$\"\"$ <\/a>
Hviezda Sadr (\u03b3 Cygni, v strede) a jej hmlovinov\u00e9 okolie<\/em><\/p><\/div>\n
Delta Cygni<\/strong>, napriek tomu, \u017ee je vcelku jasn\u00e1, nem\u00e1 vlastn\u00e9 meno. Aj ona sa sklad\u00e1 z troch hviezd. Jej hlavn\u00fa zlo\u017eku, podobra na rozhran\u00ed typov B a A, del\u00ed od sprievodcu, \u017eltobielej hviezdy hlavnej postupnosti, vzdialenos\u0165 iba 2,4\u2033. Hlavn\u00e1 zlo\u017eka dosahuje 3 a\u017e 3,3 hmotnosti Slnka, priemer 4,7 priemeru Slnka a svietivos\u0165 180 svietivost\u00ed Slnka. Sprievodca m\u00e1 6,2 svietivost\u00ed Slnka a 1,6 hmotnost\u00ed Slnka. Spolo\u010dn\u00e9 \u0165a\u017eisko obehn\u00fa raz za 780 rokov po ve\u013emi v\u00fdstrednej dr\u00e1he, na ktorej sa ich vzdialenos\u0165 men\u00ed od 84 au po 230 au. Ove\u013ea \u010falej le\u017e\u00ed tretia zlo\u017eka dvan\u00e1stej magnit\u00fady. T\u00e1 pravdepodobne ve\u013emi pomaly obieha vn\u00fatorn\u00fd p\u00e1r. Je to hviezda hlavnej postupnosti typu K5 s hmotnos\u0165ou asi dve tretiny hmotnosti Slnka. Aj delta Cygni sa o nejak\u00fdch 9 000 rokov stane pol\u00e1rkou.<\/p>\n
Epsilon Cygni<\/strong> sa vol\u00e1 Gienah<\/strong> rovnako ako gama zo s\u00fahvezdia Havrana. Jej meno poch\u00e1dza z arabsk\u00e9ho Al Jan\u00e1h, \u201ekr\u00eddlo\u201c \u2013 je teda pr\u00edhodn\u00e9 v oboch s\u00fahvezdiach. Tvor\u00ed juhov\u00fdchodn\u00e9 kr\u00eddlo Labute v bl\u00edzkosti s\u00fahvezdia L\u00ed\u0161ka a na jej odl\u00ed\u0161enie od Gienah v Havranovi sa m\u00f4\u017ee pou\u017ei\u0165 ozna\u010denie Gienah Cygni. Patr\u00ed k oran\u017eov\u00fdm obrom s povrchovou teplotou 4 725 K, priemerom 12 S\u013ank a svietivos\u0165ou 61 S\u013ank. Gienah m\u00e1 zo v\u0161etk\u00fdch hviezd obrazca Labute najv\u00e4\u010d\u0161\u00ed vlastn\u00fd pohyb. Jej r\u00fdchlos\u0165 vo\u010di Slnku predstavuje 50 km\/s, \u010do je dvakr\u00e1t viac, ne\u017e je priemern\u00e1 r\u00fdchlos\u0165 hviezd v jeho okol\u00ed.<\/p>\n
Je to spektroskopick\u00e1 dvojhviezda, ale m\u00e1 aj dvoch vizu\u00e1lnych sprievodcov \u2013 jedn\u00e9ho s jasnos\u0165ou uv\u00e1dzanou v rozsahu 9 \u2013 11,5 mag vo vzdialenosti 44\u2033 \u2013 55\u2033, druh\u00e9ho s jasnos\u0165ou 13,4 mag vo vzdialenosti 78\u2033 spektr\u00e1lneho typu M4. Prv\u00fd sa iba n\u00e1hodne premieta do bl\u00edzkosti hlavnej zlo\u017eky, oh\u013eadom druh\u00e9ho nie je jasn\u00e9, \u010di je alebo nie je k hlavnej zlo\u017eke gravita\u010dne viazan\u00fd. Nikdy nebol pozorovan\u00fd ich vz\u00e1jomn\u00fd orbit\u00e1lny pohyb. Napriek tomu v\u0161ak pod\u013ea nov\u0161\u00edch poznatkov pravdepodobne predsa len k oran\u017eov\u00e9mu obrovi patr\u00ed, preto\u017ee s n\u00edm zdie\u013ea rovnak\u00fd pohyb priestorom. Od hlavnej zlo\u017eky ho v\u0161ak mus\u00ed deli\u0165 minim\u00e1lne 1 700 au, \u010do je 40-kr\u00e1t viac ako priemern\u00e1 vzdialenos\u0165 Pluta od Slnka. Jeden obeh sprievodcovi trv\u00e1 prinajmen\u0161om 50 000 rokov.<\/p>\n
Bezmenn\u00e1 z\u00e9ta Cygni<\/strong> tvor\u00ed pred\u013a\u017eenie toho kr\u00eddla Labute, v ktor\u00e9ho ohybe sa nach\u00e1dza Gienah. Tento \u017elt\u00fd obor vy\u017earuje do priestoru zruba 120-kr\u00e1t viac svetla ako Slnko. No teplota na jeho povrchu \u2013 4 990 K \u2013 je v porovnan\u00ed so Slnkom o \u010dosi ni\u017e\u0161ia. M\u00e1 zhruba 12,5-n\u00e1sobok a\u017e 14-n\u00e1sobok priemeru Slnka, hmotnos\u0165 okolo troch slne\u010dn\u00fdch hmotnost\u00ed a vek asi 400 mili\u00f3nov rokov. \u0164ah\u00e1 so sebou priestorom spektroskopick\u00e9ho sprievodcu. Ten obra obehne raz za 17,8 roka v priemernej vzdialenosti 11 au, \u010do pri pozorovan\u00ed zo Zeme predstavuje len 0,04\u2033. Sprievodcom je biely trpasl\u00edk. Hubblov vesm\u00edrny \u010falekoh\u013ead<\/a> bol schopn\u00fd ho aj opticky zobrazi\u0165, hoci len ako bod str\u00e1caj\u00faci sa v jase neporovnate\u013ene \u017eiarivej\u0161ej hlavnej zlo\u017eky. Predpoklad\u00e1 sa, \u017ee tento biely trpasl\u00edk za\u010dal svoj \u017eivot ako hmotnej\u0161ia hviezda ne\u017e je dne\u0161n\u00e1 hlavn\u00e1 zlo\u017eka z\u00e9ta Cygni, ale v z\u00e1vere svojho \u017eivota odovzdal svojej sprievodnej hviezde \u2013 dne\u0161n\u00e9mu \u017elt\u00e9mu obrovi \u2013 hmotu asi polovice hmotnosti Slnka.<\/p>\n
\u00c9ta Cygni<\/strong> patr\u00ed k hviezdam vyzna\u010duj\u00facim ledva vidite\u013en\u00fd labut\u00ed krk. Je to oran\u017eov\u00fd obor vy\u0161e 10-kr\u00e1t \u0161ir\u0161\u00ed ako Slnko s 54-n\u00e1sobkom jeho svietivosti. Jeho vek sa odhaduje na 750 mili\u00f3nov rokov, z toho asi 50 mili\u00f3nov rokov uplynulo od chv\u00edle, ke\u010f si sp\u00e1lil v jadre v\u0161etko vod\u00edkov\u00e9 palivo. Hmotnos\u0165 hviezdy je odhadovan\u00e1 medzi 1,1 a\u017e necel\u00fdch 2,5 hmotnost\u00ed Slnka. Obklopuj\u00fa ju a\u017e \u0161tyria sprievodcovia, no vlastn\u00fd pohyb troch z nich prezradil, \u017ee sa do bl\u00edzkosti hlavnej zlo\u017eky iba n\u00e1hodne premietaj\u00fa. Skuto\u010dn\u00fd, fyzick\u00fd sprievodca je iba ten najbli\u017e\u0161\u00ed, hviezdi\u010dka dvan\u00e1stej magnit\u00fady vzdialen\u00e1 7,8\u2033 od hlavnej zlo\u017eky. Jej n\u00edzka svietivos\u0165 prezr\u00e1dza, \u017ee je \u010derven\u00fdm trpasl\u00edkom s hmotnos\u0165ou okolo polovice hmotnosti Slnka. Priestorov\u00e1 vzdialenos\u0165 sprievodcu od hlavnej zlo\u017eky je 325 au a jeden obeh mu trv\u00e1 najmenej 3 500 rokov. Len 7 obl\u00fakov\u00fdch min\u00fat od \uf068 Cygni sa nach\u00e1dza objekt deviatej magnit\u00fady zn\u00e1my ako Cygnus X-1 (pozri ni\u017e\u0161ie). 2,5\u00b0 opa\u010dn\u00fdm smerom (juhojuhoz\u00e1pad) mo\u017eno n\u00e1js\u0165 premenn\u00fa hviezdu ch\u00ed Cygni.<\/p>\n
