61 Cygni: Porovnání verzí
Smazaný obsah Přidaný obsah
m r2.7.1) (robot přidal: no:61 Cygni |
m wire |
||
| Řádek 27: | Řádek 27: | ||
| dist_ly = 11,36±0,06 |
| dist_ly = 11,36±0,06 |
||
| dist_pc = 3,48±0,02 |
| dist_pc = 3,48±0,02 |
||
| appmag_v |
| appmag_v = +5,21/6,03 |
||
| absmag_v |
| absmag_v = 7,48/8,33 |
||
| b-v |
| b-v = +1,139/+1,320<ref name="ind">{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979A%26AS...36..297B |
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979A%26AS...36..297B |
||
| titul= Photoelectric observations of stars with variable H and K emission components. III |
| titul= Photoelectric observations of stars with variable H and K emission components. III |
||
| Řádek 75: | Řádek 75: | ||
| doi: 10.1051/0004-6361:200810080 |
| doi: 10.1051/0004-6361:200810080 |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> |
||
| lum_v |
| lum_v = 0,215/0,15 |
||
| teplota = 4526±66/4077±59<ref name="tep">{{Citace elektronické monografie |
| teplota = 4526±66/4077±59<ref name="tep">{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/694/2/1085/ |
| url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/694/2/1085/ |
||
| Řádek 134: | Řádek 134: | ||
| strany = 112 |
| strany = 112 |
||
| jazyk = česky |
| jazyk = česky |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> či '''Letící hvězda''', je [[dvojhvězda]] v |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> či '''Letící hvězda''', je [[dvojhvězda]] v [[souhvězdí Labutě]]. Její složky tvoří dvě trpasličí hvězdy [[spektrální klasifikace|spektrální třídy]] K o jasnosti 5,2 a 6,03 [[hvězdná velikost|mag]]. Dvojhvězda je to nenápadná, avšak zviditelnila se tím, že byla první hvězdou, u které se podařilo změřit [[paralaxa|paralaxu]] a určit její vzdálenost od [[Slunce]]. |
||
[[Friedrich Wilhelm Bessel]] u |
[[Friedrich Wilhelm Bessel]] u ní změřil v 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 |
||
| url=http://web.archive.org/web/20041025012932/http://www.seds.org/MESSIER/xtra/Bios/bessel.html |
| url=http://web.archive.org/web/20041025012932/http://www.seds.org/MESSIER/xtra/Bios/bessel.html |
||
| titul= Friedrich Wilhelm Bessel (July 22, 1784 - March 17, 1846) |
| titul= Friedrich Wilhelm Bessel (July 22, 1784 - March 17, 1846) |
||
| Řádek 158: | Řádek 158: | ||
| strany = |
| strany = |
||
| jazyk = německy |
| jazyk = německy |
||
| 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 |
| 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 tohoto důvodu se někdy nazývá ''Letící hvězda''.<ref name="navod"/> Z rychlosti pohybu správně usuzoval, že se hvězda nachází velmi blízko Země. Vzhledem k Zemi je 15. [[Seznam nejbližších hvězd|nejbližší hvězdou]] (složky vícenásobných hvězd nejsou započítány) a zároveň 7. hvězdou s nejrychlejším pohybem po obloze.<ref>{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS&page=table362 |
| url=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS&page=table362 |
||
| titul= The 150 Stars in the Hipparcos Catalogue with Largest Proper Motion |
| titul= The 150 Stars in the Hipparcos Catalogue with Largest Proper Motion |
||
| Řádek 169: | Řádek 169: | ||
| strany = |
| strany = |
||
| jazyk = anglicky |
| jazyk = anglicky |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> V |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> V 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 |
||
| url=http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-45NJHPF-3G&_user=10&_coverDate=08%2F31%2F1995&_rdoc=1&_fmt=high&_orig=search&_origin=search&_sort=d&_docanchor=&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=66127a57e91a5fb7a0da8558d61be0a9&searchtype=a |
| url=http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-45NJHPF-3G&_user=10&_coverDate=08%2F31%2F1995&_rdoc=1&_fmt=high&_orig=search&_origin=search&_sort=d&_docanchor=&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=66127a57e91a5fb7a0da8558d61be0a9&searchtype=a |
||
| titul= A Search for Jupiter-Mass Companions to Nearby Stars |
| titul= A Search for Jupiter-Mass Companions to Nearby Stars |
||
| Řádek 205: | Řádek 205: | ||
| jazyk = anglicky |
| jazyk = anglicky |
||
| doi = 10.1086/308020 |
| doi = 10.1086/308020 |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> K |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> K dnešnímu dni žádné planety u hvězdy nebyly potvrzeny. |
||
== Historie pozorování == |
== Historie pozorování == |
||
Na velký vlastní pohyb 61 Cygni poprvé poukázal [[Giuseppe Piazzi]] v |
Na velký vlastní pohyb 61 Cygni poprvé poukázal [[Giuseppe Piazzi]] v roce 1804, který ji pojmenoval ''Letící hvězda''.<ref>{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://adsabs.harvard.edu/full/1990JHA....21..275F |
