header image

 
 

Súhvezdie Labuť

Ukážka súhvezdia, kapitoly z knihy Súhvezdia od Andromédy po Žirafu

Slovníček

Cygnus, genitív Cygni, skratka Cyg

Báj hovorí, že na labuť sa premieňal vládca Olympu, mocný Zeus, keď zostupoval zo svojho sídla na Olympe, aby sa pozrel medzi ľudí. V tejto podobe navštívil aj spartskú kráľovnú Lédu, dcéru aitolského kráľa Tésea, ktorá ho zaujala svojou krásou. Aby sa k nej mohol priblížiť, nechal sa prenasledovať obrovským orlom, pred ktorým ho kráľovná zachránila. Léda sa po návšteve Dia stala matkou jedného z Blížencov – Polluxa (Polydeuka) a tiež krásnej Heleny, pre ktorú vypukla trójska vojna.

V dnešnej podobe sme obrazec tohto súhvezdia našli zobrazený na Eufratských kamenných doskách. Rimania prevzali víziu letiacej Labute od Aráta. Gréci si pod týmito hviezdami predstavovali vtáka či konkrétne sliepku, v Arábii zase tento obrazec nazývali letiacim orlom.

Hviezdy a objekty: Labuť je súhvezdie veľmi bohaté na jasné hviezdy a zaujímavé objekty. Jeho najjasnejšia hviezda α sa volá Deneb. Jej pôvodný (celý) názov je Deneb el Adige, nazýva sa aj Arided, Aridif, Arrioph. Najpoužívanejšie meno pochádza z arabského názvu Al Dhanab al Dajajah, čo znamená „chvost sliepky“. V obrazci Labute skutočne tvorí jej chvost. Druhý názov, Aried, má pôvod vo výraze Al Ridhadh, čo značí „sladko voňajúce kvety“. Je to dvadsiata najjasnejšia hviezda oblohy, ale zo všetkých päťdesiatich najjasnejších hviezd oblohy sa môže pochváliť najväčšou skutočnou svietivosťou a má najväčšiu absolútnu magnitúdu. Je 54 400-krát žiarivejší než Slnko (staršie odhady boli menej než polovičné) a má v závislosti od použitej metódy merania 108-krát (odvodenie veľkosti na základe svietivosti) až 114-krát (priame zmeranie uhlového priemeru) väčší priemer ako Slnko. Jedna otáčka okolo vlastnej osi mu pri takomto rozmere aj pri rýchlosti otáčania 30 km/s, čo je mimochodom aj hodnota obežnej rýchlosti Zeme okolo Slnka, trvá pol roka.

Ak by sme Deneb presunuli do vzdialenosti našej najjasnejšej hviezdy Sírius, dosiahol by magnitúdu Mesiaca v splne. Na mieste Vegy, najjasnejšej hviezdy letnej oblohy, by mal magnitúdu -7,8. To je stále pätnásťnásobok najvyššej magnitúdy Venuše, najjasnejšieho bodového zdroja svetla na pozemskej oblohe, a my by sme ho poľahky videli aj za denného svetla. Vo svojej reálnej vzdialenosti je však iba hviezdičkou magnitúdy 1,25. Pri udávaní vzdialenosti Denebu sa, podobne ako pri viacerých ďalekých hviezdach, zdroje prudko rozchádzajú. Stretneme sa s hodnotami medzi 931 ly a 3 230 ly. Údaje zo sondy Hipparcos vedú k hodnote 1 425 ly. Aj keby však bol správny najnižší odhad, Deneb je každopádne najvzdialenejšia spomedzi všetkých hviezd s prvou magnitúdou. Na jeho povrchu rozpálenom dobiela panuje teplota 8 500 K. Pri svojom zrode len pred desiatimi miliónmi rokov bol ešte horúcejší a ležal zrejme niekde na rozhraní spektrálnych typov O a B. Dosahuje hmotnosť 15 až 16 hmotností Slnka a prostredníctvom intenzívneho hviezdneho vetra stratí každý rok milióntinu hmotnosti Slnka, čiže jeho hmotnosť klesá 40-miliónkrát rýchlejšie než našemu Slnku. Svoju existenciu hviezda ukončí výbuchom masívnej supernovy.

Deneb patrí medzi biele nadobry, ktoré nepravidelne menia svoju jasnosť, no v prípade Denebu je to iba o 0,04 mag. Zaraďuje sa medzi pulzujúce premenné hviezdy. Vo vzdialenosti 76″ od neho sa nachádza hviezda s magnitúdou 11,7, nevie sa však, či je to jeho fyzický sprievodca. Zároveň je Deneb členom hviezdnej asociácie Cygnus OB7, do ktorej z jeho okolia patrí napr. 55 Cygni, 59 Cygni či 68 Cygni (pozri nižšie).

Deneb je jednou z troch hviezd tvoriacich asterizmus Letný trojuholník, ktorý uľahčuje orientáciu na letnej oblohe. Ďalšie hviezdy trojuholníka sú Vega z Lýry a Altair z Orla. Zaujímavé je, že všetky tri hviezdy sú typu A a majú podobnú povrchovú teplotu. Deneb je z hviezd trojuholníka najmenej jasný. Zároveň patrí do ďalšieho asterizmu, Severného kríža, ktorý tvoria len hviezdy Labute. Severný kríž je základom tela Labute, jej päť vnútorných najjasnejších hviezd. Okolo roku 9 800 sa Deneb stane polárkou, keď sa do jeho blízkosti presunie severný svetový pól.

800px-Albireo_aβ Cygni (obr. vpravo) sa nazýva Albireo. Nie je však druhou najjasnejšou, ako naznačuje Bayerovo označenie, ale až piatou, po γ, δ a ε Cygni. V obrazci Labute predstavuje jej hlavu, čomu zodpovedá aj jej pôvodný arabský názov Al Minliar al Dajajah, v preklade „zobák sliepky“. V Severnom kríži tvorí pre zmenu jeho základňu. Jej dnešné meno vzniklo nedopatrením, spojením slov „ab“ a „ireo“, ktoré boli v roku 1515 použité pri opise súhvezdia Labute v Almageste.

Je to ľahko rozložiteľná a veľmi pekná dvojhviezda, jedna z najkrajších na oblohe. Na jej rozlíšenie stačí dobrý triéder, pohľad amatérskym ďalekohľadom je však pôsobivejší. Celková magnitúda dvojice je 3,0. Hlavná, jasnejšia zložka, Albireo A, je zlatožltý obor jasný 3,1 – 3,3 mag. Teplota na jeho povrchu dosahuje 4 400 K, svietivosť 950 svietivostí Slnka, hmotnosť 5 hmotností Slnka a jeho priemer je v porovnaní so Slnkom 50-násobný. Sám je v skutočnosti spektroskopickou dvojhviezdou, takže jedna z najznámejších dvojhviezd oblohy je vlastne trojhviezdou. Nerozlíšiteľný sprievodca, 100-krát svietivejší a 3,2-krát ťažší než Slnko, obehne obra vo vzdialenosti 40 AU raz za 100 rokov. Vo vzdialenosti 34″ – 35″ od spektroskopickej dvojhviezdy leží pozorovateľná tretia zložka, Albireo B, 5,1 – 5,5 magnitúdy. Je to modrobiela hviezda hlavnej postupnosti typu B0, podľa iného zdroja B8. Má teplotu 12 100 K, svietivosť 190 Sĺnk a hmotnosť 3,3 Sĺnk. Rotuje veľmi rýchlo, až 250 km/s, a odstredivou silou z jeho rovníkových oblastí odlieta hmota vytvárajúca okolo hviezdy disk z prachu a plynu. Nemáme žiadny náznak, že by aj táto zložka mala nejakého spoločníka. Zaujímavé je, že neviditeľný sprievodca hlavnej zložky je tiež modrobiela hviezda hlavnej postupnosti podobného typu i hmotnosti, len o čosi chladnejšia (B9) a ľahšia. Z planéty obiehajúcej okolo Albirea B by však sprievodca Albirea A, samozrejme, bol viditeľný – žiaril by zhruba ako 17 Mesiacov v splne, a hlavná zložka ešte dvakrát tak silno. Aj z tejto blízkosti by ich od seba však na oblohe delila vzdialenosť len pol stupňa.

Obor Albireo A a viditeľná menšia modrá hviezda Albireo B obehnú spoločné ťažisko za najmenej 7 300 rokov, podľa iných odhadov za oveľa viac. Stále existujú pochybnosti o tom, či tieto dve zložky vôbec tvoria fyzickú dvojicu, pretože majú taký veľký uhlový odstup. Hviezdy majú silný farebný kontrast, čiže sa navzájom zvýrazňujú – jasnejšia sa javí až ako oranžová, slabšia ako modrozelená. Preto ich niekedy astronómovia prezývajú „topás“ a „zafír“.

Hviezda γ má meno Sadr, či Sadir, čo pochádza z arabského výrazu „Al Sadr al Dajajah“ znamenajúceho „prsia sliepky“ alebo „hruď“. V obrazci Labute skutočne tvorí jej hruď, v obrazci Severného kríža zase stred. Je to tiež dvojhviezda, no iba zdanlivá. Žiarivosť hlavnej zložky je podobne ako v prípade Denebu obrovská, dosahuje okolo 60 000 svietivostí Slnka. Sadr sa klasifikuje ako nadobor typu F, čím patrí do pomerne zriedkavej skupiny hviezd. Priemer hviezdy, 235 priemerov Slnka, je asi o 10 % väčší ako priemer obežnej dráhy Zeme. No vzhľadom na jej nepresne určenú vzdialenosť, ktorá by sa mala pohybovať okolo 1 830 ly, s odchýlkou 280 ly, sú možno parametre hviezdy v skutočnosti trochu iné. Na jej povrchu rozpálenom do žltobiela panuje teplota 5 800 K. Aj  Cygni, podobne ako Deneb, čaká osud supernovy. Medzihviezdny prach ležiaci medzi nami a Sadr tlmí jej jas o pol magnitúdy. Optický sprievodca hviezdy leží vo vzdialenosti 41,2″ a dosahuje magnitúdu 9,9. Má taký odlišný vlastný pohyb od hlavnej zložky – nadobra – že k nemu nemôže byť gravitačne pripútaný. Samotný sprievodca je tesnou dvojhviezdou tvorenou zložkami s magnitúdami 10 a 11, ktoré delí odstup iba 2″. Zložky sú označené ako B a C.