Lambda Cygni<\/strong> je \u010fal\u0161ia z hviezd Labute, ktorej zdanliv\u00fa hviezdnu ve\u013ekos\u0165 mierne zni\u017euje medzihviezdny prach. Ide o spektroskopick\u00fa dvojhviezdu zlo\u017een\u00fa z dvoch takmer identick\u00fdch zlo\u017eiek hlavnej postupnosti typu B, ktor\u00e9 obehn\u00fa spolo\u010dn\u00e9 \u0165a\u017eisko v priemernej re\u00e1lnej vzdialenosti 11,3 au. Obe hviezdy s\u00fa slab\u0161ie ako piata magnit\u00fada a spolo\u010dne ich vid\u00edme ako bod jasnosti 4,53 mag. Jedna z nich m\u00e1 1 260, druh\u00e1 pribli\u017ene 800 slne\u010dn\u00fdch svietivost\u00ed a ich hmotnosti sa pohybuj\u00fa okolo 5,5-n\u00e1sobku a 5,0-n\u00e1sobku hmotnosti Slnka. Vo vzdialenosti 183 au od centr\u00e1lneho p\u00e1ru obieha ich fyzick\u00fd, menej hmotn\u00fd sprievodca, lambda Cygni B, ktor\u00fd v\u0161ak s hmotnos\u0165ou \u0161tyroch S\u013ank a svietivos\u0165ou 400 S\u013ank st\u00e1le spad\u00e1 do typu B. Zo vzdialenosti 769 a\u017e 879 ly ho vid\u00edme ako hviezdi\u010dku 6,3 mag vzdialen\u00fa necel\u00fa uhlov\u00fa sekundu od centr\u00e1lneho, opticky nerozl\u00ed\u0161ite\u013en\u00e9ho p\u00e1ru. O \u010fal\u0161\u00edch 83\u2033 \u010falej n\u00e1jdeme druh\u00e9ho rozl\u00ed\u0161ite\u013en\u00e9ho sprievodcu, lambda Cygni C. Je to \u010derven\u00fd obor. Nevieme s istotou, \u010di k s\u00fastave skuto\u010dne patr\u00ed alebo nie, no z jeho typu sa zd\u00e1 by\u0165 pravdepodobnej\u0161ia druh\u00e1 mo\u017enos\u0165. Keby bol predsa len s vn\u00fatornou dvojhviezdou gravita\u010dne zviazan\u00fd, musel by obieha\u0165 vo vzdialenosti viac ako 20 000 au od nej.<\/p>\n
Nieko\u013eko stup\u0148ov od jasn\u00e9ho Denebu sa nach\u00e1dza vzdialen\u00e1, slab\u00e1 hviezda ks\u00ed Cygni<\/strong>. Nepatr\u00ed u\u017e do z\u00e1kladn\u00e9ho obrazca. Hoci le\u017e\u00ed pod\u013ea r\u00f4znych zdrojov 843 a\u017e 1 200 ly \u010faleko, astron\u00f3movia nezistili pr\u00edtomnos\u0165 \u017eiadneho mra\u010dna medzihviezdneho prachu tlmiaceho jej svetlo. T\u00fdm smerom je teda ak\u00e9si \u201eokno\u201c v okolitom zapr\u00e1\u0161enom priestore roviny na\u0161ej Galaxie<\/a>. Povrchov\u00e1 teplota tejto nadobrej hviezdy s ve\u013ekos\u0165ou obvodu rovnaj\u00facou sa zhruba obvodu obe\u017enej dr\u00e1hy Zeme nie je presne ur\u010den\u00e1, objavili sa hodnoty 3 490 K a 4 007 K. M\u00e1 8 a\u017e 10 hmotnost\u00ed Slnka a na hviezdu z n\u00e1\u0161ho galaktick\u00e9ho okolia m\u00e1 prekvapivo n\u00edzke zast\u00fapenie \u0165a\u017e\u0161\u00edch prvkov v spektre. Rota\u010dn\u00e1 peri\u00f3da je tie\u017e dos\u0165 nejasne ur\u010den\u00e1, lebo nepozn\u00e1me sklon jej rota\u010dnej osi. Pod\u013ea niektor\u00fdch meran\u00ed je doba jednej oto\u010dky \u0161okuj\u00faco dlh\u00e1 \u2013 trv\u00e1 a\u017e osem rokov! Vzh\u013eadom na neistotu pri ur\u010dovan\u00ed hmotnosti ks\u00ed Cygni je jej \u010fal\u0161\u00ed v\u00fdvoj nejasn\u00fd. Ak je jej hmotnos\u0165 bli\u017e\u0161ia ni\u017e\u0161ej hodnote, potom skon\u010d\u00ed zrejme ako biely trpasl\u00edk, v opa\u010dnom pr\u00edpade jej hroz\u00ed osud supernovy.<\/p>\n
Omikron 1 Cygni<\/strong> (31 Cygni) a jej zdanliv\u00fd sprievodca 30 Cygni tvoria p\u00e1r s podobn\u00fdm farebn\u00fdm kontrastom ako zn\u00e1mej\u0161ia Albireo. Hlavn\u00e1 zlo\u017eka m\u00e1 magnit\u00fadu 4, sprievodca magnit\u00fadu 5, a je v\u00fdrazne modrav\u00fd. Tri\u00e9drom alebo mal\u00fdm \u010falekoh\u013eadom mo\u017eno vidie\u0165 aj tretieho \u010dlena, Omikron 2 Cygni, ktor\u00fd je k hlavnej zlo\u017eke e\u0161te bli\u017e\u0161ie ako 30 Cygni, a m\u00e1 magnit\u00fadu 7. Ozna\u010denia t\u00fdchto jednotliv\u00fdch hviezd sa u r\u00f4znych autorov navz\u00e1jom dos\u0165 zamie\u0148aj\u00fa. Obaja sprievodcovia s\u00fa v\u0161ak len zdanliv\u00ed spolo\u010dn\u00edci. K\u00fdm 30 Cygni je v skuto\u010dnosti biela hviezda hlavnej postupnosti, omikron 1 aj omikron 2 s\u00fa spektroskopick\u00fdmi dvojhviezdami, premenn\u00fdmi hviezdami typu Algol. Hlavn\u00e9 zlo\u017eky oboch premenn\u00fdch syst\u00e9mov s\u00fa oran\u017eov\u00e9 obry resp. nadobor a obor, ktor\u00e9 s\u00fa periodicky zakr\u00fdvan\u00e9 modrobielymi hviezdami hlavnej postupnosti. V pr\u00edpade omikron 1 sa zlo\u017eky obehn\u00fa raz za 10,36 roka vo vzdialenosti 11 au. Ke\u010f hlavn\u00e1 zlo\u017eka prekryje ved\u013eaj\u0161iu, nastane 63-d\u0148ov\u00e9 zatmenie, pri\u010dom v\u0161ak jasnos\u0165 klesne iba o desatinu magnit\u00fady. Opa\u010dn\u00fd z\u00e1kryt, presnej\u0161ie prechod modrobielej zlo\u017eky pred obrom, zakryje obra iba s\u010dasti a zmena jasnosti nie je postrehnute\u013en\u00e1. Obe hviezdy s\u00fa obklopen\u00e9 spolo\u010dnou atmosf\u00e9rou.<\/p>\n
Omikron 2 Cygni<\/strong>, zdanliv\u00fd sprievodca omikron 1, je slab\u0161\u00ed p\u00e1rik. Z\u00e1kryt nast\u00e1va ka\u017ed\u00fdch 3,143 roka a zmena jasnosti je e\u0161te nev\u00fdraznej\u0161ia ako v pr\u00edpade omikron 1 \u2013 predstavuje len okolo 6 % celkovej hodnoty. Teplota hlavnej zlo\u017eky nie je presne ur\u010den\u00e1. Priemer by mohol dosahova\u0165 okolo 230 priemerov Slnka, \u010do je viac ne\u017e 2 astronomick\u00e9 jednotky. To hviezdu rad\u00ed medzi nadobry.<\/p>\n