| url=http://adsabs.harvard.edu/full/1990JHA....21..275F |
||
| titul= Giuseppe Piazzi and the Discovery of the Proper Motion of 61-CYGNI |
| titul= Giuseppe Piazzi and the Discovery of the Proper Motion of 61-CYGNI |
||
| Řádek 219: | Řádek 219: | ||
| datum vydání = 1990 |
| datum vydání = 1990 |
||
| jazyk = anglicky |
| jazyk = anglicky |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Piazziho objev vzbudil ve své době malou pozornost vzhledem k |
| 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. |
||
[[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 |
[[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 náhodné seskupení hvězd či gravitačně vázaný systém.<ref>{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://adsabs.harvard.edu/full/1898ApJ.....8..246D |
| url=http://adsabs.harvard.edu/full/1898ApJ.....8..246D |
||
| titul= Remarks regarding the parallaxes of 61 Cygni and the probable physical connection of these two stars |
| titul= Remarks regarding the parallaxes of 61 Cygni and the probable physical connection of these two stars |
||
| Řádek 235: | Řádek 235: | ||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> |
||
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 |
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.<ref>{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1839AN.....16...65B |
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1839AN.....16...65B |
||
| titul= Bestimmung der Entfernung des 61sten Sterns des Schwans |
| titul= Bestimmung der Entfernung des 61sten Sterns des Schwans |
||
| Řádek 249: | Řádek 249: | ||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> |
||
O |
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 |
||
| url=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS&page=areas |
| url=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS&page=areas |
||
| titul= High Proper Motion Stars: Interesting Areas to View |
| titul= High Proper Motion Stars: Interesting Areas to View |
||
| Řádek 263: | Řádek 263: | ||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> |
||
V |
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,<ref name="boss">{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1911AJ.....27...33B |
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1911AJ.....27...33B |
||
| titul= Community of motion among several stars of large proper-motion |
| titul= Community of motion among several stars of large proper-motion |
||
| Řádek 275: | Řádek 275: | ||
| jazyk = anglicky |
| jazyk = anglicky |
||
| doi = 10.1086/103931 |
| doi = 10.1086/103931 |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> která společně s |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> 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 [[souhvězdí Orionu|Orionova]] pásu. |
||
V |
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 |
||
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1959Obs....79..135E |
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1959Obs....79..135E |
||
| titul= White dwarf members of the 61 Cygni group |
| titul= White dwarf members of the 61 Cygni group |
||
| Řádek 291: | Řádek 291: | ||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> |
||
Následkem velké úhlové vzdálenosti obou složek a dlouhé oběžné době kolem společného těžiště nebylo z |
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 jak dva světelné roky.<ref>{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1898ApJ.....8..246D |
| url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1898ApJ.....8..246D |
||
| titul= Remarks regarding the parallaxes of 61 Cygni and the probable physical connection of these two stars |
| titul= Remarks regarding the parallaxes of 61 Cygni and the probable physical connection of these two stars |
||
| Řádek 303: | Řádek 303: | ||
| jazyk = anglicky |
| jazyk = anglicky |
||
| doi = 10.1086/140527 |
| doi = 10.1086/140527 |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Měření paralaxy v |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Měření paralaxy v roce 1917 prokázalo, že vzdálenost hvězdy je výrazně nižší.<ref>{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1917ApJ....46..313A&db_key=AST&nosetcookie=1 |
| url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1917ApJ....46..313A&db_key=AST&nosetcookie=1 |
||
| titul= The luminosities and parallaxes of five hundred stars |
| titul= The luminosities and parallaxes of five hundred stars |
||
| Řádek 315: | Řádek 315: | ||
| jazyk = anglicky |
| jazyk = anglicky |
||
| doi = 10.1086/142369 |