Sadr leží pred komplexom temných a žiariacich hmlovín s označením IC 1318 a v jej blízkosti nájdeme aj severný koniec Tmavej trhliny v Labuti. Časť hmloviny IC 1318 predstavuje emisnú hmlovinu rozdelenú tmavým prachovým pásom na symetrické časti, preto dostala meno Motýlik. Hmlovina leží za hviezdou Sadr, vo vzdialenosti asi 2 000 ly.

Hviezda Sadr (γ Cygni, v strede) a jej hmlovinové okolie

Hviezda Sadr (γ Cygni, v strede) a jej hmlovinové okolie

δ Cygni, napriek tomu, že je vcelku jasná, nemá vlastné meno. Je však takisto trojhviezdou. Jej hlavnú zložku, podobra na rozhraní typov B a A, delí od sprievodcu, žltobielej hviezdy hlavnej postupnosti, vzdialenosť iba 2,4″. Hlavná zložka dosahuje 3 až 3,3 hmotnosti Slnka, priemer 4,7 priemeru Slnka a svietivosť 180 svietivostí Slnka. Sprievodca má 6,2 svietivostí Slnka a 1,6 hmotností Slnka. Obehnú spoločné ťažisko raz za 780 rokov po veľmi výstrednej dráhe, na ktorej sa ich vzdialenosť mení od 230 AU po 84 AU. Oveľa ďalej leží tretia zložka dvanástej magnitúdy. Tá pravdepodobne veľmi pomaly obieha vnútorný pár. Je to hviezda hlavnej postupnosti typu K5 s hmotnosťou asi dve tretiny hmotnosti Slnka.

ε Cygni sa volá Gienah rovnako ako γ zo súhvezdia Havrana. Jej meno pochádza z arabského Al Janáh, „krídlo“ – je teda príhodné v oboch súhvezdiach. Tvorí juhovýchodné krídlo Labute v blízkosti súhvezdia Líška a na jej odlíšenie od Gienah v Havranovi sa môže použiť označenie Gienah Cygni. Patrí k oranžovým obrom s povrchovou teplotou 4 725 K, priemerom 12 Sĺnk a svietivosťou 61 Sĺnk. Gienah má zo všetkých hviezd obrazca Labute najväčší vlastný pohyb. Jej rýchlosť voči Slnku predstavuje 50 km/s, čo je dvakrát viac, než je priemerná rýchlosť hviezd.

Je to spektroskopická dvojhviezda, ale má aj dvoch vizuálnych sprievodcov – jedného s magnitúdou uvádzanou v rozsahu 9 – 11,5 vo vzdialenosti 44″ – 55″, druhého s magnitúdou 13,4 vo vzdialenosti 78″ spektrálneho typu M4. Prvý sa iba náhodne premieta do blízkosti hlavnej zložky, ohľadom druhého však nie je jasné, či je alebo nie je k hlavnej zložke gravitačne viazaný. Nikdy nebol pozorovaný ich vzájomný orbitálny pohyb, napriek tomu však podľa novších poznatkov pravdepodobne predsa len k oranžovému obrovi patrí, pretože s ním zdieľa rovnaký pohyb priestorom. Musí však ležať minimálne 1 700 AU od hlavnej zložky, čo je 40-krát ďalej ako vzdialenosť Pluta od Slnka. Jeden obeh okolo nej jej trvá prinajmenšom 50 000 rokov.

Bezmenná ζ Cygni tvorí predĺženie krídla Labute, v ktorého ohybe je Gienah. Tento žltý obor vyžaruje do priestoru 119-krát viac svetla ako Slnko, no teplota na jeho povrchu – 4 980 K – je v porovnaní so Slnkom o čosi nižšia. Má zhruba 14-násobok priemeru Slnka, hmotnosť okolo troch slnečných hmotností a vek asi 400 miliónov rokov. Ťahá so sebou priestorom spektroskopického sprievodcu. Ten obra obehne v priemernej vzdialenosti 11 AU, čo je pri pozorovaní zo Zeme len 0,04″, raz za 17,8 roka. Sprievodcom je biely trpaslík. Hubblov vesmírny ďalekohľad bol schopný ho aj opticky zobraziť, hoci len ako bod strácajúci sa v jase neporovnateľne žiarivejšej hlavnej zložky. Predpokladá sa, že biely trpaslík začal svoj život ako hmotnejšia hviezda než je dnešná hlavná zložka ζ Cygni, ale v závere svojho života odovzdal svojej sprievodnej hviezde – dnešnému žltému obrovi – hmotu asi polovice hmotnosti Slnka.

η Cygni je jedna z hviezd vyznačujúca ledva viditeľný labutí krk. Je to oranžový obor vyše 10-krát väčší ako Slnko s 54-násobkom jeho svietivosti. Jej celkový vek sa odhaduje na 750 miliónov rokov, z toho asi 50 miliónov rokov uplynulo od chvíle, kedy si spálila v jadre všetko vodíkové palivo. Hmotnosť hviezdy je necelých 2,5 hmotností Slnka. Je obklopená až štyrmi sprievodcami, no vlastný pohyb troch z nich prezradil, že sa do blízkosti hlavnej zložky iba náhodne premietajú. Skutočný, fyzický sprievodca hlavnej zložky je iba ten najbližší, hviezdička dvanástej magnitúdy vzdialená 7,8″ od hlavnej zložky. Jeho nízka svietivosť prezrádza, že je červeným trpaslíkom s hmotnosťou okolo polovice hmotnosti Slnka. Fyzická vzdialenosť sprievodcu od hlavnej zložky je 325 AU a jeden obeh jej trvá najmenej 3 500 rokov. Len 7 oblúkových minút od η Cygni sa nachádza objekt deviatej magnitúdy známy ako Cygnus X-1 (pozri nižšie). 2,5° opačným smerom (juhojuhozápad) možno nájsť premennú hviezdu χ Cygni.

λ Cygni je ďalšia z hviezd Labute, ktorej magnitúdu mierne znižuje medzihviezdny prach. Ide o spektroskopickú dvojhviezdu zloženú z dvoch takmer identických hviezd hlavnej postupnosti typu B, ktoré obehnú spoločné ťažisko v priemernej reálnej vzdialenosti 11,3 AU. Obe zložky sú slabšie ako piata magnitúda a spoločne ich vidíme ako hviezdičku magnitúdy 4,53. Jedna z nich má 1 260, druhá približne 800 slnečných svietivostí a ich hmotnosti sa pohybujú okolo 5,5-násobku a 5,0-násobku hmotnosti Slnka. Vo vzdialenosti 183 AU od centrálneho páru leží ich fyzický, menej hmotný sprievodca, λ Cygni B, ktorý však s hmotnosťou 4 hmotnosti Slnka a svietivosťou 400 Sĺnk stále spadá do typu B. Zo vzdialenosti 769 ly ho vidíme ako hviezdičku magnitúdy 6,3 vzdialenú necelú uhlovú sekundu od centrálneho, opticky nerozlíšiteľného páru. O ďalších 83″ ďalej nájdeme druhého rozlíšiteľného sprievodcu, λ Cygni C. Je to červený obor a nevieme s istotou, či k sústave skutočne patrí alebo nie, no z jeho typu sa zdá byť pravdepodobnejšia druhá možnosť. Keby bol predsa len s vnútornou dvojhviezdou gravitačne zviazaný, musel by obiehať vo vzdialenosti viac ako 20 000 AU od nej.

Niekoľko stupňov od jasného Denebu sa nachádza vzdialená, slabá hviezda ξ Cygni. Hoci leží až 1 200 ly ďaleko, astronómovia nezistili prítomnosť žiadneho mračna medzihviezdneho prachu tlmiaceho svetlo hviezdy. Tým smerom je teda akési „okno“ v okolitom zaprášenom priestore roviny našej Galaxie. Povrchová teplota tejto nadobrej hviezdy s veľkosťou obvodu rovnajúcou sa zhruba obvodu obežnej dráhy Zeme nie je presne určená, objavili sa hodnoty 4 007 K a 3 490 K. Má 8 až 10 hmotností Slnka a na hviezdu z nášho galaktického okolia prekvapivo nízke zastúpenie ťažších prvkov v spektre. Jej pomer železa k vodíku dosahuje iba 35 % z hodnoty Slnka. Rotačná perióda je tiež dosť nejasne určená, lebo nepoznáme sklon jej rotačnej osi. Podľa niektorých meraní je doba jednej otočky šokujúco dlhá – trvá až osem rokov! Vzhľadom na neistotu pri určovaní jej hmotnosti je ďalší vývoj ξ Cygni nejasný. Ak je jej hmotnosť bližšia nižšej hodnote, potom skončí zrejme ako biely trpaslík, v opačnom prípade jej hrozí osud supernovy.

ο1 Cygni (31 Cygni) a jej zdanlivý sprievodca 30 Cygni tvoria pár s podobným farebným kontrastom ako známejšia Albireo. Hlavná zložka má magnitúdu 4, sprievodca 30 Cygni magnitúdu 5, a je výrazne modravý. Triédrom alebo malým ďalekohľadom možno vidieť aj tretieho sprievodcu, ο2, ktorý je k hlavnej zložke ešte bližšie ako 30 Cygni, a má magnitúdu 7. Označenia týchto jednotlivých hviezd sa u rôznych autorov navzájom dosť zamieňajú. Všetky tri hviezdy sú však len zdanliví spoločníci. Kým 30 Cygni je v skutočnosti biela hviezda hlavnej postupnosti, ο1 aj ο2 sú spektroskopickými dvojhviezdami, premennými hviezdami typu Algol. Hlavné zložky oboch premenných systémov sú oranžové obry, ktoré sú periodicky zakrývané modrobielymi hviezdami hlavnej postupnosti. V prípade ο1 sa zložky obehnú raz za 10,36 roka vo vzdialenosti 11 AU. Keď hlavná zložka prekryje vedľajšiu, nastane 63-dňové zatmenie, pričom však magnitúda klesne iba o desatinu. Opačný zákryt, presnejšie prechod modrobielej zložky pred obrom, zakryje obra iba sčasti a zmena magnitúdy nie je postrehnuteľná. Obe hviezdy sú obklopené spoločnou atmosférou.