Azelfafage<\/strong> je n\u00e1zov hviezdy p\u00ed 1 Cygni<\/strong>. N\u00e1jdeme ju ne\u010faleko hranice so s\u00fahvezdiami Cefeus a Ja\u0161terica. Jej meno poch\u00e1dza bu\u010f z arabsk\u00e9ho \u201eZail al Dagaga\u201c, \u201echvost sliepky\u201c, alebo z in\u00e9ho arabsk\u00e9ho v\u00fdrazu \u201eAl Thilf al Faras\u201c, \u201ekonsk\u00e1 stopa\u201c. V\u00fdznam prv\u00e9ho n\u00e1zvu poch\u00e1dza z toho, \u017ee sa nach\u00e1dza za chvostom Labute, zhruba na pred\u013a\u017eenej spojnici Sadr-Deneb, druh\u00fd v\u00fdraz nar\u00e1\u017ea na to, \u017ee noha Pegasa kedysi siahala a\u017e k tejto hviezde. Kedysi sa s\u00fadilo, \u017ee Azelfafage je od Zeme vzdialen\u00e1 543 ly, no po meran\u00ed sondy Hipparcos sa uk\u00e1zalo, \u017ee jej vzdialenos\u0165 by mala by\u0165 a\u017e trikr\u00e1t v\u00e4\u010d\u0161ia. Ne\u010faleko od nej smerom na juh sa nach\u00e1dza otvoren\u00e1 hviezdokopa M 39 (NGC 7092). Zauj\u00edmav\u00e9 na hviezde Azelfafage je aj to, \u017ee predstavuje pol\u00e1rmu hviezdu plan\u00e9ty Mars. Severn\u00fd svetov\u00fd p\u00f3l sa nach\u00e1dza na mar\u0165anskej oblohe asi stupe\u0148 a pol od tejto hviezdy, ktor\u00e1 je najjasnej\u0161ou v jeho bl\u00edzkosti. Je v\u0161ak pre Mars jednak slab\u0161\u00edm a jednak (pre svoju v\u00e4\u010d\u0161iu uhlov\u00fa vzdialenos\u0165) nepresnej\u0161\u00edm ukazovate\u013eom p\u00f3lu, ako je Pol\u00e1rka pre Zem.<\/p>\n
Sigma Cygni<\/strong>, biely nadobor, tie\u017e patr\u00ed medzi hviezdy, ktor\u00fdm zdanliv\u00fa jasnos\u0165 ubral medzihviezdny prach. V jej pr\u00edpade sa v\u0161ak nevie, o ko\u013eko ju oslabil. Aj v pr\u00edpade miernej\u0161ieho odhadu je v\u0161ak sigma Cygni pozoruhodne \u017eiariv\u00e1 hviezda 26 500-kr\u00e1t jasnej\u0161ia, 43-kr\u00e1t v\u00e4\u010d\u0161ia a 10-kr\u00e1t \u0165a\u017e\u0161ia ne\u017e Slnko. Patr\u00ed do skupiny nepravideln\u00fdch erupt\u00edvnych premenn\u00fdch hviezd. Star\u0161ie \u00fadaje sa zmie\u0148uj\u00fa aj o spektroskopickom sprievodcovi s obe\u017enou dobou 11 dn\u00ed, \u010do je menej ne\u017e \u0161estina z rota\u010dnej doby samotn\u00e9ho nadobra.<\/p>\n
Zhruba stupe\u0148 ju\u017ene od sigma Cygni sa nach\u00e1dza cefeida V1334 Cygni<\/strong>. Zmeny jej jasnosti v rozsahu nieko\u013eko desat\u00edn magnit\u00fady maj\u00fa peri\u00f3du 3,33 d\u0148a. V skuto\u010dnosti je trojhviezdou. Jej dve hmotnej\u0161ie zlo\u017eky s rovnak\u00fdmi jasnos\u0165ami \u2013 6,6 mag \u2013 od seba del\u00ed len 0,1\u2033, v priestore asi 65 au. Len jedna z nich pulzuje ako cefeida. A pr\u00e1ve t\u00e1to cefeida m\u00e1 e\u0161te spektroskopick\u00e9ho sprievodcu s dobou obehu 5 rokov.<\/p>\n
Pomerne slab\u00e1 tau Cygni<\/strong> je v\u00fdnimo\u010dn\u00e1 t\u00fdm, \u017ee m\u00e1 a\u017e osem rozl\u00ed\u0161ite\u013en\u00fdch sprievodcov, ktor\u00ed v \u010falekoh\u013eade u\u017e pomaly pripom\u00ednaj\u00fa mal\u00fa otvoren\u00fa hviezdokopu. No na z\u00e1klade dne\u0161n\u00fdch poznatkov m\u00f4\u017eeme troch z nich s istotou vyl\u00fa\u010di\u0165 ako zdanliv\u00fdch spolo\u010dn\u00edkov premietaj\u00facich sa n\u00e1hodou do bl\u00edzkosti hlavnej zlo\u017eky. T\u00edto traja srievodcovia sa vzh\u013eadom na \u0148u pohybuj\u00fa in\u00fdmi smermi prive\u013ek\u00fdmi r\u00fdchlos\u0165ami na to, aby i\u0161lo o orbit\u00e1lny pohyb. Hlavn\u00e1 zlo\u017eka, tau Cygni A, je pravdepodobne podobor s teplotou 6 660 K, svietivos\u0165ou 8,4 Slnka a priemerom 2,2 Slnka. Nemo\u017eno v\u0161ak vyl\u00fa\u010di\u0165, \u017ee bola klasifikovan\u00e1 trochu chybne a v skuto\u010dnosti je hviezdou na hlavnej postupnosti. Iba 0,91 obl\u00fakov\u00fdch sek\u00fand od nej le\u017e\u00ed jej najbli\u017e\u0161\u00ed a z\u00e1rove\u0148 najjasnej\u0161\u00ed spolo\u010dn\u00edk, tau Cygni B, s 6,57 mag. Je tie\u017e na hlavnej postupnosti na pomedz\u00ed spektr\u00e1lnych typov G a F. Obieha hlavn\u00fa zlo\u017eku vo vzdialenosti 18,5 au s peri\u00f3dou 49,62 roka, po\u010das ktorej sa menia mo\u017enosti jeho rozl\u00ed\u0161ite\u013enosti mal\u00fdmi \u010falekoh\u013eadmi. Okolo tohto vn\u00fatorn\u00e9ho p\u00e1ru hviezd obiehaj\u00fa pod\u013ea dru\u017eice Hipparcos e\u0161te minim\u00e1lne dvaja fyzick\u00ed sprievodcovia: tau Cygni F s 11,9 mag, a tau Cygni I \u2013 hviezda a\u017e \u0161estn\u00e1stej magnit\u00fady. K\u00fdm sprievodca F je vzdialen\u00fd 90\u2033 od hlavnej zlo\u017eky, \u010do v priestore predstavuje minim\u00e1lne 1 770 au, sprievodca I le\u017e\u00ed 534\u2033 \u010faleko, \u010do mus\u00ed by\u0165 najmenej 10 800 au. Z d\u00f4vodu ich vysokej magnit\u00fady je zrejm\u00e9, \u017ee obaja t\u00edto sprievodcovia s\u00fa \u010derven\u00fdmi trpasl\u00edkmi. \u010eal\u0161ie dva \u010derven\u00e9 trpasl\u00edky le\u017eiace dev\u00e4\u0165 obl\u00fakov\u00fdch sek\u00fand od seba navz\u00e1jom tvoria spolo\u010dne dvojhviezdu s obe\u017enou dobou vy\u0161e 2 800 rokov. \u010ci ale popri vz\u00e1jomnom obehu okolo spolo\u010dn\u00e9ho \u0165a\u017eiska obiehaj\u00fa e\u0161te aj vn\u00fatorn\u00fd p\u00e1r \u017eltobielych hviezd s ozna\u010deniami A a B, nie je zn\u00e1me. Magnit\u00fady tejto trpasli\u010dej dvojhviezdy s\u00fa 12 a 13. No a \u010fal\u0161\u00ed traja sprievodcovia, C, D, a E, le\u017eiaci 72\u2033, 205\u2033, a 87\u2033 od hlavnej zlo\u017eky s\u00fa u\u017e spom\u00ednan\u00ed zdanliv\u00ed spolo\u010dn\u00edci, hoci dvaja z nich le\u017eia k hlavnej zlo\u017eke uhlovo bli\u017e\u0161ie ne\u017e jej dvaja potvrden\u00ed gravita\u010dne viazan\u00ed sprievodcovia.<\/p>\n