| doi = 10.1086/142369 |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> V |
| 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 |
||
| url=http://adsabs.harvard.edu/full/1950JO.....33....1B |
| url=http://adsabs.harvard.edu/full/1950JO.....33....1B |
||
| titul= Second catalogue d'orbites d'Etoiles Doubles visuelles |
| titul= Second catalogue d'orbites d'Etoiles Doubles visuelles |
||
| Řádek 329: | Řádek 329: | ||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> |
||
Pozorovatel s |
Pozorovatel s [[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„).<ref>{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://eclipse.gsfc.nasa.gov/TYPE/preface.html |
| url=http://eclipse.gsfc.nasa.gov/TYPE/preface.html |
||
| titul= Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995 - 2006 |
| titul= Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995 - 2006 |
||
| Řádek 341: | Řádek 341: | ||
| jazyk = anglicky |
| jazyk = anglicky |
||
| doi = |
| doi = |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Při ideálních pozorovacích podmínkách může dvojhvězdu rozlišit triedr s |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Při ideálních pozorovacích podmínkách může dvojhvězdu rozlišit triedr s optickým výstupem 6 mm. |
||
==Fyzikální vlastnosti== |
==Fyzikální vlastnosti== |
||
[[Soubor:Compare 61 cygni.png|náhled|vlevo|Srovnání Slunce (vlevo), 61 Cygni A |
[[Soubor:Compare 61 cygni.png|náhled|vlevo|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 |
Ačkoli je 61 Cygni vidět pouhým okem jako jediná hvězda, jedná se o dvojhvězdu složenou ze dvou hvězd hlavní posloupnosti, [[oranžových trpaslík|oranžových trpaslíků]] spektrální třídy K, 61 |
||
Cygni A |
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,<ref>{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992A&A...264L..31G |
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992A&A...264L..31G |
||
| titul= Radio and X-ray emission from main-sequence K stars |
| titul= Radio and X-ray emission from main-sequence K stars |
||
| Řádek 358: | Řádek 358: | ||
| jazyk = anglicky |
| jazyk = anglicky |
||
| doi = |
| doi = |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> pohybují se relativní rychlostí 108 km/s |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> pohybují se relativní rychlostí 108 km/s vzhledem ke Slunci,<ref name=“long„>{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://www.astronexus.com/node/41 |
| url=http://www.astronexus.com/node/41 |
||
| titul= Long-Term Stellar Motions, part 2: Shortcuts |
| titul= Long-Term Stellar Motions, part 2: Shortcuts |
||
| Řádek 370: | Řádek 370: | ||
| jazyk = anglicky |
| jazyk = anglicky |
||
| doi = |
| doi = |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> což má za následek značný vlastní pohyb hvězdy po [[nebeská sféra|obloze]].<ref name= |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> což má za následek značný vlastní pohyb hvězdy po [[nebeská sféra|obloze]].<ref name=“affer„>{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005A&A...433..647A |
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005A&A...433..647A |
||
| titul= Spectroscopic determination of photospheric parameters and chemical abundances of 6 K-type stars |
| titul= Spectroscopic determination of photospheric parameters and chemical abundances of 6 K-type stars |
||
| Řádek 382: | Řádek 382: | ||
| jazyk = anglicky |
| jazyk = anglicky |
||
| doi = 10.1051/0004-6361:20041308 |
| doi = 10.1051/0004-6361:20041308 |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Vzdáleností 11 světelných let se jedná o |
| 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 20 000, 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 |
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 |
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 |
||
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...483..426F |
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...483..426F |
||
| titul= Wavelet Analysis of Stellar Chromospheric Activity Variations |
| titul= Wavelet Analysis of Stellar Chromospheric Activity Variations |
||
| Řádek 398: | Řádek 398: | ||
| jazyk = anglicky |
| jazyk = anglicky |
||
| doi = 10.1086/304206 |
| doi = 10.1086/304206 |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Dřívější odhad byl 7,3 roku.<ref name= |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Dřívější odhad byl 7,3 roku.<ref name=“hem„>{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003A&A...406L..39H |
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003A&A...406L..39H |
||
| titul= Evidence for coronal activity cycles on 61 Cygni A and B |