ο2 Cygni, zdanlivý sprievodca ο1, je slabší párik oranžového obra a modrobielej hviezdy. Zákryt nastáva každých 3,143 roka a zmena magnitúdy je ešte slabšia ako v prípade ο1 – predstavuje len okolo 6 %. Teplota hlavnej zložky nie je presne určená, priemer by mohol dosahovať okolo 230 priemerov Slnka, čo sú už takmer 2 astronomické jednotky. To hviezdu radí medzi nadobry.

Azelfafage je názov hviezdy π1 Cygni. Nepatrí už do základného obrazca a nachádza sa neďaleko hranice so súhvezdiami Cefeus a Jašterica. Jej meno pochádza buď z arabského Zail al Dagaga, „chvost sliepky“, alebo z iného arabského výrazu Al Thilf al Faras, „konská stopa“. Význam prvého názvu pochádza z toho, že sa nachádza za chvostom Labute, zhruba na predĺženej spojnici Sadr-Deneb, druhý výraz naráža na to, že noha Pegasa kedysi siahala až k tejto hviezde. Kedysi sa súdilo, že je od Zeme vzdialená 543 ly, po meraní sondy Hipparcos sa ukázalo, že jej vzdialenosť je až trikrát väčšia. Neďaleko od nej smerom na juh sa nachádza otvorená hviezdokopa M 39 (NGC 7092). Zaujímavé na hviezde Azelfafage je, že je polárkou planéty Mars. Jeho severný svetový pól sa nachádza na marťanskej oblohe asi stupeň a pol od tejto hviezdy, ktorá je najjasnejšou v jeho blízkosti. Je však pre Mars jednak slabším a jednak (pre svoju väčšiu uhlovú vzdialenosť) nepresnejším ukazovateľom pólu, ako je Polárka pre Zem.

σ Cygni, biely nadobor, tiež patrí medzi hviezdy, ktorým na magnitúde ubral medzihviezdny prach. V prípade σ Cygni sa však nevie, o koľko ju oslabil. Aj v prípade miernejšieho odhadu je však  Cygni pozoruhodne žiarivá hviezda 26 500-krát žiarivejšia, 43-krát väčšia a 10-krát ťažšia než Slnko. Staršie údaje sa zmieňujú aj o spektroskopickom sprievodcovi s obežnou dobou 11 dní, čo je menej než šestina z rotačnej doby samotného nadobra.

Zhruba stupeň južne od σ Cygni sa nachádza cefeida V1334 Cygni. Zmeny jej jasnosti v rozsahu niekoľko desatín magnitúdy majú periódu 3,33 dňa. V skutočnosti je trojhviezdou. Jej dve hmotnejšie zložky s rovnakými magnitúdami – 6,6 – od seba delí len 0,1“, v priestore asi 65 AU. Len jedna z nich pulzuje ako cefeida. A práve táto cefeida má ešte spektroskopického sprievodcu s dobou obehu 5 rokov.

Pomerne slabá τ Cygni je výnimočná tým, že má až osem rozlíšiteľných sprievodcov, ktorí v ďalekohľade už pomaly pripomínajú malú otvorenú hviezdokopu. No na základe dnešných poznatkov môžeme troch z nich s istotou vylúčiť ako zdanlivých spoločníkov premietajúcich sa náhodou do blízkosti hlavnej zložky, pretože sa vzhľadom na ňu pohybujú inými smermi priveľkými rýchlosťami na to, aby išlo o orbitálny pohyb. Hlavná zložka, τ Cygni A, je pravdepodobne podobor s teplotou 6 660 K, svietivosťou 8,4 Sĺnk a priemerom 2,2 Sĺnk. Nie je však vylúčené, že bola klasifikovaná trochu chybne a v skutočnosti je hviezdou na hlavnej postupnosti. Iba 0,91 oblúkových sekúnd od nej leží jej najbližší a najjasnejší spoločník, τ Cygni B, s magnitúdou 6,57. Je tiež na hlavnej postupnosti na pomedzí spektrálnych typov G a F. Obieha hlavnú zložku vo vzdialenosti 18,5 AU s periódou 49,62 roka, počas ktorej sa menia možnosti jej rozlíšiteľnosti malými ďalekohľadmi. Okolo tohto vnútorného páru hviezd obiehajú podľa družice Hipparcos ešte minimálne dvaja fyzickí sprievodcovia: τ Cygni F s magnitúdou 11,9, a τ Cygni I – hviezda až šestnástej magnitúdy. Kým sprievodca F je vzdialený 90″ od hlavnej zložky, čo v priestore predstavuje minimálne 1 770 AU, sprievodca I leží 534″ ďaleko, čo je najmenej 10 800 AU. Aj z dôvodu ich nízkej magnitúdy je zrejmé, že obaja títo sprievodcovia sú červenými trpaslíkmi. Ďalšie dva červené trpaslíky ležiace deväť oblúkových sekúnd od seba navzájom tvoria spoločne dvojhviezdu s obežnou dobou vyše 2 800 rokov, ale či popri vzájomnom obehu okolo spoločného ťažiska obiehajú ešte aj vnútorný pár žltobielych hviezd s označeniami A a B, nie je známe. Magnitúdy tejto trpasličej dvojhviezdy sú 12 a 13. No a ďalší traja sprievodcovia, C, D, a E, ležiaci 72″, 205″, a 87″ od hlavnej zložky sú s istotou iba zdanliví, hoci dvaja z nich ležia k hlavnej zložke uhlovo bližšie než jej dvaja potvrdení fyzickí sprievodcovia.

ω Cygni má meno Ruchba pochádzajúce z arabského názvu „rukbat al-dadžadža“, v inom prepise „Al Rukbah al Dajajah“ a znamená to „koleno sliepky“. Je to optická trojhviezda, ktorej zložky jasnosti 4,48 (iný zdroj uvádza 4,89) a 9 (podľa iného zdroja 10,0) mag. ležia vo vzdialenosti 56″. Hlavná zložka je buď masívny modrobiely podobor alebo jasný obor. Medzihviezdny prach ju stlmil približne o polovicu magnitúdy. Teplota na jej povrchu dosahuje 18 500 K, priemer 6,8 priemeru Slnka, hmotnosť by sa mala pohybovať medzi 7,5 až 8 hmotnosťami Slnka a okolo svojej osi sa otočí za menej než dva dni. Ak vezmeme do úvahy aj jej ultrafialové žiarenie, je hviezda 4 800-krát svietivejšia ako Slnko. V jej jadre buď už začala prebiehať fúzia hélia, alebo sa tak stane v blízkej budúcnosti. Pravdepodobne ju čaká osud masívneho bieleho trpaslíka. Sprievodca je pravdepodobne hviezda typu A vzdialená od hlavnej zložky najmenej 15 500 AU. Väčším ďalekohľadom nájdeme bližšie k hlavnej zložke, len 17″ od nej, slabšieho sprievodcu trinástej magnitúdy, ktorý je v priestore od centrálnej hviezdy vzdialený aspoň 4 800 AU. Obaja sprievodcovia sú fyzickí. Dve uhlové minúty od hlavnej zložky možno nájsť ešte tretieho sprievodcu, ω1 D, ktorý je však pravdepodobne iba zdanlivý.

Aj ω2 Cygni je vizuálna dvojhviezda, no jej hlavná zložka je pre zmenu červený obor. S modrobielou ω1 Cygni preto tvorí pekný farebný kontrast. Táto hviezda s povrchovou teplotou 3 700 K je pomerne slabo preskúmaná. Má približne jednu hmotnosť Slnka, ale svietivosť 380-násobok svietivosti Slnka a priemer 48-násobok priemeru Slnka. Je celkom názorným ukazovateľom budúcnosti našej hviezdy. Nevie sa však, v akej fáze vývoja sa presne nachádza – či ešte len začína spaľovať hélium na uhlík a kyslík, alebo ho už všetko spálila a jej mŕtve jadro sa scvrkáva na bieleho trpaslíka. Jej sprievodcu s magnitúdou okolo 10 od nej delí vzdialenosť zhruba jednej oblúkovej minúty. Ak k nej fyzicky patrí, potom má tiež hmotnosť zhruba jednej hmotnosti Slnka. V takom prípade by sa však naskytla otázka, prečo sa aj on nestal červeným obrom, keď hviezdy rovnakej hmotnosti a chemického zloženia by sa mali vyvíjať rovnako rýchlo. Tento fakt a tiež jeho rýchly vlastný pohyb voči ω1 naznačujú, že je to iba zdanlivý spoločník ω2 Cygni.

P Cygni je jedna z najvzdialenejších hviezd na oblohe, aké môžeme uvidieť voľným okom. Nejasná bodka magnitúdy 4,8 – to je všetko, čo zostalo zo svetla tohto modrobieleho nadobra 500 000-krát až 900 000-krát svietivejšieho ako Slnko po prekonaní vzdialenosti 4 700 ly – 6 000 ly a prelete cez medzihviezdne mračná prachu. Je to mohutná, nestabilná hviezda s obrovským obalom plynu, ktorý sa rozpína rýchlosťou asi 50 km/s až 200 km/s. Má spektrálny typ B1eq. V roku 1600 táto hviezda vzplanula na magnitúdu 3, čím si vyslúžila označenie „Nova Cygni 1600“. V skutočnosti to však nova nie je a jej zjasnenie bolo spôsobené vyvrhnutím nesmierneho množstva hmoty. Potom zoslabla na piatu magnitúdu. O polstoročie neskôr sa explózia opakovala. V súčasnosti sa jej jasnosť nemení skokovo, no rastie tempom 15 % za storočie. Spôsobuje to najmä chladnutie jej povrchu, čím sa jej žiarenie z ultrafialovej oblasti spektra posúva do viditeľného a pri vizuálnom pozorovaní sa preto javí čoraz jasnejšia. Hviezdu obklopuje tmavá obálka hmoty vyvrhnutej za posledných 900 rokov. Vo väčších vzdialenostiach sa nachádzajú hmloviny vytvorené vyvrhnutou hmotou spred 2 400 a 20 000 rokov. Hmotnosť P Cygni sa odhaduje na 50 – 60 slnečných hmotností, no stráca ju závratným tempom. Predpokladá sa, že exploduje ako hypernova a jej jadro, ak výbuch prežije, pravdepodobne skolabuje do čiernej diery.

