce 1977 sovětští astronomové z observatoře poblíž Pulkova u Petrohradu oznámili, že planetární systém zahrnuje tři planety: dvě obří planety s šesti a dvanácti hmotnostmi Jupitera kolem 61 Cygni A, a jednu obří planetu se sedmi hmotnostmi planety Jupiter kolem 61 Cygni B.[37] V roce 1978, Wulff Dieter Heintz ze Sproul observatoře dokázal, že důkazy o neviditelných společnících jsou nepodložené a není možno dokázat průvodce menšího než 6 procent hmotnosti Slunce, tj. 60 hmotností Jupitera.[38]