| titul= Evidence for coronal activity cycles on 61 Cygni A and B |
||
| Řádek 410: | Řádek 410: | ||
| jazyk = anglicky |
| jazyk = anglicky |
||
| doi = 10.1051/0004-6361:20030882 |
| doi = 10.1051/0004-6361:20030882 |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Kombinace aktivity slunečních skvrn společně s |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Kombinace aktivity slunečních skvrn společně s rotací a [[chromosféra|chromosférickou]] činností je charakteristická pro proměnné hvězdy typu BY Draconis. Vzhledem k [[diferenciální rotace|diferenciální rotaci]] je rotace povrchu hvězdy podle zeměpisné šířky 27 až 45 dní, průměrná doba je 35 dní.<ref name=“rot„/> |
||
[[Hvězdný vítr]] hvězd vytváří bublinu v |
[[Hvězdný vítr]] hvězd vytváří bublinu v místním mezihvězdném mračnu. Ve směru pohybu hvězdy v [[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 největší pravděpodobností nesdílejí společnou atmosféru. Hustota atmosféry je pravděpodobně malá kvůli nízké hmotnosti a relativně vysoké rychlosti hvězdy.<ref>{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/574/1/412/ |
| url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/574/1/412/ |
||
| titul= Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity |
| titul= Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity |
||
| Řádek 426: | Řádek 426: | ||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> |
||
Proměnnost složky B je méně pravidelná než složky A, s |
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 |
||
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006A&A...460..261H |
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006A&A...460..261H |
||
| titul= Coronal activity cycles in 61 Cygni |
| titul= Coronal activity cycles in 61 Cygni |
||
| Řádek 438: | Řádek 438: | ||
| jazyk = anglicky |
| jazyk = anglicky |
||
| doi = 10.1051/0004-6361:20065459 |
| doi = 10.1051/0004-6361:20065459 |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> V |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> V důsledku diferenciální rotace se doba rotace pohybuje podle zeměpisné šířky mezi 32 až 47 dny, průměrná doba rotace je 38 dnů.<ref name=“rot„/> |
||
Věk soustavy 61 Cygni nelze spolehlivě určit. Kinematická data odhadují její stáří asi 10 miliard let.<ref name= |
Věk soustavy 61 Cygni nelze spolehlivě určit. Kinematická data odhadují její stáří asi 10 miliard let.<ref name=“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 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 |
||
| url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/669/2/1167/ |
| url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/669/2/1167/ |
||
| titul= Ages for Illustrative Field Stars Using Gyrochronology: Viability, Limitations, and Errors |
| titul= Ages for Illustrative Field Stars Using Gyrochronology: Viability, Limitations, and Errors |
||
| Řádek 452: | Řádek 452: | ||
| jazyk = anglicky |
| jazyk = anglicky |
||
| doi = 10.1086/519295 |
| doi = 10.1086/519295 |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> V |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> V roce 2008 evoluční model CESAM2k z observatoře Côte d'Azur odhadl věk obou složek na 6,0±1,0 miliard let.<ref name=“rad„/> |
||
== Hledání planetárního systému == |
== Hledání planetárního systému == |
||
Při několika příležitostech bylo publikováno, že 61 Cygni má neviditelné průvodce, planety nebo [[hnědý trpaslík|hnědého trpaslíka]]. Tyto hypotézy poprvé publikoval Kaj Strand z |
Při několika příležitostech bylo publikováno, že 61 Cygni má neviditelné průvodce, planety nebo [[hnědý trpaslík|hnědého trpaslíka]]. Tyto hypotézy poprvé publikoval Kaj Strand z observatoře v Sproul (pod vedením [[Peter van de Kamp|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 kolem 61 Cygni A.<ref>{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1943PASP...55...29S |
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1943PASP...55...29S |
||
| titul= 61 Cygni as a Triple System |
| titul= 61 Cygni as a Triple System |
||
| Řádek 467: | Řádek 467: | ||
| jazyk = anglicky |
| jazyk = anglicky |
||
| doi = 10.1086/125484 |
| doi = 10.1086/125484 |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> V |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> 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.<ref>{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1957AJ.....62Q..35S |
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1957AJ.....62Q..35S |
||
| titul= http://adsabs.harvard.edu/abs/1957AJ.....62Q..35S |
| titul= http://adsabs.harvard.edu/abs/1957AJ.....62Q..35S |
||
| Řádek 479: | Řádek 479: | ||
| jazyk = anglicky |