Omega \uf031 Cygni<\/strong> m\u00e1 meno Ruchba<\/strong> poch\u00e1dzaj\u00face z arabsk\u00e9ho n\u00e1zvu \u201erukbat al-dad\u017ead\u017ea\u201c, v inom prepise \u201eAl Rukbah al Dajajah\u201c a znamen\u00e1 to \u201ekoleno sliepky\u201c. Je to optick\u00e1 trojhviezda, ktorej zlo\u017eky jasnosti 4,48 (in\u00fd zdroj uv\u00e1dza 4,89) a 9 (pod\u013ea in\u00e9ho zdroja 10,0) mag del\u00ed od seba vzdialenos\u0165 56\u2033. Hlavn\u00e1 zlo\u017eka je bu\u010f mas\u00edvny modrobiely podobor alebo jasn\u00fd obor. Medzihviezdny prach ju stlmil pribli\u017ene o polovicu magnit\u00fady. Teplota na jej povrchu dosahuje 18 500 K, priemer 6,8 priemeru Slnka, hmotnos\u0165 by sa mala pohybova\u0165 medzi 7,5 a\u017e 8 hmotnos\u0165ami Slnka a okolo svojej osi sa oto\u010d\u00ed za menej ne\u017e dva dni. Ak vezmeme do \u00favahy aj jej ultrafialov\u00e9 \u017eiarenie, m\u00e1 4 800-kr\u00e1t v\u00e4\u010d\u0161iu svietivos\u0165 ako Slnko. V jadre Ruchby bu\u010f u\u017e za\u010dala prebieha\u0165 f\u00fazia h\u00e9lia, alebo sa tak stane v bl\u00edzkej bud\u00facnosti. Pravdepodobne ju \u010dak\u00e1 osud mas\u00edvneho bieleho trpasl\u00edka. Sprievodca je pravdepodobne hviezda typu A vzdialen\u00e1 od hlavnej zlo\u017eky najmenej 15 500 au. V\u00e4\u010d\u0161\u00edm \u010falekoh\u013eadom n\u00e1jdeme bli\u017e\u0161ie k hlavnej zlo\u017eke, len 17\u2033 od nej, slab\u0161ieho sprievodcu trin\u00e1stej magnit\u00fady, ktor\u00fd mus\u00ed by\u0165 v priestore od centr\u00e1lnej hviezdy vzdialen\u00fd aspo\u0148 4 800 au. Obaja sprievodcovia s\u00fa fyzick\u00ed. Dve uhlov\u00e9 min\u00faty od hlavnej zlo\u017eky mo\u017eno n\u00e1js\u0165 e\u0161te tretieho sprievodcu, omega 1 D, ktor\u00fd je v\u0161ak pravdepodobne iba zdanliv\u00fd.<\/p>\n
Aj omega 2 Cygni<\/strong> je vizu\u00e1lna dvojhviezda, no jej hlavn\u00e1 zlo\u017eka je pre zmenu \u010derven\u00fd obor. S modrobielou omega1 Cygni preto tvor\u00ed pekn\u00fd farebn\u00fd kontrast. T\u00e1to hviezda s povrchovou teplotou 3 700 K je pomerne slabo presk\u00faman\u00e1. M\u00e1 pribli\u017ene jednu hmotnos\u0165 Slnka, ale svietivos\u0165 380-n\u00e1sobok svietivosti Slnka a priemer 48-n\u00e1sobok priemeru Slnka. Preto n\u00e1m celkom n\u00e1zorne ukazuje bud\u00facnos\u0165 na\u0161ej hviezdy. Nevie sa v\u0161ak, v akej f\u00e1ze v\u00fdvoja sa presne nach\u00e1dza \u2013 \u010di e\u0161te len za\u010d\u00edna spa\u013eova\u0165 h\u00e9lium na uhl\u00edk a kysl\u00edk, alebo ho u\u017e v\u0161etko sp\u00e1lila. Jej sprievodcu s magnit\u00fadou okolo 10 od nej del\u00ed vzdialenos\u0165 zhruba jednej obl\u00fakovej min\u00faty. Ak ju s \u0148ou sp\u00e1ja gravita\u010dn\u00e9 puto, potom m\u00e1 tie\u017e hmotnos\u0165 zhruba jednej hmotnosti Slnka. V takom pr\u00edpade by sa v\u0161ak naskytla ot\u00e1zka, pre\u010do sa aj on nestal \u010derven\u00fdm obrom, ke\u010f hviezdy rovnakej hmotnosti a chemick\u00e9ho zlo\u017eenia by sa mali vyv\u00edja\u0165 rovnako r\u00fdchlo. Tento fakt a tie\u017e jeho r\u00fdchly vlastn\u00fd pohyb vo\u010di omega 2 nazna\u010duj\u00fa, \u017ee je to iba jej zdanliv\u00fd spolo\u010dn\u00edk.<\/p>\n
P Cygni<\/strong> je jedna z najvzdialenej\u0161\u00edch hviezd na oblohe, ak\u00e9 m\u00f4\u017eeme uvidie\u0165 vo\u013en\u00fdm okom. Nejasn\u00e1 bodka 4,8 magnit\u00fady \u2013 to je v\u0161etko, \u010do zostalo zo svetla tohto modrobieleho nadobra 500 000-kr\u00e1t a\u017e 900 000-kr\u00e1t svietivej\u0161ieho ako Slnko po prekonan\u00ed vzdialenosti 4 700 ly \u2013 6 000 ly a prelete cez medzihviezdne mra\u010dn\u00e1 prachu. Je to mohutn\u00e1, nestabiln\u00e1 hviezda spektr\u00e1lneho typu B1eq. M\u00e1 obrovsk\u00fd obal plynu, ktor\u00fd sa rozp\u00edna r\u00fdchlos\u0165ou asi 50 km\/s a\u017e 200 km\/s. V roku 1600 t\u00e1to hviezda vzplanula na magnit\u00fadu 3, \u010d\u00edm si vysl\u00fa\u017eila ozna\u010denie Nova Cygni 1600. V skuto\u010dnosti to v\u0161ak nova nie je a jej zjasnenie bolo sp\u00f4soben\u00e9 vyvrhnut\u00edm nesmierneho mno\u017estva hmoty. Potom zoslabla na piatu magnit\u00fadu. V roku 1655 sa expl\u00f3zia opakovala. V s\u00fa\u010dasnosti sa jej jasnos\u0165 nemen\u00ed skokovo, no rastie tempom 15 % za storo\u010die. Sp\u00f4sobuje to najm\u00e4 chladnutie jej povrchu, \u010d\u00edm sa jej \u017eiarenie z ultrafialovej oblasti spektra pos\u00fava do vidite\u013en\u00e9ho a pri vizu\u00e1lnom pozorovan\u00ed sa preto jav\u00ed \u010doraz jasnej\u0161ia. Hviezdu obklopuje tmav\u00e1 ob\u00e1lka hmoty vyvrhnutej za posledn\u00fdch 900 rokov. Vo v\u00e4\u010d\u0161\u00edch vzdialenostiach sa nach\u00e1dzaj\u00fa hmloviny vytvoren\u00e9 vyvrhnutou hmotou spred 2 400 a 20 000 rokov. Hmotnos\u0165 P Cygni sa odhaduje na 50 \u2013 60 slne\u010dn\u00fdch hmotnost\u00ed, no str\u00e1ca ju z\u00e1vratn\u00fdm tempom 3 hmotnosti Slnka za 100 000 rokov. Predpoklad\u00e1 sa, \u017ee exploduje ako hypernova a jej jadro, ak v\u00fdbuch pre\u017eije, pravdepodobne skolabuje do \u010diernej diery.<\/p>\n