Dvojhviezdu 16 Cygni so zložkami vzdialenými 39″ rozlíši aj malý ďalekohľad. Pozoruhodné je, že obe jej zložky sú žlté hviezdy podobné Slnku, hoci trochu (jedna o 30 %, druhá o 60 %) svietivejšie. Ich skutočná priestorová vzdialenosť nie je známa, z ich uhlovej vzdialenosti a ich vzdialenosti od Zeme sa však dá odvodiť, že je to aspoň 840 AU. Pri slabšej z oboch zložiek, 16 Cygni B, bola objavená exoplanéta, ktorá ju obehne v priemernej vzdialenosti 1,68 AU, čiže o niečo ďalej ako Mars obieha Slnko, s periódou 800 dní. Jej ďalšie vlastnosti sú pre prvé objavené exoplanéty typické: je ťažšia než Jupiter, a to minimálne 1,68-krát, a jej dráha má takú extrémnu výstrednosť, že v Slnečnej sústave by križovala dráhy dvoch ďalších planét. Keby sa však z jej povrchu, či prípadného mesiaca dala pozorovať obloha, druhá zložka dvojhviezdy – 16 Cygni A – by žiarila ako Mesiac v splne.

26 Cygni je biela hviezda hlavnej postupnosti trochu nejasného zaradenia a neznámej rotačnej rýchlosti. Pozornosť astronómov na seba upútala tým, že má veľmi nízke zastúpenie kovov – v tomto prípade železo predstavuje len 6 % z pomeru železa na Slnku – ale uhlík a kyslík sa už viac blížia k normálu. Takáto vzácna skupina hviezd sa nazýva podľa jej hlavnej predstaviteľky λ Bootis. Podľa hypotézy by zvláštne spektrum týchto hviezd mohlo byť spôsobené tým, že ich povrchy sa kontaminovali medzihviezdnou hmotou s nízkym obsahom kovov. 26 Cygni je zároveň veľmi slabo premenná hviezda typu Delta Scuti s magnitúdou oscilujúcou iba o 0,016 v perióde 38,5 minút. Má troch sprievodcov s magnitúdou sedem a vyššou, no všetci sú pravdepodobne iba zdanliví.

Len 1,5° severozápadne od Deneba žiari 55 Cygni, hviezda svietivejšia než samotný Deneb – no oveľa vzdialenejšia a stlmená medzihviezdnym prachom takmer o dve magnitúdy. Navyše väčšia časť jej žiarenia je už za viditeľnou časťou spektra, v energetickejšej ultrafialovej oblasti. Jej hmotnosť sa odhaduje na zhruba 17 hmotností Slnka. Má vek iba približne 10 miliónov rokov a je zdrojom nesmierne silného hviezdneho vetra. Približne 20″ od nej nájdeme jej sprievodcu jedenástej magnitúdy, no jeho vlastný pohyb prezradil, že k 55 Cygni fyzicky nepatrí.

Slabo premenná 59 Cygni je veľmi horúcou hviezdou typu B1. Jej magnitúda kolíše v rozsahu 4,5 – 4,9. Má okolo seba disk materiálu podobný disku okolo hviezdy Cih v Kasiopeji. Disk 59 Cygni však leží v rovine nášho zorného uhla, preto sa javí extrémne tenký. Hviezda má zároveň veľmi malého spektroskopického sprievodcu, ktorý ju obehne vo vzdialenosti Merkúra od Slnka v perióde iba 28,2 dňa. Tento sprievodca zahrieva jej disk. Ďalej, 0,2″ od hlavnej hviezdy, sa nachádza druhý sprievodca s magnitúdou 8, ktorý vnútorný pár obehne za 162 rokov v strednej vzdialenosti 90,5 AU. Ďalší štyria „sprievodcovia“ sú len hviezdičky, ktoré sa v tejto nahusto hviezdami osadenej oblasti premietajú do blízkosti 59 Cygni.

Na hranici viditeľnosti voľným okom je nenápadná dvojhviezda 61 Cygni, ktorá tvorí rovnobežník s hviezdami Deneb, Sadir a Gienah. Je známa tým, že je to jedna z našich najbližších hviezd – v poradí devätnásta. Nachádza sa vo vzdialenosti 11,36 svetelného roka. Jej druhá zložka, 61 Cygni B, leží od nás o niečo ďalej, vo vzdialenosti 11,43 svetelného roka. Jasnosť A zložky je 5,2 – 5,3 mag., B zložky 6,0 – 6,3 mag., spoločne dávajú magnitúdu 4,8. Ďalekohľadom ich od seba uvidíme vo vzájomnej vzdialenosti 27″. Spoločné ťažisko obehnú raz za 650 – 653 rokov vo vzájomnej vzdialenosti 85 AU. Hlavná zložka, 61 Cygni A, má spektrálny typ K3, podľa iného zdroja K5, hmotnosť 0,58 hmotností Slnka, svietivosť 15 % svietivosti Slnka, priemer 65 % priemeru Slnka. Má tiež spektroskopického sprievodcu, ktorý ju obehne raz za 1,89 roka. Druhá zložka, 61 Cygni B, je typu K4, v inom zdroji K7, jej hmotnosť je rovná 0,6 hmotnosti Slnka, svietivosť dosahuje iba 9 % svietivosti Slnka, priemer 60 % priemeru Slnka. Táto hviezda má dokonca dvoch sprievodcov, ktorých obežné doby sú 1,55 a 1,8 roka. Zložky A aj B vykazujú cyklus zmien magnetického poľa, podobne ako Slnko. Cyklus hmotnejšej zložky trvá 8 rokov, slabšej 11 rokov, rovnako ako slnečný cyklus. Cykly sa prejavujú vzplanutiami na oboch hviezdach a zmenou výskytu hviezdnych škvŕn. Tie pre veľkú vzdialenosť nie sú síce priamo pozorovateľné, ale prejavujú sa zmenami jasnosti oboch hviezd v perióde ich rotácie. Predpokladá sa, že táto viacnásobná sústava má prinajmenšom jednu hmotnú exoplanétu, ale je tiež možné, že ich má aj tri.

Sústava 61 Cygni sa preslávila tým, že bola prvou hviezdnou sústavou vôbec, pri ktorej bola zmeraná jej vzdialenosť. O jej relatívnej blízkosti k Slnku svedčí jej veľký vlastný pohyb, 5,22″ za rok. Práve vďaka tomuto rýchlemu pohybu si ju Friedrich W. Bessel v roku 1837 vybral na meranie vzdialenosti. V rokoch 1837 až 1838 urobil sériu jej pozorovaní, prostredníctvom ktorých určil jej ročnú paralaxu – 0,348″, čo po prepočte dalo hodnotu 9,37 svetelného roka. Merania v 80. rokoch 20. storočia určili strednú paralaxu 61 Cygni na 0,293″ +/– 0,003″, čo zodpovedá vzdialenosti 11,13 +/– 0,11 ly. Rýchly pohyb však v skutočnosti nie je iba dôsledkom malej vzdialenosti sústavy 61 Cygni od nás. Jej hviezdy sa hýbu vzhľadom na svoje okolie viac ako päťkrát rýchlejšie, než sa vzhľadom na svoje okolie pohybuje Slnko, takže je možné, že nie sú súčasťou populácie disku našej Galaxie a diskom iba prechádzajú.

Ďalšia hviezda na hranici viditeľnosti voľným okom, 68 Cygni, je v skutočnosti jedna z najmasívnejších a najhorúcejších hviezd v Galaxii. S povrchovou teplotou 34 800 K patrí do typu O8 V. Pri započítaní ultrafialového žiarenia je 832 000-krát žiarivejšia než Slnko. Na hypotetickej planéte, ktorá by takúto extrémnu hviezdu obiehala, by mohli byť podmienky rovnaké ako na Zemi až v 25-násobnej vzdialenosti Pluta od Slnka. Hmotnosť hviezdy sa odhaduje na 26 – 60 Sĺnk (aj v závislosti od jej reálnej vzdialenosti) a priemer na 25 Sĺnk. Medzihviezdny prach jej ubral z jasu takmer magnitúdu a jej vzdialenosť poznáme len veľmi približne – leží medzi 3 500 až 6 900 ly. Aj ona má veľmi rýchly vlastný pohyb, štyrikrát rýchlejší, než je obvyklé. V perióde 5,1 dňa ju obieha spektroskopický sprievodca, ktorého spektrum sa zatiaľ nepodarilo pozorovať. Hlavná zložka zakončí svoj kratučký (na hviezdu), len 3,5 milióna rokov trvajúci život explóziou obrovskej supernovy, po ktorej sa môže vytvoriť čierna diera.

Systém HD 188753 Cygni je trojhviezda, ktorej hlavnú zložku na pomedzí typov G a K obieha vo vzdialenosti väčšej ako vzdialenosť Saturna od Slnka dvojica blízkych hviezd. Kuriózne je, že táto trojhviezda má aj minimálne jednu planétu. Tá má hmotnosť 1,14 hmotností Jupitera a obieha hlavnú zložku v omnoho menšej vzdialenosti než vnútorný pár, dokonca v omnoho menšej než obieha Merkúr naše Slnko – 10,8 milióna km. Obehne svoju hviezdu iba za 3,35 dňa. Exoplanéta je teda typický „horúci Jupiter“.

Ďalšia zaujímavá exoplanéta s označením Kepler 186f obehne červeného trpaslíka raz za 130 dní vo vzdialenosti približne 53 miliónov km, zhruba tak ďaleko, jako obieha Merkúr od Slnka. Keďže sú však červené trpaslíky chladnejšie hviezdy, na planéte môžu pri tejto vzdialenosti panovať podmienky vhodné na existenciu kvapalnej vody. Navyše, táto planéta sa svojou veľkosťou podobá Zemi a je prvou objavenou planétou podobnou Zemi obiehajúcou materskú hviezdu v oblasti vhodnej na vznik života. V sústave sú ešte ďalšie tri dosiaľ objavené planéty, všetky bližšie k materskej hviezde než vyššie zmienená planéta, a len o málo väčšie ako Zem. Celý systém je od nás vzdialený asi 500 ly.