| jazyk = anglicky |
||
| doi = 10.1086/107588 |
| doi = 10.1086/107588 |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> V |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> V roce 1977 sovětští astronomové z observatoře poblíž Pulkova u [[Petrohrad]]u 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.<ref>{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://adsabs.harvard.edu/full/1978SvAL....4...50D |
| url=http://adsabs.harvard.edu/full/1978SvAL....4...50D |
||
| titul= New data on unseen companions of 61 Cygni |
| titul= New data on unseen companions of 61 Cygni |
||
| Řádek 491: | Řádek 491: | ||
| jazyk = anglicky |
| jazyk = anglicky |
||
| doi = |
| doi = |
||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> V |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> 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 [[Jupiter (planeta)|Jupitera]].<ref>{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...220..931H |
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...220..931H |
||
| titul= Reexamination of suspected unresolved binaries |
| titul= Reexamination of suspected unresolved binaries |
||
| Řádek 506: | Řádek 506: | ||
===Možnosti planetárního systému=== |
===Možnosti planetárního systému=== |
||
Když žádná planeta nebyla u |
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 |
||
| url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0604171 |
| url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0604171 |
||
| titul= Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program |
| titul= Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program |
||
| Řádek 520: | Řádek 520: | ||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> |
||
Vzhledem k |
Vzhledem k 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 |
||
| url=http://tauceti.sfsu.edu/~chris/SIM/t1.html |
| url=http://tauceti.sfsu.edu/~chris/SIM/t1.html |
||
| titul= SIM Planet Search Tier 1 Target Stars |
| titul= SIM Planet Search Tier 1 Target Stars |
||
| Řádek 533: | Řádek 533: | ||
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Tato sonda by měla být potenciálně schopná detekovat planety třikrát těžší než Země ve vzdálenosti 2 AU od hvězdy. |
| datum přístupu=2010-11-19}}</ref> Tato sonda by měla být potenciálně schopná detekovat planety třikrát těžší než Země ve vzdálenosti 2 AU od hvězdy. |
||
Měřením tohoto systému byl zjištěn přebytek infračerveného záření daleko nad rámec obvyklého vyzařování hvězdami. Takový přebytek záření je většinou spojen s |
Měřením tohoto systému byl zjištěn přebytek infračerveného záření daleko nad rámec obvyklého vyzařování hvězdami. Takový přebytek záření je většinou spojen s prachovým diskem, ale v tomto případě se nachází příliš blízko hvězdy, takže se může jednat o objekt, který dosud nebyl objeven dalekohledy.<ref>{{Citace elektronické monografie |
||
| url=http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-45NJHPF-3G&_user=10&_coverDate=08%2F31%2F1995&_rdoc=1&_fmt=high&_orig=search&_origin=search&_sort=d&_docanchor=&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=66127a57e91a5fb7a0da8558d61be0a9&searchtype=a |
| url=http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-45NJHPF-3G&_user=10&_coverDate=08%2F31%2F1995&_rdoc=1&_fmt=high&_orig=search&_origin=search&_sort=d&_docanchor=&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=66127a57e91a5fb7a0da8558d61be0a9&searchtype=a |
||
| titul= An 11.6 Micron Keck Search for Exo-Zodiacal Dust |
| titul= An 11.6 Micron Keck Search for Exo-Zodiacal Dust |
||
| Řádek 560: | Řádek 560: | ||
* {{en}} [http://stars.astro.illinois.edu/sow/61cyg.html 61 Cygni Jim Kaler] |
* {{en}} [http://stars.astro.illinois.edu/sow/61cyg.html 61 Cygni Jim Kaler] |
||
* {{de}} [http://www.epsilon-lyrae.de/Doppelsterne/61Cygni/61Cygni.html Der Doppelstern 61 Cygni, (61 Cyg), STF2758AB] |
* {{de}} [http://www.epsilon-lyrae.de/Doppelsterne/61Cygni/61Cygni.html Der Doppelstern 61 Cygni, (61 Cyg), STF2758AB] |
||
* {{cs}} [http://www.dcm.vesmir.cz/clanek/130-let-v-dejinach-vesmiru 130 let v |
* {{cs}} [http://www.dcm.vesmir.cz/clanek/130-let-v-dejinach-vesmiru 130 let v dějinách Vesmíru] |
||
{{Dobrý článek}} |
{{Dobrý článek}} |
||
Verze z 26. 2. 2012, 11:17
Šablona:Hvězda úvod Šablona:Hvězda fyzikální var Šablona:Hvězda označení Šablona:Hvězda konec
61 Cygni, známá též jako Besselova hvězda[1] či Letící hvězda, je dvojhvězda v souhvězdí Labutě. Její složky tvoří dvě trpasličí hvězdy spektrální třídy K o jasnosti 5,2 a 6,03 mag. Dvojhvězda je to nenápadná, avšak zviditelnila se tím, že byla první hvězdou, u které se podařilo změřit paralaxu a určit její vzdálenost od Slunce.