Dvojhviezdu 16 Cygni<\/strong> so zlo\u017ekami vzdialen\u00fdmi 39\u2033 rozl\u00ed\u0161i aj mal\u00fd \u010falekoh\u013ead. Pozoruhodn\u00e9 je, \u017ee obe jej zlo\u017eky s\u00fa \u017elt\u00e9 hviezdy podobn\u00e9 Slnku, hoci trochu svietivej\u0161ie \u2013 jedna o 30 %, druh\u00e1 o 60 %. Ich skuto\u010dn\u00fa priestorov\u00fa vzdialenos\u0165 nepozn\u00e1me, z ich uhlovej vzdialenosti a ich vzdialenosti od Zeme sa v\u0161ak d\u00e1 odvodi\u0165, \u017ee to mus\u00ed by\u0165 aspo\u0148 840 au. Pri slab\u0161ej z oboch zlo\u017eiek, 16 Cygni B, bola objaven\u00e1 exoplan\u00e9ta. Obehne ju v priemernej vzdialenosti 1,68 au, \u010di\u017ee o nie\u010do \u010falej ako Mars obieha Slnko, s peri\u00f3dou 800 dn\u00ed. Jej \u010fal\u0161ie vlastnosti s\u00fa pre prv\u00e9 objaven\u00e9 exoplan\u00e9ty typick\u00e9: je \u0165a\u017e\u0161ia ne\u017e Jupiter<\/a>, a to minim\u00e1lne 1,68-kr\u00e1t, a jej dr\u00e1ha m\u00e1 tak\u00fa extr\u00e9mnu v\u00fdstrednos\u0165, \u017ee v slne\u010dnej s\u00fastave<\/a> by kri\u017eovala dr\u00e1hy dvoch \u010fal\u0161\u00edch plan\u00e9t. Keby sa v\u0161ak z jej povrchu, \u010di pr\u00edpadn\u00e9ho mesiaca dala pozorova\u0165 obloha, druh\u00e1 zlo\u017eka dvojhviezdy \u2013 16 Cygni A \u2013 by \u017eiarila ako Mesiac v splne.<\/p>\n
29 Cygni<\/strong> je biela hviezda hlavnej postupnosti trochu nejasn\u00e9ho zaradenia a nezn\u00e1mej rota\u010dnej r\u00fdchlosti. Pozornos\u0165 astron\u00f3mov na seba up\u00fatala t\u00fdm, \u017ee m\u00e1 ve\u013emi n\u00edzke zast\u00fapenie kovov, ale uhl\u00edk a kysl\u00edk sa u\u017e viac bl\u00ed\u017eia k norm\u00e1lu. Tak\u00e1to vz\u00e1cna skupina hviezd sa naz\u00fdva pod\u013ea jej hlavnej predstavite\u013eky lambda Bootis. Pod\u013ea hypot\u00e9zy by zvl\u00e1\u0161tne spektrum t\u00fdchto hviezd mohlo by\u0165 sp\u00f4soben\u00e9 t\u00fdm, \u017ee ich povrchy sa kontaminovali medzihviezdnou hmotou s n\u00edzkym obsahom kovov. 26 Cygni je z\u00e1rove\u0148 ve\u013emi slabo premenn\u00e1 hviezda typu Delta Scuti s jasnos\u0165ou osciluj\u00facou iba o 0,016 mag v peri\u00f3de 38,5 min\u00fat. Jej skuto\u010dn\u00e1 \u017eiarivos\u0165 je 14,5-n\u00e1sobok svietivosti Slnka. M\u00e1 troch sprievodcov s magnit\u00fadou sedem a vy\u0161\u0161ou, no v\u0161etci s\u00fa pravdepodobne iba zdanliv\u00ed.<\/p>\n
52 Cygni<\/strong> je zauj\u00edmavou farebnou dvojhviezdou, ktorej hlavn\u00e1 zlo\u017eka m\u00e1 jasnos\u0165 4,2 magnit\u00fady. Jedna jej zlo\u017eka je \u017elt\u00e1, Slnku podobn\u00e1 hviezda, druh\u00e1 oran\u017eov\u00e1, obor. Skuto\u010dn\u00e1 vzdialenos\u0165 zlo\u017eiek od seba predstavuje takmer desa\u0165n\u00e1sobok strednej vzdialenosti Pluta od Slnka.<\/p>\n
Len 1,5\u00b0 severov\u00fdchodne od Deneba \u017eiari 55 Cygni<\/strong>, hviezda svietivej\u0161ia ne\u017e samotn\u00fd Deneb \u2013 no ove\u013ea vzdialenej\u0161ia a stlmen\u00e1 medzihviezdnym prachom takmer o dve magnit\u00fady. Navy\u0161e v\u00e4\u010d\u0161ia \u010das\u0165 jej \u017eiarenia je u\u017e za vidite\u013enou \u010das\u0165ou spektra, v energetickej\u0161ej ultrafialovej oblasti. Hmotnos\u0165 55 Cyg sa odhaduje na zhruba 17 hmotnost\u00ed Slnka. M\u00e1 vek iba pribli\u017ene 10 mili\u00f3nov rokov a je zdrojom nesmierne siln\u00e9ho hviezdneho vetra. Pribli\u017ene 20\u2033 od nej n\u00e1jdeme sprievodcu jeden\u00e1stej magnit\u00fady, no jeho vlastn\u00fd pohyb prezradil, \u017ee k 55 Cygni fyzicky nepatr\u00ed.<\/p>\n
Slabo premenn\u00e1 59 Cygni<\/strong> je ve\u013emi hor\u00facou hviezdou typu B1. Jej jasnos\u0165 kol\u00ed\u0161e v rozsahu 4,5 \u2013 4,9 mag. M\u00e1 okolo seba disk materi\u00e1lu podobn\u00fd disku okolo hviezdy Cih v Kasiopeji. Disk 59 Cygni v\u0161ak le\u017e\u00ed v rovine n\u00e1\u0161ho zorn\u00e9ho uhla, preto sa jav\u00ed extr\u00e9mne tenk\u00fd. Hviezda m\u00e1 z\u00e1rove\u0148 ve\u013emi mal\u00e9ho spektroskopick\u00e9ho sprievodcu, ktor\u00fd ju obehne vo vzdialenosti Merk\u00fara<\/a> od Slnka v peri\u00f3de iba 28,2 d\u0148a. Tento sprievodca zahrieva jej disk. \u010ealej, 0,2\u2033 od hlavnej zlo\u017eky, sa nach\u00e1dza druh\u00fd sprievodca s magnit\u00fadou 8, ktor\u00fd vn\u00fatorn\u00fd p\u00e1r obehne za 162 rokov v strednej vzdialenosti 90,5 au. \u010eal\u0161\u00ed \u0161tyria vidite\u013en\u00ed \u201esprievodcovia\u201c s\u00fa len hviezdi\u010dky, ktor\u00e9 sa v tejto nahusto hviezdami osadenej oblasti premietaj\u00fa do bl\u00edzkosti 59 Cygni.<\/p>\n
Na hranici vidite\u013enosti vo\u013en\u00fdm okom je nen\u00e1padn\u00e1 dvojhviezda 61 Cygni<\/strong>. Tvor\u00ed rovnobe\u017en\u00edk s hviezdami Deneb, Sadir a Gienah. Je to jedna z na\u0161ich najbli\u017e\u0161\u00edch hviezd \u2013 v porad\u00ed dev\u00e4tn\u00e1sta. Nach\u00e1dza sa vo vzdialenosti 11,36 sveteln\u00e9ho roka. Jej druh\u00e1 zlo\u017eka, 61 Cygni B, le\u017e\u00ed od n\u00e1s o nie\u010do \u010falej, vo vzdialenosti 11,43 sveteln\u00e9ho roka. Jasnos\u0165 A zlo\u017eky je 5,2 \u2013 5,3 mag, B zlo\u017eky 6,0 \u2013 6,3 mag, spolo\u010dne d\u00e1vaj\u00fa 4,8 mag. \u010ealekoh\u013eadom ich uvid\u00edme vo vz\u00e1jomnej vzdialenosti 27\u2033 od seba. Spolo\u010dn\u00e9 \u0165a\u017eisko obehn\u00fa raz za 650 \u2013 653 rokov vo vz\u00e1jomnej vzdialenosti 85 au. Ide o zriedkav\u00fd pr\u00edklad hviezd, ktor\u00e9 s\u00fa vidite\u013en\u00e9 vo\u013en\u00fdm okom, hoci maj\u00fa ni\u017e\u0161iu svietivos\u0165 ne\u017e Slnko.<\/p>\n
Hlavn\u00e1 zlo\u017eka, 61 Cygni A, m\u00e1 spektr\u00e1lny typ K3, pod\u013ea in\u00e9ho zdroja K5, hmotnos\u0165 0,58 hmotnost\u00ed Slnka, svietivos\u0165 15 % svietivosti Slnka, priemer 65 % priemeru Slnka. M\u00e1 tie\u017e spektroskopick\u00e9ho sprievodcu, ktor\u00fd ju obehne raz za 1,89 roka. Druh\u00e1 zlo\u017eka, 61 Cygni B, je pod\u013ea jedn\u00e9ho zdroja typu K4, pod\u013ea in\u00e9ho K7. Jej hmotnos\u0165 je rovn\u00e1 0,6 hmotnosti Slnka, svietivos\u0165 dosahuje iba 9 % svietivosti Slnka, priemer 60 % priemeru Slnka. T\u00e1to hviezda m\u00e1 dokonca dvoch sprievodcov, ktor\u00fdch obe\u017en\u00e9 doby s\u00fa 1,55 a 1,8 roka.