Sústava s exoplanétami Kepler-11 sa zase stala známou tým, že planét v nej je objavených až šesť. Všetky sú väčšie ako Zem a päť z nich obieha svoju hviezdu v menšej vzdialenosti než Merkúr obieha Slnko. Obežná doba najbližšej planéty je iba 10 dní.

V súhvezdí Labute poznáme vyše 400 premenných hviezd, medzi nimi tri novy. Jednou z najjasnejších je χ Cygni, ktorá je premenná hviezda typu Mira Ceti. Ide o najjasnejšiu hviezdu tohto druhu po samotnej Mire. Viditeľná voľným okom sa stáva len okolo maxima, kedy dosahuje magnitúdu 2,3 – 3,5. V minime ju môžeme pozorovať iba silným ďalekohľadom, pretože jej jasnosť je len 14,3 magnitúd. Jej jasnosť klesne až 10 000-krát v období 400 – 407 dní. Keď je najslabšia, má veľmi nízku povrchovú teplotu, iba okolo 1 640 K. Je to jedna z najchladnejších hviezd. Zároveň má vtedy najväčší rozmer – jej priemer, 300 priemerov Slnka, je porovnateľný so vzdialenosťou Marsu od Slnka. V astronomicky dohľadnej dobe hviezda odhodí vonkajšie obálky a zmení sa na planetárnu hmlovinu. χ Cygni patrí do vzácneho typu S (konkrétne S6), ktorý súvisí so zastúpením uhlíka a kyslíka v jej hmote. V spektre má tiež vysoký podiel zirkónu, ktorý je na jej povrchu viazaný v oxide zirkónu.

V tomto súhvezdí boli objavené aj najhorúcejšie hviezdy (Wolfove-Rayetove hviezdy) s povrchovou teplotou vyše 80 000 K.

Ďalšou jasnou premennou je U Cygni, mimoriadne červená hviezda na súradniciach AR = 20h 18′ 03″, DEC = +47° 44′ 12″. V maxime dosahuje jasnosť +5,9 mag. a v minime len +12,1 mag. Jej perióda je 463 dní.

Hviezda SS Cygni je prototypom trpasličích premenných hviezd známych buď ako premenné hviezdy typu SS Cygni, alebo aj ako premenné hviezdy typu U Geminorum. Ďalšie premenné v Labuti sú R Cygni (6,1 – 14,4 mag.) na súradniciach AR = 19h 35′ 29″, DEC = +50° 05′ 12″, a RT Cygni (6,0 – 13,1 mag.), ktorá má súradnice AR = 19h 42′13″, DEC = +48° 39′ 24″. Medzi zákrytové premenné hviezdy patrí V 456 Cygni so súradnicami AR = 20h 28′ 51″, DEC = +39° 09′ 13″. Jej jasnosť sa mení v intervale od +10,8 do +11,9 magnitúd. Ďalšou premennou hviezdou typu Mira Ceti je Z (AR = 20h 01,4′, DEC = +50° 03′) ktorá mení jasnosť v intervale 4,7 – 7,4 mag. v perióde 26 dní. Polopravidelná premenná W Cygni (AR = 21h 36′, DEC = +45° 22′) počas 126 dní mení svoju magnitúdu od 5,0 do 7,6. CH Cygni AR = 19h 24,5′, DEC = +50° 14′) je premenná hviezda typu Z Andromedae. Má rozsah magnitúd 6,4 až 8,7 a periódu 97 dní.

TT Cygni s magnitúdou 7,55 patrí do skupiny uhlíkových hviezd. V povrchových vrstvách tohto obrovského a na hviezdu chladného objektu bol zistený vysoký pomer uhlíka ku kyslíku. Uhlík pochádza zvnútra hviezdy a je produktom horenia hélia. Pred 6 000 rokmi, ešte pred získaním dnešnej podoby, hviezda vyvrhla obálku oxidu uhličitého. Táto obálka má dnes priemer asi pol svetelného roka. Vzdialenosť TT Cygni od Slnka je 1 500 ly a leží na krku Labute.

Hviezda HD 47129 alebo V 729 Cygni sa nazýva aj Plaskettova hviezda. Na tejto spektroskopickej dvojhviezde 6. magnitúdy nie je pri pohľade ďalekohľadom nič zaujímavé, jej zložky sú však v skutočnosti mimoriadne hmotné. Obidve patria do spektrálneho typu O pričom hlavná zložka má pravdepodobne 90 hmotností Slnka a jej sprievodca 60 hmotností Slnka. Túto obriu dvojhviezdu objavil v roku 1922 J. S. Plaskett.

V súhvezdí sa nachádza aj jedna z najzaujímavejších nov. Nesie názov Nova Cygni alebo N 1975 Cygni. Svetlo z jej poslednej explózie zasiahlo Zem v roku 1992. Objavil ju 29. augusta 1975 K. Osada v Japonsku, ktorý ju počas vzplanutia v roku 1975 pozoroval ako hviezdu 3. magnitúdy. Jej jasnosť sa naďalej zvyšovala, až dosiahla magnitúdu 2,5. Keďže dovtedy nebola katalogizovaná ani vo vtedy najpodrobnejšom Palomarskom atlase, pred explóziou musela byť jej magnitúda vyššia ako 21 a výbuchom sa znížila prinajmenšom o úctyhodných 19 magnitúd. Bolo to dosiaľ najväčšie známe zjasnenie novy. Súčasne sa stala najjasnejšou novou po 33 rokoch.

Nova Cygni je tesná dvojhviezda, ktorá sa skladá z bieleho trpaslíka typu Q a plazmovej hviezdy. Plyn z plazmovej hviezdy dopadal na bieleho trpaslíka. Napokon sa ho tam nahromadilo také množstvo, že došlo k termonukleárnej explózii. Biely trpaslík odhodil svoje vonkajšie vrstvy pri klasickom výbuchu novy. Rozpínanie plynného obalu nadobudlo pri výbuchu v roku 1975 rýchlosť až 2 000 km/s.

Druhá explózia novy z roku 1992 bola odhalená v noci z 18. na 19. februára. V čase prvého pozorovania vzplanutia v roku 1992, ktoré si všimol Peter Collins, mala nova magnitúdu 7,2. Postupne zjasňovala až na magnitúdu 4,3, čím sa opäť stala pozorovateľnou voľným okom. Počas tohto posledného vzplanutia novu sledovalo veľké množstvo pozemských aj kozmických observatórií vrátane sondy Voyager. Stala sa tak najpreskúmanejšou novou ešte pred dosiahnutím maxima jasnosti. Rok po vzplanutí odhalil Hubblov vesmírny ďalekohľad prstence horúceho plynného materiálu, ktorý hviezda pri explózii vyvrhla. Cez stred prstenca sa tiahne neobvyklá štruktúra podobná priečke, ktorej pôvod sa zatiaľ nepodarilo vysvetliť. Zároveň sa blízko novy objavila hmlovina, ktorú sme pri pozorovaní súhvezdia Labuť pred rokom 1992 ešte nevideli. Jej hmota však nepochádza z Novy Cygni. Výbuch novy zohrial vodík v už existujúcej, ale dovtedy tmavej hmlovine tak, že začal svietiť červeným svetlom. Plyn, ktorý nova skutočne vyvrhla, má oveľa menší rozmer. Postupom času sa hmlovina znova stane neviditeľnou. Celá sústava je od nás vzdialená 10 430 ly.

381549main_cygX1_final_665Jedným z najzaujímavejších objektov tohto súhvezdia je Cygnus X-1. Je to prvý objavený röntgenový zdroj v súhvezdí Labuť a jeden z najsilnejších na oblohe. Objavil ho röntgenový detektor vynesený nad atmosféru raketou v roku 1964. Na obrázku vľavo ho vidíme na zábere z observatória Chandra. Cygnus X-1 je tesná dvojhviezda. Jej viditeľná zložka, ktorá bola s röntgenovým a rádiovým zdrojom stotožnená v roku 1971, je veľmi svietivý modrý nadobor spektrálneho typu O9,7 s hmotnosťou podľa rozličných odhadov 20 – 40 hmotností Slnka. Teplota na jeho povrchu dosahuje 30 000 K, svietivosť vo viditeľnom spektre 385 000 Sĺnk a priemer 23 Sĺnk. Má označenie HDE 226868. Podľa jedného odhadu je od nás vzdialený 8 200 ly, podľa iného, vychádzajúceho z domnienky, že dvojhviezda je členom asociácie Cygnus OB3, 7 000 ly. Vzdialenosť je ťažké určiť presne, pretože je priveľká na zmeranie paralaxy. Viditeľnú zložku stlmil medzihviezdny prach ležiaci medzi ňou a nami až o 3,5 magnitúdy, ale napriek tomu ju možno pozorovať aj binokulárom. Dosahuje magnitúdu uvádzanú v rozdielnych zdrojoch 8,83 až 8,95. Jej radiálna rýchlosť sa pravidelne mení s periódou 5,6 dňa, čo vieme z posuvu spektrálnych čiar. Môžeme ju teda nazvať spektroskopickou dvojhviezdou. Nadobor obieha okolo spoločného ťažiska s neviditeľnou zložkou. Predpokladáme, že tou neviditeľnou zložkou je čierna diera s hmotnosťou väčšou než 6 – 7 hmotností Slnka – podľa novších odhadov až 20 hmotností Slnka. Jej vzdialenosť od viditeľnej zložky je 0,24 AU a jej priemer sa odhaduje na 100 km. Žiariaci obor a neviditeľná čierna diera spolu tvoria röntgenovú dvojhviezdu. Plazma žeravého nadobra dopadá na akréčny disk, ktorý veľkou rýchlosťou obieha okolo čiernej diery. Napokon na ňu dopadne, čím čierna diera postupne zvyšuje svoju hmotnosť. Každoročne takto z nadobra pretečie do čiernej diery hmota o hmotnosti troch milióntin hmotnosti Slnka. V mieste dopadu sa disk zohrieva na teplotu niekoľkých miliónov °C. Vysokotepelná plazma akréčneho disku je zdrojom intenzívneho röntgenového žiarenia, ktoré sa mení s frekvenciou 1 000 zmien za sekundu. Časť materiálu z akréčneho disku však pred dosiahnutím horizontu udalostí vystreľuje v oblasti pólov disku von vo forme dvoch protistojných výtriskov rýchlosťami, ktoré sa približujú rýchlosti svetla. Preto možno tento systém označiť za mikrokvazar. Pomerne nedávno astronómovia objavili tiež obálku, ktorá vznikla interakciou materiálu vychrleného z akréčneho disku s medzihviezdnou hmotou.