Friedrich Wilhelm Bessel u ní změřil v roce 1838 paralaxu 0,314″,[2][3] což odpovídá vzdálenosti od Země 10,4 světelných let.[4] 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.[5] Z tohoto důvodu se někdy nazývá Letící hvězda.[5] Z rychlosti pohybu správně usuzoval, že se hvězda nachází velmi blízko Země. Vzhledem k Zemi je 15. nejbližší hvězdou (složky vícenásobných hvězd nejsou započítány) a zároveň 7. hvězdou s nejrychlejším pohybem po obloze.[6] V 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.[7][8][9] K dnešnímu dni žádné planety u hvězdy nebyly potvrzeny.
Historie pozorování
Na velký vlastní pohyb 61 Cygni poprvé poukázal Giuseppe Piazzi v roce 1804, který ji pojmenoval Letící hvězda.[10] 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.[11]
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.[12]
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.[13]
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,[14] 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,[14] 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.[15]
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 jak dva světelné roky.[16] Měření paralaxy v roce 1917 prokázalo, že vzdálenost hvězdy je výrazně nižší.[17] V roce 1934 bylo publikováno, že systém 61 Cygni je fyzickou dvojhvězdou a byly zveřejněny elementy dráhy.[18]
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„).[19] Při ideálních pozorovacích podmínkách může dvojhvězdu rozlišit triedr s optickým výstupem 6 mm.
Fyzikální vlastnosti
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,[20] pohybují se relativní rychlostí 108 km/s vzhledem ke Slunci,[21] což má za následek značný vlastní pohyb hvězdy po obloze.[22] Vzdáleností 11 světelných let se jedná o jednu nejbližších hvězd od Slunce.[23] Hvězda bude nejblíže k Slunci kolem roku 20 000, přibližně 9 světelných let.[21]
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.[24]
Složka A je asi o 11 procent hmotnější složka B.[23] Má hvězdnou aktivitu o periodě 7,5±1,7 let, která je mnohem výraznější než cyklus Slunce.[25] Dřívější odhad byl 7,3 roku.[26] 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.[27]
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.[28]
Proměnnost složky B je méně pravidelná než složky A, s výraznými krátkodobými maximy. 61 Cygni B má 11,7 letou periodicitu proměnnosti.[26] Obě hvězdy vykazují hvězdné erupce, chromosférická činnost složky B je o 25 procent více aktivní než složky A.[29] V důsledku diferenciální rotace se doba rotace pohybuje podle zeměpisné šířky mezi 32 až 47 dny, průměrná doba rotace je 38 dnů.[27]
Věk soustavy 61 Cygni nelze spolehlivě určit. Kinematická data odhadují její stáří asi 10 miliard let.[22] 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.[30] V roce 2008 evoluční model CESAM2k z observatoře Côte d'Azur odhadl věk obou složek na 6,0±1,0 miliard let.[24]
Hledání planetárního systému
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 kolem 61 Cygni A.[31] 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.[32] 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.[33] 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.[34]
Možnosti planetárního systému
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.[35]
Vzhledem k blízkosti ke Slunci je dvojhvězda častým cílem zájmu astronomů. Obě hvězdy byly vybrány NASA jako cíle navrhované sondy Space Interferometry Mission.[36] Tato sonda by měla být potenciálně schopná detekovat planety třikrát těžší než Země ve vzdálenosti 2 AU od hvězdy.