\nZlo\u017eky A aj B vykazuj\u00fa cyklus zmien magnetick\u00e9ho po\u013ea, podobne ako Slnko. Cyklus hmotnej\u0161ej zlo\u017eky trv\u00e1 8 rokov, slab\u0161ej 11 rokov, rovnako ako slne\u010dn\u00fd cyklus. Cykly sa prejavuj\u00fa vzplanutiami na oboch hviezdach a zmenou v\u00fdskytu hviezdnych \u0161kv\u0155n. Tie pre ve\u013ek\u00fa vzdialenos\u0165 nie s\u00fa s\u00edce priamo pozorovate\u013en\u00e9, ale prejavuj\u00fa sa zmenami jasnosti oboch hviezd v peri\u00f3de ich rot\u00e1cie. Predpoklad\u00e1 sa, \u017ee t\u00e1to viacn\u00e1sobn\u00e1 s\u00fastava m\u00e1 prinajmen\u0161om jednu hmotn\u00fa exoplan\u00e9tu, ale je mo\u017en\u00e9, \u017ee ich m\u00e1 aj tri.<\/p>\n
S\u00fastava 61 Cygni sa presl\u00e1vila t\u00fdm, \u017ee bola prvou hviezdnou s\u00fastavou v\u00f4bec, pri ktorej bola zmeran\u00e1 jej vzdialenos\u0165. O jej relat\u00edvnej bl\u00edzkosti k Slnku sved\u010d\u00ed jej ve\u013ek\u00fd vlastn\u00fd pohyb, 5,22\u2033 za rok. Pr\u00e1ve v\u010faka tomuto r\u00fdchlemu pohybu si ju Friedrich W. Bessel v roku 1837 vytipoval ako s\u00fastavu, pri ktorej bude vzdialenos\u0165 mo\u017en\u00e9 zmera\u0165. V rokoch 1837 a\u017e 1838 urobil s\u00e9riu jej pozorovan\u00ed, prostredn\u00edctvom ktor\u00fdch ur\u010dil jej ro\u010dn\u00fa paralaxu \u2013 0,348\u2033, \u010do po prepo\u010dte dalo hodnotu 9,37 sveteln\u00e9ho roka. Merania v 80. rokoch 20. storo\u010dia ur\u010dili stredn\u00fa paralaxu 61 Cygni na 0,293\u2033 +\/\u2013 0,003\u2033, \u010do zodpoved\u00e1 vzdialenosti 11,13 +\/\u2013 0,11 ly. R\u00fdchly pohyb v\u0161ak nie je iba d\u00f4sledkom malej vzdialenosti s\u00fastavy 61 Cygni od n\u00e1s. Jej hviezdy sa h\u00fdbu vzh\u013eadom na svoje okolie viac ako p\u00e4\u0165kr\u00e1t r\u00fdchlej\u0161ie, ne\u017e sa vzh\u013eadom na svoje okolie pohybuje Slnko, tak\u017ee je mo\u017en\u00e9, \u017ee nie s\u00fa s\u00fa\u010das\u0165ou popul\u00e1cie disku na\u0161ej Galaxie a diskom iba prech\u00e1dzaj\u00fa.<\/p>\n
\u010eal\u0161ia hviezda na hranici vidite\u013enosti vo\u013en\u00fdm okom, 68 Cygni<\/strong>, je pre zmenu v skuto\u010dnosti jedna z najmas\u00edvnej\u0161\u00edch a najhor\u00facej\u0161\u00edch hviezd v Galaxii. S povrchovou teplotou 34 800 K patr\u00ed do typu O8 V. Pri zapo\u010d\u00edtan\u00ed ultrafialov\u00e9ho \u017eiarenia je 832 000-kr\u00e1t \u017eiarivej\u0161ia ne\u017e Slnko. Na hypotetickej plan\u00e9te, ktor\u00e1 by tak\u00fato extr\u00e9mnu hviezdu obiehala, by mohli by\u0165 podmienky rovnak\u00e9 ako na Zemi a\u017e v 25-n\u00e1sobnej vzdialenosti Pluta od Slnka. Hmotnos\u0165 68 Cyg sa odhaduje na 26 \u2013 60 S\u013ank (aj v z\u00e1vislosti od jej re\u00e1lnej vzdialenosti) a priemer na 25 S\u013ank. Medzihviezdny prach jej ubral z jasu takmer magnit\u00fadu. Jej vzdialenos\u0165 pozn\u00e1me len ve\u013emi pribli\u017ene \u2013 le\u017e\u00ed medzi 3 500 a\u017e 6 900 ly. Aj 68 Cyg m\u00e1 ve\u013emi r\u00fdchly vlastn\u00fd pohyb, \u0161tyrikr\u00e1t r\u00fdchlej\u0161\u00ed, ne\u017e je obvykl\u00e9. V peri\u00f3de 5,1 d\u0148a ju obieha spektroskopick\u00fd sprievodca, ktor\u00e9ho spektrum sa zatia\u013e nepodarilo pozorova\u0165. Hlavn\u00e1 zlo\u017eka zakon\u010d\u00ed svoj kratu\u010dk\u00fd (na hviezdu), len 3,5 mili\u00f3na rokov trvaj\u00faci \u017eivot, expl\u00f3ziou obrovskej supernovy, po ktorej sa m\u00f4\u017ee vytvori\u0165 \u010dierna diera.<\/p>\n
Syst\u00e9m HD 188753 Cygni<\/strong> je trojhviezda, ktorej hlavn\u00fa zlo\u017eku na pomedz\u00ed typov G a K obieha vo vzdialenosti v\u00e4\u010d\u0161ej ako vzdialenos\u0165 Saturna od Slnka dvojica bl\u00edzkych hviezd. Kuri\u00f3zne je, \u017ee t\u00e1to trojhviezda m\u00e1 aj minim\u00e1lne jednu plan\u00e9tu. T\u00e1 m\u00e1 hmotnos\u0165 1,14 hmotnost\u00ed Jupitera a obieha hlavn\u00fa zlo\u017eku v omnoho men\u0161ej vzdialenosti ne\u017e hviezdny p\u00e1r, dokonca v omnoho men\u0161ej ne\u017e obieha Merk\u00far na\u0161e Slnko \u2013 10,8 mili\u00f3na km. Plan\u00e9ta obehne svoju hviezdu iba za 3,35 d\u0148a, je teda typick\u00fd hor\u00faci Jupiter.<\/p>\n
\u010eal\u0161ia zauj\u00edmav\u00e1 exoplanet\u00e1rna s\u00fastava obklopuje \u010derven\u00e9ho trpasl\u00edka. Jeho plan\u00e9ta s ozna\u010den\u00edm Kepler 186f<\/strong> ho obehne raz za 130 dn\u00ed vo vzdialenosti pribli\u017ene 53 mili\u00f3nov km, zhruba tak \u010faleko, ako obieha Merk\u00far od Slnka. Ke\u010f\u017ee s\u00fa v\u0161ak \u010derven\u00e9 trpasl\u00edky chladnej\u0161ie hviezdy, na plan\u00e9te m\u00f4\u017eu pri tejto vzdialenosti panova\u0165 podmienky vhodn\u00e9 na existenciu kvapalnej vody. Navy\u0161e, t\u00e1to plan\u00e9ta sa svojou ve\u013ekos\u0165ou podob\u00e1 Zemi. Je prvou objavenou plan\u00e9tou podobnou Zemi obiehaj\u00facou matersk\u00fa hviezdu v oblasti vhodnej na vznik \u017eivota. V tejto s\u00fastave s\u00fa e\u0161te \u010fal\u0161ie tri dosia\u013e objaven\u00e9 plan\u00e9ty, v\u0161etky bli\u017e\u0161ie k materskej hviezde ne\u017e vy\u0161\u0161ie zmienen\u00e1 Kepler 186f, a len o m\u00e1lo v\u00e4\u010d\u0161ie ako Zem. Cel\u00fd syst\u00e9m je od n\u00e1s vzdialen\u00fd asi 500 ly.<\/p>\n
S\u00fastava s exoplan\u00e9tami Kepler-11<\/strong> sa zase stala zn\u00e1mou t\u00fdm, \u017ee plan\u00e9t v nej bolo objaven\u00fdch a\u017e \u0161es\u0165. V\u0161etky s\u00fa v\u00e4\u010d\u0161ie ako Zem a p\u00e4\u0165 z nich obieha svoju hviezdu v men\u0161ej vzdialenosti ne\u017e Merk\u00far obieha Slnko. Obe\u017en\u00e1 doba najbli\u017e\u0161ej plan\u00e9ty je iba 10 dn\u00ed.<\/p>\n
V s\u00fahvezd\u00ed Labute pozn\u00e1me vy\u0161e 400 premenn\u00fdch hviezd, medzi nimi tri novy. Jednou z najjasnej\u0161\u00edch je ch\u00ed Cygni<\/strong>, premenn\u00e1 hviezda typu Mira Ceti. Ide o najjasnej\u0161iu hviezdu tohto druhu po samotnej Mire. Vidite\u013en\u00e1 vo\u013en\u00fdm okom sa st\u00e1va len okolo maxima, kedy dosahuje 2,3 \u2013 3,5 mag. V minime ju m\u00f4\u017eeme pozorova\u0165 iba siln\u00fdm \u010falekoh\u013eadom, preto\u017ee jej jasnos\u0165 vtedy predstavuje len 14,3 magnit\u00fad. Jasnos\u0165 ch\u00ed Cygni klesne v obdob\u00ed 400 \u2013 407 dn\u00ed a\u017e 20 000-kr\u00e1t. Ke\u010f je najslab\u0161ia, m\u00e1 ve\u013emi n\u00edzku povrchov\u00fa teplotu, iba okolo 1 640 K. Vtedy sa zara\u010fuje k najchladnej\u0161\u00edm hviezdam v\u00f4bec. Z\u00e1rove\u0148 vtedy dosahuje najv\u00e4\u010d\u0161\u00ed rozmer \u2013 jej priemer, 300 priemerov Slnka, je porovnate\u013en\u00fd so vzdialenos\u0165ou Marsu od Slnka. V astronomicky doh\u013eadnej dobe hviezda odhod\u00ed vonkaj\u0161ie ob\u00e1lky a zmen\u00ed sa na planet\u00e1rnu hmlovinu. Ch\u00ed Cygni patr\u00ed do vz\u00e1cneho spektr\u00e1lneho typu S (konkr\u00e9tne S6), ktor\u00fd s\u00favis\u00ed so zast\u00fapen\u00edm uhl\u00edka a kysl\u00edka v jej hmote. V spektre m\u00e1 tie\u017e vysok\u00fd podiel zirk\u00f3nu, ktor\u00fd je na jej povrchu viazan\u00fd v oxide zirk\u00f3nu. V protiklade k nej boli tomto s\u00fahvezd\u00ed objaven\u00e9 aj najhor\u00facej\u0161ie hviezdy (Wolfove-Rayetove hviezdy) s povrchovou teplotou vy\u0161e 80 000 K.<\/p>\n