Cygnus X-1 má vyše dvojnásobnú hmotnosť ako neutrónové hviezdy. To bol pádny dôkaz toho, že neviditeľnou zložkou tejto dvojhviezdy je čierna diera, prvá identifikovaná čierna diera, ktorá vznikla z hviezdy. Ďalšia čierna diera bola nájdená až o 10 rokov neskôr. Odhaduje sa, že pôvodná hmotnosť hviezdy, z ktorej sa čierna diera v Cygnus X-1 utvorila, bola 80 – 100 hmotností Slnka, a jej vzniku predchádzala explózia hypernovy. V blízkosti tejto dvojhviezdy leží červená emisná hmlovina Sh2-101.

Ďalšia röntgenová dvojhviezda je Cygnus X-3. Je pozoruhodná pre neobyčajne krátku periódu obehu – len 4,8 hodiny. Okrem röntgenového žiarenia vysiela aj veľmi energetické gama žiarenie, ale vo viditeľnej olasti spektra sa ju dodnes nepodarilo identifikovať. Jej rádiové a gama žiarenie má rovnakú periódu zmien ako röntgenové. Dvojhviezdu pravdepodobne tvorí plazmová hviezda, z ktorej dopadá materiál na rýchlo rotujúci pulzar.

Iná hviezdna asociácia, Cygnus OB2, sa nachádza vo hviezdotvornej oblasti známej ako Cygnus X (bez ďalšieho číselného označenia). Asociácia leží okolo 4 500 – 6 000 ly ďaleko v strede súhvezdia Labuť. Jej súčasťou je aj hmlovinový komplex NGC 6914 zložený z emisných a reflexných hmlovín. Priemer hviezdotvornej oblasti Cygnus X je viac ako 600 ly a obsahuje hmotu viac ako miliónnásobku hmotnosti Slnka. Jej spletité štruktúry sú viditeľné na infračervených záberoch ďalekohľadov Spitzer a Herschel. Novovzniknuté hviezdy vytláčajú od seba svojimi hviezdnymi vetrami bubliny. Na okrajoch bublín sa niekedy vytvárajú zhustenia, z ktorých sa tvoria ďalšie hviezdy. O niekoľko miliónov rokov sa zárodočná hmlovina rozloží a o ďalších 100 miliónov rokov sa rozptýlia aj členovia hviezdnej asociácie.

V súhvezdí sa ďalej nachádza viac ako tisíc dvojhviezd, tiež obrovské množstvo viacnásobných hviezd a otvorených hviezdokôp. Cez Labuť prechádza Mliečna cesta, preto je veľmi bohatá na objekty. Aj voľným okom sa dajú vidieť mračná tmavého medzihviezdneho materiálu s dĺžkou až 130°, ktorý zatieňuje svetlo hviezd ležiacich za nimi. Tmavý pruh patriaci ku komplexu prachoplynovej hmoty obopínajúcej galaktický rovník vytvára dojem, akoby sa na tom úseku Mliečna cesta rozdvojovala. Je známy pod názvom Tmavá trhlina v Labuti a je od nás vzdialený asi 3 300 ly. Jeho okrúhlo rozšírený koniec v blízkosti Denebu sa občas označuje ako Severné Uhoľné vrece. Názov naráža na hmlovinu Uhoľné vrece v Južnom kríži. Druhý komplex tmavých hmlovín zasahujúci do Labute zo severu a končiaci západne od hviezdokopy M 39 sa volá Komínová temná hmlovina LG3.

Medzi najznámejšie objekty súhvezdia patrí pekná otvorená hviezdokopa M 39 (NGC 7092). Leží nad Denebom v blízkosti hranice s Jaštericou. S magnitúdou 4,6 je na hranici viditeľnosti voľným okom, takže patrí medzi veľmi jasné hviezdokopy. Pozoroval ju už Aristoteles. Pokrýva plochu približne Mesiaca v splne a je jednou z uhlovo najväčších hviezdokôp severnej oblohy. Jej hviezdy sú staré okolo 300 miliónov rokov. Je tiež dosť hustá, v priestore s priemerom 7 ly sa nachádza 30 jej hviezd, z toho 25 v dosahu triédra. V triédri má tvar trojuholníka, v ktorého rozvetvení, šesť mesačných priemerov juhovýchodne, leží až 100′ dlhá tmavá hmlovina katalogizovaná ako B 168.

O niečo menej jasná je otvorená hviezdokopa M 29 (NGC 6913). Tá sa nachádza južne od hviezdy Sadr. Je veľmi mladá, má iba okolo 10 miliónov rokov, a nie je príliš bohatá na hviezdy. Obsahuje 20 hviezd do magnitúdy 13, ktoré zaberajú priestor s priemerom 11 ly. S lepším amatérskym ďalekohľadom môžeme tiež v okolí Sadr pozorovať aj otvorenú hviezdokopu NGC 6910. Obsahuje zhruba 40 slabších hviezd.

Labuť je veľmi bohatá aj na emisné hmloviny. Väčšina emisných hmlovín je súčasťou komplexu prachoplynových mračien, ktorý je od nás vzdialený zhruba 2 000 ly, no stále patrí do nášho galaktického ramena – ramena Orióna. Tri stupne severovýchodne od Deneba sa nachádzajú hneď dve jasné a známe hmloviny, a to hmlovina NGC 7000 známa aj ako Severná Amerika a IC 5067-70 Pelikán. Svojím vzhľadom trochu pripomínajú náš pozemský kontinent, či skôr jeho južnú časť, a sediaceho pelikána. Z tmavého miesta ich uvidíme už triédrom, ale vizuálne sú dosť nejasné. 10-centimetrový ďalekohľad rozozná najjasnejšie časti Severnej Ameriky, „Floridu“ a „Mexiko“. Niekedy sa táto oblasť označuje aj ako „Stena v Labuti“. Dodnes nevieme, ktorá hviezda ionizuje plyn v hmlovinách a núti ho žiariť červene. Pravdepodobne je to hviezda Deneb.

„Stredná Amerika“ a „Mexiko“ sú v skutočnosti ložiskami horúceho plynu, prachu a novovzniknutých hviezd. Hviezdy, ktoré v hmlovine vznikli, ju pomaly narúšajú. Infračervené zábery Severnej Ameriky v nej ukazujú tisíce vznikajúcich hviezd vo všetkých štádiách – zabalené v kuklách z hustého prachu a plynu, obklopené diskami a emitujúce výtrysky, a hviezdy rozfúkavajúce zárodočnú hmlovinu vo svojom okolí. Prachové oblasti vytvárajú aj Pelikánovo oko a dlhý zobák, kým zakrivenú hlavu a krk naznačuje jasne žiariaci plyn. Tento výrazne žiariaci hrebeň má katalógové označenie IC 5067 a meria asi 10 svetelných rokov. Nachádza sa v mieste, kde žiarenie hviezd mení chladný plyn na horúci. Tomuto rozhraniu sa hovorí „ionizačný front“. Za ním možno na dlhoexponovaných snímkach vidieť vlákna tmavého, obzvlášť hustého plynu, ktoré zahrievaniu odolávajú dlhšie ako ich okolie. Ako ionizačný front postupuje, tvar Pelikána sa po miliónoch rokov stratí. V popredí hmloviny Pelikán ležia dve pomerne jasné hviezdy.

Krása Severnej Ameriky a Pelikána vynikne hlavne na fotografii. Každá z hmlovín má priemer asi 50 svetelných rokov (u Pelikána sa niekde uvádza aj 30) a sú od nás vzdialené 913 – 1 500 svetelných rokov. Podľa niektorých odhadov je Pelikán od nás o niečo ďalej – 1 800 – 2 000 ly – ako Severná Amerika. Severná Amerika zaberá na oblohe rozlohu šestnástich splnov Mesiaca alebo zhruba 120′x 100′, Pelikán pokrýva plochu 85′ x 75′. Celková hmotnosť Severnej Ameriky je asi 100 hmotností Slnka. Hoci je táto dvojitá hviezdotvorná oblasť len o niečo ďalej od Slnka ako známa Veľká hmlovina v Orióne, je komplexnejšia a náročnejšia na výskum. Tieto hmloviny objavil pravdepodobne William Herschel v roku 1786.

Hmlovina NGC 7000 Severná Amerika a IC 5067-70 Pelikán. Obe hmloviny oddeľuje tmavý prachový pruh na „atlantickom pobreží“. „Mexický záliv“ je tiež veľký prachový oblak.

Hmlovina NGC 7000 Severná Amerika a IC 5067-70 Pelikán. Obe hmloviny oddeľuje tmavý prachový pruh na „atlantickom pobreží“. „Mexický záliv“ je tiež veľký prachový oblak.

Ďalšia emisná hmlovina zaberá veľkú plochu oblohy blízko hviezdy Gienah. Nazýva sa Riasy, Slučka v Labuti alebo Závoj či Závojová hmlovina. Jej jasnejšie časti boli považované za samostatné hmloviny, preto má niekoľko označení: NGC 6992-5, NGC 6960 a IC 1340. Je zložená z množstva jemných vlákien. V skutočnosti ide o niekoľkovrstvové dlhé vlny, na ktoré sa pozeráme zboku. Nachádzajú sa vo vzdialenosti 2 500 svetelných rokov, podľa iných zdrojov 1 300 – 1 500 svetelných rokov. Hmlovina je zaujímavá tým, že ju neožarujú hviezdy, a predsa svieti. Predstavuje pozostatok po supernove. Existuje veľa názorov na to, kedy daná supernova vybuchla. Podľa jedných to bolo pred 9 000 rokmi, podľa iných pred 50 000 rokmi. Iné odhady hovoria, že tá explózia nastala až pred 160 000 – 300 000 rokmi, ďalšie v rozpore s tým uvádzajú iba 5 000 – 7 500 rokov v minulosti. Každopádne bezprostredne po explózii bolo mračno pravdepodobne jasné ako kosáčik Mesiaca a voľným okom zostalo viditeľné ešte celé týždne. Plyny boli vyvrhnuté obrovskou rýchlosťou (10 000 km/s), no preletom medzihviezdnym prostredím sa ich rýchlosť znížila na terajších 100 km/s. Hrnú pred sebou medzihviezdnu hmotu, pričom sa tvorí rázová vlna, v ktorej sú plyny stlačené, zohriate a ionizované. Pri opätovnom spájaní (rekombinácii) žiaria, a to nielen vo svetle, ale aj v röntgenovom a rádiovom žiarení. Vyvrhnutý materiál sa zrazil do chumáčikov a nevytvoril preto pravidelný útvar. Skutočný priemer hmloviny je 70 až 100 svetelných rokov. Komplex hmlovín objavil v roku 1784 William Herschel svojím 45-centimetrovým ďalekohľadom.