Měřením tohoto systému byl zjištěn přebytek infračerveného záření daleko nad rámec obvyklého vyzařování hvězdami. Takový přebytek záření je většinou spojen s prachovým diskem, ale v tomto případě se nachází příliš blízko hvězdy, takže se může jednat o objekt, který dosud nebyl objeven dalekohledy.[37]
Související články
Odkazy
Reference
V tomto článku byl použit překlad textu z článku 61 Cygni na anglické Wikipedii.
- ↑ ŠUSTER, J. Drobné zprávy z astronomie [PDF]. Union of Czech Mathematicians and Physicists, 1890 [cit. 2010-11-19]. S. 112. Dostupné online.
- ↑ FYZIKA HVĚZD – 2.4 Změření hvězdné paralaxy
- ↑ Friedrich Wilhelm Bessel (July 22, 1784 - March 17, 1846) [online]. Students for the Exploration and Development of Space [cit. 2010-11-19]. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ BESSEL, Friedrich Wilhelm. Bessel's 1838 parallax of 61 Cygni [online]. Astronomische Nachrichten, 1838 [cit. 2010-11-19]. Dostupné online. (německy)
- ↑ The 150 Stars in the Hipparcos Catalogue with Largest Proper Motion [online]. European Space Agency [cit. 2010-11-19]. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ GORDON A. H., Walker. A Search for Jupiter-Mass Companions to Nearby Stars [online]. Icarus, srpen 1995 [cit. 2010-11-19]. S. 359 až 375. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.1995.1130. (anglicky)
- ↑ WITTENMYER, R.A. Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program [online]. The Astronomical Journal, 2006 [cit. 2010-11-19]. S. 177 až 188. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ CUMMING, A. The Lick Planet Search: Detectability and Mass Thresholds [online]. The Astronomical Journal, 1999 [cit. 2010-11-19]. S. 890 až 915. Dostupné online. DOI 10.1086/308020. (anglicky)
- ↑ FODERA-SERIO, G. Giuseppe Piazzi and the Discovery of the Proper Motion of 61-CYGNI [online]. JOURN. HISTORY OF ASTRONOMY, 1990 [cit. 2010-11-19]. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ DAVIS, H. S. Remarks regarding the parallaxes of 61 Cygni and the probable physical connection of these two stars [online]. Astrophysical Journal, 1898 [cit. 2010-11-19]. S. 246 až 247. Dostupné online. DOI 10.1086/140527. (anglicky)
- ↑ BESSEL, Friedrich Wilhelm. Bestimmung der Entfernung des 61sten Sterns des Schwans [online]. Astronomische Nachrichten, 12/1838 [cit. 2010-11-19]. Dostupné online. DOI 10.1002/asna.18390160502. (německy)
- ↑ High Proper Motion Stars: Interesting Areas to View [online]. [cit. 2010-11-19]. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ a b BOSS, Benjamin. Community of motion among several stars of large proper-motion [online]. Astronomical Journal [cit. 2010-11-19]. S. 33 až 37. Dostupné online. DOI 10.1086/103931. (anglicky)
- ↑ EGGEN, O. J. White dwarf members of the 61 Cygni group [online]. The Observatory [cit. 2010-11-19]. S. 135 až 139. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ DAVIS, H.S. Remarks regarding the parallaxes of 61 Cygni and the probable physical connection of these two stars [online]. Astrophysical Journal, 1898 [cit. 2010-11-19]. S. 246 až 247. Dostupné online. DOI 10.1086/140527. (anglicky)
- ↑ ADAMS, W.S; JOY, A.H. The luminosities and parallaxes of five hundred stars [online]. Astrophysical Journal, 1917 [cit. 2010-11-19]. S. 313 až 339. Dostupné online. DOI 10.1086/142369. (anglicky)
- ↑ BAIZE, P. Second catalogue d'orbites d'Etoiles Doubles visuelles [online]. Journal des Observateurs, 1934 [cit. 2010-11-19]. S. 1 až 31. Dostupné online. (francouzsky)