V456 Cygni<\/strong> (RA = 20h 28\u2032 51\u2033, DEC=+39\u00b0 09\u2032 13\u2033) je z\u00e1krytov\u00e1 premenn\u00e1 typu Algol. Aj v maxime v\u0161ak dosahuje iba +10,8 mag, v minime je e\u0161te o magnit\u00fadu slab\u0161ia. \u010eal\u0161\u00edmi jasn\u00fdmi premenn\u00fdmi s\u00fa mimoriadne \u010derven\u00e1 hviezda U Cygni<\/strong>, SS Cygni<\/strong>, ktor\u00e1 je prototypom trpasli\u010d\u00edch premenn\u00fdch hviezd zn\u00e1mych bu\u010f ako premenn\u00e9 hviezdy typu SS Cygni (alebo aj ako premenn\u00e9 hviezdy typu U Geminorum), R Cygni<\/strong>, RT Cygni<\/strong>, V 456 Cygni<\/strong>, Z Cygni<\/strong>, W Cygni<\/strong> a CH Cygni<\/strong>.<\/p>\n
TT Cygni<\/strong> s jasnos\u0165ou 7,55 mag patr\u00ed do skupiny uhl\u00edkov\u00fdch hviezd. V povrchov\u00fdch vrstv\u00e1ch tohto obrovsk\u00e9ho a na hviezdu chladn\u00e9ho objektu bol zisten\u00fd vysok\u00fd pomer uhl\u00edka ku kysl\u00edku. Uhl\u00edk poch\u00e1dza zvn\u00fatra hviezdy a je produktom horenia h\u00e9lia. Pred 6 000 rokmi, e\u0161te pred z\u00edskan\u00edm dne\u0161nej podoby, hviezda vyvrhla ob\u00e1lku oxidu uhli\u010dit\u00e9ho. T\u00e1to ob\u00e1lka m\u00e1 v dne\u0161n\u00fdch pozorovaniach priemer asi pol sveteln\u00e9ho roka. Vzdialenos\u0165 TT Cygni od Slnka je 1 500 ly a le\u017e\u00ed na krku Labute.<\/p>\n
Hviezda HD 47129 alebo V 729 Cygni<\/strong> sa naz\u00fdva aj Plaskettova hviezda<\/strong>. Na tejto spektroskopickej dvojhviezde 6. magnit\u00fady nevidie\u0165 pri poh\u013eade \u010falekoh\u013eadom ni\u010d zauj\u00edmav\u00e9, jej zlo\u017eky s\u00fa v\u0161ak v skuto\u010dnosti mimoriadne hmotn\u00e9. Obidve patria do spektr\u00e1lneho typu O. Hlavn\u00e1 zlo\u017eka m\u00e1 pravdepodobne 90 hmotnost\u00ed Slnka a jej sprievodca 60 hmotnost\u00ed Slnka. T\u00fato obriu dvojhviezdu objavil v roku 1922 J. S. Plaskett.<\/p>\n
V s\u00fahvezd\u00ed sa nach\u00e1dza aj jedna z najzauj\u00edmavej\u0161\u00edch nov. Nesie n\u00e1zov Nova Cygni<\/strong> alebo N 1975 Cygni<\/strong>. Svetlo z jej poslednej expl\u00f3zie zasiahlo Zem v roku 1992. Objavil ju 29. augusta 1975 K. Osada v Japonsku, ktor\u00fd ju po\u010das vzplanutia v roku 1975 pozoroval ako hviezdu 3. magnit\u00fady. Jej jasnos\u0165 sa na\u010falej zvy\u0161ovala, a\u017e dosiahla 2,5 mag. Ke\u010f\u017ee dovtedy nebola katalogizovan\u00e1 ani vo vtedy najpodrobnej\u0161om Palomarskom atlase, pred expl\u00f3ziou musela by\u0165 jej magnit\u00fada vy\u0161\u0161ia ako 21 a v\u00fdbuchom sa zn\u00ed\u017eila prinajmen\u0161om o \u00factyhodn\u00fdch 19 magnit\u00fad. Bolo to dosia\u013e najv\u00e4\u010d\u0161ie zn\u00e1me zjasnenie novy. S\u00fa\u010dasne sa stala najjasnej\u0161ou novou po 33 rokoch.<\/p>\n
Nova Cygni je tesn\u00e1 dvojhviezda, ktor\u00e1 sa sklad\u00e1 z bieleho trpasl\u00edka typu Q a plazmovej hviezdy. Plyn z plazmovej zlo\u017eky dopadal na bieleho trpasl\u00edka. Napokon sa ho tam nahromadilo tak\u00e9 mno\u017estvo, \u017ee do\u0161lo k termonukle\u00e1rnej expl\u00f3zii. Biely trpasl\u00edk odhodil svoje vonkaj\u0161ie vrstvy pri klasickom v\u00fdbuchu novy. Rozp\u00ednanie plynn\u00e9ho obalu nadobudlo pri v\u00fdbuchu v roku 1975 r\u00fdchlos\u0165 a\u017e 2 000 km\/s.<\/p>\n
Druh\u00e1 expl\u00f3zia novy z roku 1992 bola odhalen\u00e1 v noci z 18. na 19. febru\u00e1ra. V \u010dase prv\u00e9ho pozorovania vzplanutia v roku 1992, ktor\u00e9 si v\u0161imol Peter Collins, mala nova 7,2 mag. Postupne zjas\u0148ovala a\u017e na 4,3 mag, \u010d\u00edm sa op\u00e4\u0165 stala pozorovate\u013enou vo\u013en\u00fdm okom. Po\u010das tohto posledn\u00e9ho vzplanutia novu sledovalo ve\u013ek\u00e9 mno\u017estvo pozemsk\u00fdch aj kozmick\u00fdch observat\u00f3ri\u00ed vr\u00e1tane sondy Voyager. Stala sa tak najpresk\u00famanej\u0161ou novou e\u0161te pred dosiahnut\u00edm maxima jasnosti. Rok po vzplanut\u00ed odhalil Hubblov vesm\u00edrny \u010falekoh\u013ead prstence hor\u00faceho plynn\u00e9ho materi\u00e1lu, ktor\u00fd hviezda pri expl\u00f3zii vyvrhla. Cez stred prstenca sa tiahne neobvykl\u00e1 \u0161trukt\u00fara podobn\u00e1 prie\u010dke, ktorej p\u00f4vod sa zatia\u013e nepodarilo vysvetli\u0165. Z\u00e1rove\u0148 sa bl\u00edzko novy objavila hmlovina, ktor\u00fa sme pri pozorovan\u00ed s\u00fahvezdia Labu\u0165 pred rokom 1992 e\u0161te nevideli. Jej hmota v\u0161ak nepoch\u00e1dza z Novy Cygni. V\u00fdbuch novy zohrial vod\u00edk v u\u017e existuj\u00facej, ale dovtedy tmavej hmlovine tak, \u017ee za\u010dal svieti\u0165 \u010derven\u00fdm svetlom. Plyn, ktor\u00fd nova skuto\u010dne vyvrhla, m\u00e1 ove\u013ea men\u0161\u00ed rozmer. Postupom \u010dasu sa vybuden\u00e1 hmlovina znova stane nevidite\u013enou. Cel\u00e1 s\u00fastava je od n\u00e1s vzdialen\u00e1 10 430 ly.<\/p>\n
$\"\"$ <\/a>Medzi najzvl\u00e1\u0161tnej\u0161ie objekty tohto s\u00fahvezdia patr\u00ed Cygnus X-1<\/strong>. Je to prv\u00fd objaven\u00fd r\u00f6ntgenov\u00fd zdroj v s\u00fahvezd\u00ed Labu\u0165 a jeden z najsilnej\u0161\u00edch na oblohe. Objavil ho r\u00f6ntgenov\u00fd detektor vynesen\u00fd nad atmosf\u00e9ru raketou v roku 1964. Na obr\u00e1zku v\u013eavo ho vid\u00edme na z\u00e1bere z observat\u00f3ria Chandra<\/a>. Cygnus X-1 je tesn\u00e1 dvojhviezda. Jej vidite\u013en\u00e1 zlo\u017eka, ktor\u00e1 bola s r\u00f6ntgenov\u00fdm a r\u00e1diov\u00fdm zdrojom stoto\u017enen\u00e1 v roku 1971, je ve\u013emi svietiv\u00fd modr\u00fd nadobor spektr\u00e1lneho typu O9,7. Pod\u013ea rozli\u010dn\u00fdch odhadov m\u00e1 hmotnos\u0165 20 \u2013 40 hmotnost\u00ed Slnka. Teplota na jeho povrchu dosahuje 30 000 K, svietivos\u0165 vo vidite\u013enom spektre 385 000 S\u013ank a priemer 23 S\u013ank. M\u00e1 ozna\u010denie HDE 226868. Pod\u013ea jedn\u00e9ho merania je od n\u00e1s vzdialen\u00fd 8 200 ly, pod\u013ea in\u00e9ho, vych\u00e1dzaj\u00faceho z domnienky, \u017ee dvojhviezda patr\u00ed k asoci\u00e1cii Cygnus OB3, je vzdialen\u00fd 7 000 ly. Vzdialenos\u0165 je \u0165a\u017ek\u00e9 ur\u010di\u0165 presne, preto\u017ee je prive\u013ek\u00e1 na zmeranie paralaxy. Vidite\u013en\u00fa zlo\u017eku stlmil medzihviezdny prach le\u017eiaci medzi \u0148ou a nami a\u017e o 3,5 magnit\u00fady, ale napriek tomu ju mo\u017eno pozorova\u0165 aj binokul\u00e1rom. Dosahuje jasnos\u0165 uv\u00e1dzan\u00fa v rozdielnych zdrojoch 8,83 a\u017e 8,95 mag. Jej radi\u00e1lna r\u00fdchlos\u0165 sa pravidelne men\u00ed s peri\u00f3dou 5,6 d\u0148a, \u010do vieme z posunu spektr\u00e1lnych \u010diar. M\u00f4\u017eeme ju teda nazva\u0165 spektroskopickou dvojhviezdou.<\/p>\n