Riasy, hmlovinový komplex približne kruhového tvaru, ktorý zaberá na oblohe oblasť s veľkosťou asi 5 – 6 splnov Mesiaca. Dá sa zachytiť skôr fotograficky ako opticky, aj keď pri veľmi tmavej oblohe a periférnom videní možno vidieť minimálne náznaky hmloviny.

Riasy, hmlovinový komplex približne kruhového tvaru, ktorý zaberá na oblohe oblasť s veľkosťou asi 5 – 6 splnov Mesiaca. Dá sa zachytiť skôr fotograficky ako opticky, aj keď pri veľmi tmavej oblohe a periférnom videní možno vidieť minimálne náznaky hmloviny.

Hmlovina sa celkove delí na východnú časť (Vláknitú hmlovinu), strednú časť (Pickeringov trojuholník) a západnú časť (Sieťovú hmlovinu – NGC 6960). Vláknitá hmlovina je emisná hmlovina so závojovou štruktúrou. V NGC katalógu jej pripadajú čísla NGC 6992 a 6995. Nachádza sa juhojuhovýchodne od hviezdy ε Cygni. Oblúk tvorený dvojicou hmlovín dosahuje veľkosť jeden uhlový stupeň. Už vo väčšom triédri sa dá pozorovať v podobe oblúčikov, väčšie ďalekohľady pochopiteľne ukážu viac podrobností. 8-centimetrový ďalekohľad ukáže vláknitú štruktúru NGC 6960 a Pickeringov trojuholník, no na pozorovanie vláknitých rozvetvení v NGC 6979 je potrebné si vziať 40-centimetrový ďalekohľad a O III filter. Pickeringov oblúk pomenovaný po astronómovi Edwardovi Charlesovi Pickeringovi, s katalógovým označením NGC 6979, leží jeden stupeň na severozápad od hviezdy 52 Cygni. Má skutočne tvar trojuholníka. Pre jeho vizuálne pozorovanie je však potrebný ďalekohľad s priemerom minimálne 25 cm a tmavá obloha.

V zdanlivej blízkosti hviezdy Sadr, no v omnoho väčšej vzdialenosti – 4 000 ly – nájdeme ďalšiu emisnú hmlovinu. Má katalógové označenie DR 6 a priemer okolo 15 ly. Z hmloviny vystupuje 3,5 svetelného roka široký „nos“, v ktorom je vsadená skupina približne desiatich mladých hviezd modelujúcich hmlovinu. Tieto hviezdy nemajú ešte ani stotisíc rokov, ale ich silné hviezdne vetry už vyfúkli v hmlovine dutiny v tvare ľudskej lebky, čo viedlo aj k jej názvu – Dutá lebka. Dutiny sú však viditeľné iba v infračervenom spektre. Medzi nimi sa klenie 3,5 svetelného roka dlhý most.

Uhlovo bližšie k Denebu, hoci ešte ďalej od Zeme ako v predošlom prípade, leží obrovský molekulárny mrak s označením DR 21. Toto mračno je vo viditeľnej časti spektra nepriehľadné. Meria okolo 80 svetelných rokov a je od nás 6 000 ly ďaleko. Infračervené pozorovania odhalili, že v tomto mračne sa nedávno zrodila skupina veľmi energetických hviezd, ktoré patria k najhmotnejším v celej Galaxii. Jedna z nich je 100 000-krát jasnejšia ako Slnko a vypudzuje horúci materiál do okolitej hmloviny. Tento materiál môže vytvárať protoplanetárny disk. Všetky hviezdy v hmlovine sú ešte obklopené zvyškami prachu a plynu. Vlákna hmloviny obsahujú tiež organické zlúčeniny, polycyklické aromatické uhľovodíky. Tlak žiarenia, gravitácia, magnetické polia a hviezdne vetry vytvorili vo vzájomnej spolupráci v hmlovine zložité štruktúry.

Severozápadne od Denebu, na okraji molekulárneho mračna, sa rozprestiera veľmi slabá, ale pekná emisná hmlovina Sharpless 115. Obklopuje hviezdokopu Berkeley 90, ktorá už časť hmloviny rozprášila svojím žiarením a hviezdnym vetrom. Hmlovina má reálny priemer okolo 100 ly a je od nás asi 7 500 ly ďaleko.

Iná hmlovina, Sharpless 2-106, má tvar presýpacích hodín či motýľa. Jej priemer je približne 2 svetelné roky. Hmlovina sa sformovala okolo infračerveného zdroja v strede osi jej symetrie (tela „motýľa“). Tento zdroj označený ako IRS 4 z nej robí súčasne emisnú i reflexnú hmlovinu. Plynné časti hmloviny bližšie k infračervenému zdroju sú excitované a svietia, kým vzdialenejšie prachové zložky odrážajú svetlo zdroja – centrálnej hviezdy, a sú teda reflexnou hmlovinou. V plyne hmloviny sa zároveň ukrývajú aj stovky málo hmotných hnedých trpaslíkov. Jej vzdialenosť od Slnka je okolo 2 000 ly.

Hmlovina Kukla, respektíve Hmlovina Zámotok alebo IC 5146, je hviezdotvorná oblasť na okraji tmavých prachových mračien označených ako Barnard 168. Meria takmer 15 ly a leží o čosi ďalej než väčšina emisných hmlovín v Labuti, vo vzdialenosti asi 4 000 ly. Je typickou načerveno žiariacou emisnou hmlovinou excitovanou mladými horúcimi hviezdami. Dopĺňa ju modré svetlo odrážané prachom. V strede hmloviny Kukla je jasná hviezda stará iba niekoľko stotisíc rokov, ktorá postupne vymetá v hmlovine dutinu. Väčšina žiarenia excitujúceho hmlovinu pochádza práve od nej. Ďalšie vznikajúce hviezdy sa ukrývajú v dlhých tmavých filamentoch, ktoré sú priehľadné len pre infračervené žiarenie. Tieto prachové vlákna vznikli prechodom nárazových vĺn supernov, ktoré stlačili ich materiál a umožnili rozbehnúť vznik nových hviezd.

Zmurkajuce okoV súhvezdí sa nachádzajú aj planetárne hmloviny. Jedna z nich má označenie NGC 6826 a poznáme ju ako Žmurkajúce oko alebo Blikajúcu hmlovinu. Jej jasnosť je rozložená nerovnomerne. Niekedy sa považuje za najkrajšiu zo všetkých štrnástich planetárnych hmlovín, ktoré Labuť ponúka. Pri priamom pohľade vidno iba jej centrálnu hviezdu, periférnym videním však možno zahliadnuť aj modrastý disk s priemerom 25″. Hoci hmlovina je jasnejšia než centrálna hviezda, predsa len sa ťažko pozoruje. Na obrázku vpravo vidíme tajomné červené krídla viditeľné na bokoch fotografie z Hubblovho vesmírneho teleskopu. Hviezda v jej strede má magnitúdu 10,8, spektrálny typ O5 a povrchovú teplotu 38 000 K.

Iná planetárna hmlovina, NGC 7008, má zdanlivú jasnosť iba 13 magnitúd a priemer 1 ly. Jej centrálna hviezda dosahuje magnitúdu 12,9 a povrchovú teplotu 25 000 K. Hmlovina má kompaktný a oválny tvar. Spletité útvary v nej podnietili astronómov nazvať ju Fetus, čiže plod. Tesne pod hmlovinou leží nesúvisiaca, ale zato farebná kontrastná dvojhviezda.

Je tu aj NGC 7048, planetárna hmlovina magnitúdy 11,3, ktorú rozsvecuje hviezda s magnitúdou iba 18,3. Teplota na povrchu hviezdy však dosahuje až 100 000 K.

NGC_7027Štvrtá hmlovina, NGC 7027 (obr. vpravo), patrí k najjasnejším planetárnym hmlovinám na oblohe. Hoci bola objavená už v roku 1878, dlho sa nevedelo, že ide o planetárnu hmlovinu. Nemá okrúhly tvar a v ďalekohľadoch sa javí iba ako neurčitá škvrna. Až snímky z Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu ukázali podrobnosti, na základe ktorých astronómovia usúdili, že ide o planetárnu hmlovinu neobyčajnej hmotnosti, až trojnásobku hmotnosti Slnka. Hmlovina sa začala rozpínať asi pred 600 rokmi.

Planetárna hmlovina katalogizovaná ako MWP1 patrí pre zmenu k najväčším planetárnym hmlovinám, aké poznáme. Jej priemer dosahuje až 15 ly. Vek hmloviny odhadujeme z jej rozpínania na 150 000 rokov, čím sa radí medzi starobylé planetárne hmloviny. Napriek tomu si však uchovala nádhernú symetriu. Hmlovinu od nás delí vzdialenosť asi 4 500 ly.

Hviezda V1610 Cyg je obklopená planetárnou hmlovinou zvanou Hmlovina vajce (anglicky Egg nebula). Je to planetárna hmlovina v štádiu rozvoja. Jej materská hviezda stále odvrhnuje hmotu a formuje sa do podoby bieleho trpaslíka. Odvrhnuté obálky majú priemer asi jeden svetelný rok. Samotná hviezda je skrytá za nepriehľadným prachom. Jej vzdialenosť od Zeme dosahuje 3 000 ly.