- ↑ ESPENAK, Fred. Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995 - 2006 [online]. NASA/Goddard Space Flight Center [cit. 2010-11-19]. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ GUDEL, M. Radio and X-ray emission from main-sequence K stars [online]. Astronomy and Astrophysics, 1992 [cit. 2010-11-19]. S. L31 až L34. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ a b Long-Term Stellar Motions, part 2: Shortcuts [online]. The Astronomy Nexus, březen 2006 [cit. 2010-11-19]. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ a b AFFER, L. Spectroscopic determination of photospheric parameters and chemical abundances of 6 K-type stars [online]. Astronomy and Astrophysics, duben 2005 [cit. 2010-11-19]. S. 647 až 658. Dostupné online. DOI 10.1051/0004-6361:20041308. (anglicky)
- ↑ a b Chybná citace: Chyba v tagu
<ref>; citaci označené“near„není určen žádný text - ↑ a b Chybná citace: Chyba v tagu
<ref>; citaci označené“rad„není určen žádný text - ↑ FRICK, P. Wavelet Analysis of Stellar Chromospheric Activity Variations [online]. Astrophysical Journal, 1997 [cit. 2010-11-19]. S. 426 až 434. Dostupné online. DOI 10.1086/304206. (anglicky)
- ↑ a b HEMPELMANN, A. Evidence for coronal activity cycles on 61 Cygni A and B [online]. Astronomy and Astrophysics, 1997 [cit. 2010-11-19]. S. L39 až L42. Dostupné online. DOI 10.1051/0004-6361:20030882. (anglicky)
- ↑ a b Chybná citace: Chyba v tagu
<ref>; citaci označené“rot„není určen žádný text - ↑ WOOD, Brian E. Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity [online]. The Astrophysical Journal, červenec 2002 [cit. 2010-11-19]. S. 412 až 425. Dostupné online. DOI 10.1086/340797. (anglicky)
- ↑ HEMPELMANN, A. Coronal activity cycles in 61 Cygni [online]. Astronomy and Astrophysics, 2006 [cit. 2010-11-19]. S. 261 až 267. Dostupné online. DOI 10.1051/0004-6361:20065459. (anglicky)
- ↑ BARNES, Sydney A. Ages for Illustrative Field Stars Using Gyrochronology: Viability, Limitations, and Errors [online]. The Astrophysical Journal, listopad 2007 [cit. 2010-11-19]. S. 1167 až 1189. Dostupné online. DOI 10.1086/519295. (anglicky)
- ↑ STRAND, K. Aa. 61 Cygni as a Triple System [online]. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, únor 1943 [cit. 2010-11-19]. S. 29 až 32. Dostupné online. DOI 10.1086/125484. (anglicky)
- ↑ STRAND, K. Aa. http://adsabs.harvard.edu/abs/1957AJ.....62Q..35S [online]. The Astronomical Journal, 1957 [cit. 2010-11-19]. S. 35. Dostupné online. DOI 10.1086/107588. (anglicky)
- ↑ DEICH, A. N. New data on unseen companions of 61 Cygni [online]. Soviet Astronomy Letters, leden únor 1978 [cit. 2010-11-19]. S. 50 až 52. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ HEINTZ, W. D. Reexamination of suspected unresolved binaries [online]. Astronomical Journal, 1978 [cit. 2010-11-19]. S. 931 až 934. Dostupné online. DOI 10.1086/155982. (anglicky)
- ↑ WITTENMYER, Robert A. Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program [online]. Astronomical Journal, květen 2006 [cit. 2010-11-19]. S. 177 až 188. Dostupné online. DOI 10.1086/504942. (anglicky)
- ↑ SIM Planet Search Tier 1 Target Stars [online]. San Francisco State University [cit. 2010-11-19]. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ KUCHNER, Marc J. An 11.6 Micron Keck Search for Exo-Zodiacal Dust [online]. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 1998 [cit. 2010-11-19]. S. 1336 až 1341. Dostupné online. DOI 10.1086/316267. (anglicky)
Externí odkazy
- (anglicky) 61 Cygni 2 na Solstation
- (anglicky) 61 Cygni Jim Kaler
- (německy) Der Doppelstern 61 Cygni, (61 Cyg), STF2758AB
- (česky) 130 let v dějinách Vesmíru