NGC 6888 zvaná tiež Kosáčikovitá hmlovina alebo jednoducho Kosák (česky Srpek) je emisná hmlovina vytvorená intenzívnym hviezdnym vetrom z veľmi mladej a hmotnej Wolf-Rayetovej hviezdy označenej ako WR 136. Táto masívna hviezda mala ešte len 4,5 milióna rokov od svojho vzniku, čo je asi tisícina veku Slnka, keď jej jadrové palivo vyhorelo a ona sa zmenila na červeného obra. Hmlovina pochádza z jej vrchných vrstiev, ktoré odvrhla rýchlosťou okolo 35 000 km/h pred približne 250 000 rokmi. Rýchlosť pohybu plynnej obálky sa o dvestotisíc rokov pod vplyvom silného žiarenia obnažených vnútorných vrstiev hviezdy zvýšila až na 4 500 000 km/h. Novšie odvrhnutý plyn sa zrážal s materiálom vyvrhnutým skôr a vytvoril tak v hmlovine pekné, komplexné štruktúry. Jej okraje sú zjasnené. Hmotnosť vypudzovaného materiálu dosiahla každých 10 000 rokov hmotnosť Slnka, a utvorili sa z neho sústredné obálky. Podľa jedného zdroja majú priemer tri svetelné roky, podľa iného až 25 svetelných rokov. Môžeme ich vidieť ako kosáčik veľkosti 18′ x 13′ 20-centimetrovým ďalekohľadom s použitím O III filtra. Hmlovina žiari vďaka budeniu materskou hviezdou prevažne v červenej časti spektra. Na obrázku vľavo hore ju vidíme aj s jej efektným hmlovinovým okolím. Jej vzdialenosť sa odhaduje na 4 700 – 5 000 ly. Centrálnu hviezdu čaká približne o 100 000 rokov osud supernovy.

KosakĎalšia Wolf-Rayetova hviezda WR 134 okolo seba tiež vyfúkla bublinu skoro 50 ly širokú. Jej okraje tvorené ionizovaným vodíkom a kyslíkom sú hmlovinou prstencového tvaru. Táto hviezda a hmlovina, ktorú vyfúkla, sú od nás vzdialené asi 6 000 ly. Oblasť má na oblohe rozmery mesačného splnu. Zviditeľnia ju astrofotografie s úzkopásmovými a širokopásmovými filtrami.

Hmlovina Sh2-101 zvaná Tulipán je malá emisná oblasť pripomínajúca bočný pohľad na rozkvitajúci kvet. Hmlovinu vybudzuje k žiareniu mimoriadne horúca hviezda typu O s označením HDE 227018. Jej ultrafialové žiarenie excituje atómy, ktoré potom vydávajú viditeľné svetlo. Túto hmlovinu zaradil do svojho katalógu vytvoreného v roku 1959 Stewart Sharpless. Vzdialenosť hmloviny je 8 000 ly.

Napokon sa tu nachádza aj intenzívny rádiový zdroj Cygnus A. Po Slnku a Cassiopeii A je to najjasnejší rádiový zdroj na oblohe. Má pôvod mimo našej Galaxie, preto je jeho intenzita ešte pozoruhodnejšia. Bol jedným z prvých objavov po spustení rádioteleskopov do prevádzky. Objavil ho v roku 1946 J. Hey a v roku 1952 ho W. Baade stotožnil so slabou galaxiou 3C 405 s magnitúdou uvádzanou v rozsahu 15 – 17,9. Pôvodne bol považovaný za zrážku dvoch galaxií. Aj snímky z Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu ukázali jeho podobnosť s ďalšou známou rádiovou galaxiou Centaurus A, čo je eliptická galaxia, o ktorej sa predpokladá, že nedávno pohltila špirálovú. Neskoršie optické pozorovania odhalili, že v prípade Cygnus A ide o rádiovú eliptickú galaxiu, najpozoruhodnejšiu a najvýkonnejšiu galaxiu v blízkom vesmíre. Prvotnou príčinou aktivity tejto galaxie však tiež môže byť zrážka. Naznačuje to aj objav veľkého oblaku plynu pohybujúceho sa cez Cygnus A. Galaxia je vzdialená 600 – 700 mil. ly a obsahuje dvojité jadro. Každú sekundu produkuje energiu 2.1037 J v optickej oblasti spektra a 4,4.1037 v rádiovej oblasti spektra. Je tiež röntgenovým zdrojom identifikovaným prvýkrát röntgenovou družicou Uhuru.

V rádiovom žiarení má galaxia dva jasné laloky vo vzdialenosti 200 000 – 300 000 ly, ktoré sú vzhľadom na dvojité jadro symetricky rozmiestnené. Od jedného okraja laloka k druhému svetlo preletí za viac ako pol milióna rokov. Bez lalokov meria galaxia naprieč 120 000 ly. Laloky spájajú s galaxiou dva úzke výtrysky. Z týchto oblastí s rozlohou asi 60 000 ly vychádza pozorované rádiové žiarenie. Predpokladá sa, že žiarenie sa pravdepodobne tvorí synchrónnym procesom pri mohutných explóziách v dvojitom jadre galaxie. Daný proces prebieha zrejme len počas krátkeho obdobia vývoja tejto superobrej galaxie. Na koncoch rádiových lalokov sa nachádzajú žiarivé miesta zvané „horúce škvrny“. Predpokladá sa, že škvrny vznikli na miestach, kde sa plyn z výtriskov v lalokoch zráža s plynom padajúcim do galaxie pod vplyvom gravitácie. Galaxia Cygnus A totiž podľa pozorovaní observatória Chandra leží v strede oblaku horúceho, riedkeho plynu. Výtrysky z galaxie vyfúkli v plyne gigantickú dutinu v tvare rugbyovej lopty. Cez túto dutinu však riasovité výbežky plynu, ktoré emitujú röntgenové žiarenie a rádiové vlny, padajú na póly galaxie. Aj z dôvodu veľkej vzdialenosti Cygnus A od Zeme ju však stále obklopuje niekoľko záhad.
Smerom do súhvezdia Labuť letí rýchlosťou 230 km/s celá Slnečná sústava. Je to dôsledok galaktickej rotácie. Hviezdy Labute sa však k nám nepribližujú, lebo aj ony rovnako ako všetky hviezdy v Galaxii obiehajú približne rovnakou rýchlosťou okolo galaktického jadra. Doba, za ktorú Slnko obehne okolo stredu Galaxie, sa nazýva galaktický rok. Trvá približne 240 miliónov pozemských rokov.

Poloha: Labuť patrí k tým najkrajším súhvezdiam oblohy. Nie je ťažké ju nájsť. Leží totiž priamo na Mliečnej ceste a hlavou smeruje k juhu. Jej hviezdy skutočne vytvárajú obrazec labute znehybnenej v lete. Deneb tvorí jej chvost, Albireo hlavu, Sadr telo. Východné krídlo je tvorené hviezdami ζ a ε, západné krídlo zase hviezdami δ, ι a κ. Dlhý krk naznačujú hviezdy η, χ a κ.

Je to základné orientačné súhvezdie na severnej letnej oblohe. Najprv si nájdite hviezdu Deneb. Dá sa to pomocou Letného trojuholníka, pričom Deneb je zo všetkých hviezd trojuholníka najmenej jasný. Leží priamo na juh od Cefea. Deneb spolu s jasnou hviezdou Albireo južne od neho tvoria pozdĺžne rameno asterizmu Severný kríž. Jeho priečne rameno vyznačujú hviezdy Gienah, Sadr a δ Cygni. Severný kríž sa údajne podobá Južnému krížu, je však väčší a na rozdiel od Južného kríža má hviezdu aj v strede – Sadr. Po nájdení Severného kríža už nie je problém predĺžiť si ramená kríža na krídla Labute a nájsť tri hviezdy medzi Sadr a Albireo, ktoré tvoria jej krk. Ďalšou pomôckou na nájdenie Labute je predĺžiť si spojnicu štvoruholníka Herkula s Vegou zo súhvezdia Lýry. Iný možný postup je predĺžiť spojnicu hviezd Dubhe z Veľkého voza s Kochabom z Malého voza. Tak sa cez Draka dostaneme k Labuti.

Labuť je sčasti cirkumpolárne súhvezdie. Jeho najjasnejšia hviezda Deneb je cirkumpolárna a takisto aj jej západné krídlo. Hviezda Sadr leží pri dolnej kulminácii presne na obzore a vtedy ju nemôžeme vidieť. Celé súhvezdie vychádza už v marci nadránom a viditeľné je až do novembra večer, ale jeho krása najviac vynikne koncom júla o polnoci. Pri hornej kulminácii leží veľmi vysoko, v blízkosti zenitu, a pre pozorovateľov v strednej Európe je to príťažlivé súhvezdie.

Rozloha v štvorcových stupňoch: 804

Hraničiace súhvezdia: Lýra, Líška, Pegas, Jašterica, Cefeus, Drak

 

Hviezda

α (RA)

δ (DEC)

Vzdialenosť

(ly)

Rýchlosť

(km/s)

Mv

spektrálny typ

α Deneb

20h 41′

+45,3°

1 500

-5,2

1,25

A2 I

β1 Albireo

19h 31′

+27,9°

386

-24

3,1

K3 II

β2 Albireo

19h 31′

+27,9°

386

-18

5,1

B8 Ve

γ Sadr (Sadir)

20h 22′

+40,2°

1 520

–8

2,2

F8 Ib

δ

19h 45′

+45,1°

172

-21

2,9

B9 IV+F1 V

ε Gienah

20h 46′

+34,0°

72

-10

2,5

K0 III

π Azelfafage

21h 42′

+51,2°

1 680

-8

4,7

B3 IV

Labut mapa

Pôvod obrázkov:

Ukážky ďalších súhvezdí nájdete tu.

 


Na základe tohto textu vznikli nasledovné články:



Súhvezdia od Andromédy po Žirafu Populárna veda


Napísať odpoveď

Povolené XHTML: <a href="" title=""> <abbr title=""> <acronym title=""> <b> <blockquote cite=""> <cite> <code> <del datetime=""> <em> <i> <q cite=""> <s> <strike> <strong>

Vymazané budú komentáre, ktoré obsahujú spam, nadávky alebo osobné útoky, porušujú zásady slušného správania, vôbec nesúvisia s témou či s komentármi pod ňou, alebo sú presnou kópiou nejakého z predošlých komentárov.

Hodnotu píšte ako číslo, nie slovom * Time limit is exhausted. Please reload CAPTCHA.


 

© 2014 – 2019 Jana Plauchová. S výnimkou materiálov z Wikimedia Foundation všetky práva vyhradené. Kontakt na autorku: adhara (zavináč) volny.cz.