Nadobor obieha okolo spolo\u010dn\u00e9ho \u0165a\u017eiska s nevidite\u013enou zlo\u017ekou. Predpoklad\u00e1me, \u017ee tou nevidite\u013enou zlo\u017ekou je \u010dierna diera s hmotnos\u0165ou v\u00e4\u010d\u0161ou ne\u017e 6 \u2013 7 hmotnost\u00ed Slnka \u2013 pod\u013ea nov\u0161\u00edch odhadov a\u017e 20 hmotnost\u00ed Slnka. Pr\u00e1ve jej hmotnos\u0165, vy\u0161e dvojn\u00e1sobn\u00e1 v porovnan\u00ed s neutr\u00f3nov\u00fdmi hviezdami, bola p\u00e1dnym d\u00f4kazom, \u017ee nevidite\u013enou zlo\u017ekou tejto dvojhviezdy je \u010dierna diera. Odhaduje sa, \u017ee p\u00f4vodn\u00e1 hmotnos\u0165 hviezdy, z ktorej sa \u010dierna diera v Cygnus X-1 utvorila, bola 80 \u2013 100 hmotnost\u00ed Slnka, a jej vzniku predch\u00e1dzala expl\u00f3zia hypernovy. Nepozorovate\u013en\u00e1 zlo\u017eka Cygnus X-1 je prv\u00e1 identifikovan\u00e1 \u010dierna diera, ktor\u00e1 vznikla z hviezdy. \u010eal\u0161ia \u010dierna diera bola n\u00e1jden\u00e1 a\u017e o 10 rokov nesk\u00f4r.<\/p>\n
Vzdialenos\u0165 \u010diernej diery od vidite\u013enej zlo\u017eky dosahuje 0,24 au a jej priemer sa odhaduje na 100 km. \u017diariaci obor a nevidite\u013en\u00e1 \u010dierna diera spolu tvoria r\u00f6ntgenov\u00fa dvojhviezdu. Plazma \u017eerav\u00e9ho nadobra dopad\u00e1 na akr\u00e9\u010dny disk, ktor\u00fd ve\u013ekou r\u00fdchlos\u0165ou obieha okolo \u010diernej diery. Napokon na \u0148u dopadne, \u010d\u00edm \u010dierna diera postupne zvy\u0161uje svoju hmotnos\u0165. Ka\u017edoro\u010dne takto z nadobra prete\u010die do \u010diernej diery hmota s hmotnos\u0165ou troch mili\u00f3ntin hmotnosti Slnka. V mieste dopadu sa disk zohrieva na teplotu nieko\u013ek\u00fdch mili\u00f3nov \u00b0C. Vysokotepeln\u00e1 plazma akr\u00e9\u010dneho disku je zdrojom intenz\u00edvneho r\u00f6ntgenov\u00e9ho \u017eiarenia, ktor\u00e9 sa men\u00ed s frekvenciou 1 000 Hertzov (zmien za sekundu). \u010cas\u0165 materi\u00e1lu z akr\u00e9\u010dneho disku v\u0161ak pred dosiahnut\u00edm horizontu udalost\u00ed vystre\u013euje v oblasti p\u00f3lov z disku von vo forme dvoch protistojn\u00fdch v\u00fdtryskov r\u00fdchlos\u0165ami, ktor\u00e9 sa pribli\u017euj\u00fa r\u00fdchlosti svetla. Preto mo\u017eno tento syst\u00e9m ozna\u010di\u0165 za mikrokvazar. Pomerne ned\u00e1vno astron\u00f3movia objavili tie\u017e ob\u00e1lku, ktor\u00e1 vznikla interakciou materi\u00e1lu vychrlen\u00e9ho z akr\u00e9\u010dneho disku s medzihviezdnou hmotou. V bl\u00edzkosti tejto dvojhviezdy le\u017e\u00ed \u010derven\u00e1 emisn\u00e1 hmlovina Sh2-101.<\/p>\n
\u010eal\u0161ia r\u00f6ntgenov\u00e1 dvojhviezda je Cygnus X-3<\/strong>. Je pozoruhodn\u00e1 pre neoby\u010dajne kr\u00e1tku peri\u00f3du obehu \u2013 len 4,8 hodiny. Okrem r\u00f6ntgenov\u00e9ho \u017eiarenia vysiela aj ve\u013emi energetick\u00e9 gama \u017eiarenie, ale vo vidite\u013enej olasti spektra sa ju dodnes nepodarilo identifikova\u0165. Jej r\u00e1diov\u00e9 a gama \u017eiarenie m\u00e1 rovnak\u00fa peri\u00f3du zmien ako r\u00f6ntgenov\u00e9. Dvojhviezdu pravdepodobne tvor\u00ed plazmov\u00e1 hviezda, z ktorej dopad\u00e1 materi\u00e1l na r\u00fdchlo rotuj\u00faci pulzar.<\/p>\n
Hviezdna asoci\u00e1cia Cygnus OB2<\/strong> sa nach\u00e1dza vo hviezdotvornej oblasti zn\u00e1mej ako Cygnus X (bez \u010fal\u0161ieho \u010d\u00edseln\u00e9ho ozna\u010denia). Asoci\u00e1cia le\u017e\u00ed okolo 4 500 \u2013 6 000 ly \u010faleko v strede s\u00fahvezdia Labu\u0165. Jej s\u00fa\u010das\u0165ou je aj hmlovinov\u00fd komplex NGC 6914 zlo\u017een\u00fd z emisn\u00fdch a reflexn\u00fdch hmlov\u00edn. Priemer hviezdotvornej oblasti Cygnus X je viac ako 600 ly a obsahuje hmotu viac ako mili\u00f3nn\u00e1sobku hmotnosti Slnka. Jej spletit\u00e9 \u0161trukt\u00fary s\u00fa vidite\u013en\u00e9 na infra\u010derven\u00fdch z\u00e1beroch \u010falekoh\u013eadov Spitzer a Herschel. Novovzniknut\u00e9 hviezdy vytl\u00e1\u010daj\u00fa od seba svojimi hviezdnymi vetrami bubliny. Na okrajoch bubl\u00edn sa niekedy vytv\u00e1raj\u00fa zhustenia, z ktor\u00fdch sa tvoria \u010fal\u0161ie hviezdy. O nieko\u013eko mili\u00f3nov rokov sa z\u00e1rodo\u010dn\u00e1 hmlovina rozlo\u017e\u00ed a o \u010fal\u0161\u00edch 100 mili\u00f3nov rokov sa rozpt\u00fdlia aj \u010dleny hviezdnej asoci\u00e1cie.<\/p>\n
V s\u00fahvezd\u00ed sa \u010falej nach\u00e1dza viac ako tis\u00edc dvojhviezd, tie\u017e obrovsk\u00e9 mno\u017estvo viacn\u00e1sobn\u00fdch hviezd a otvoren\u00fdch hviezdok\u00f4p. Tak\u00e9to bohatstvo objektov je d\u00f4sledkom toho, \u017ee cez Labu\u0165 prech\u00e1dza Mlie\u010dna cesta. Pred \u0148u sa premietaj\u00fa rozsiahle tmav\u00e9 hmloviny. Aj vo\u013en\u00fdm okom sa tu daj\u00fa vidie\u0165 mra\u010dn\u00e1 tmav\u00e9ho medzihviezdneho materi\u00e1lu, ktor\u00fd zatie\u0148uje svetlo hviezd le\u017eiacich za nimi. Tmav\u00fd pruh patriaci ku komplexu prachoplynovej hmoty obop\u00ednaj\u00facej galaktick\u00fd rovn\u00edk vytv\u00e1ra dojem, akoby sa na tom \u00faseku Mlie\u010dna cesta rozdvojovala. Je zn\u00e1my pod n\u00e1zvom Tmav\u00e1 trhlina v Labuti a je od n\u00e1s vzdialen\u00fd asi 3 300 ly. Jeho okr\u00fahlo roz\u0161\u00edren\u00fd koniec v bl\u00edzkosti Denebu sa ob\u010das ozna\u010duje ako Severn\u00e9 Uho\u013en\u00e9 vrece. N\u00e1zov nar\u00e1\u017ea na zn\u00e1mu hmlovinu Uho\u013en\u00e9 vrece v Ju\u017enom kr\u00ed\u017ei. Druh\u00fd komplex tmav\u00fdch hmlov\u00edn zasahuj\u00faci do Labute zo severu a kon\u010diaci z\u00e1padne od hviezdokopy M 39 sa vol\u00e1 Kom\u00ednov\u00e1 temn\u00e1 hmlovina LG3. Ju\u017ene od hviezdy Sadr n\u00e1jdeme temn\u00fa hmlovinu Barnard 144, ktor\u00e1 si svoj\u00edm vzh\u013eadom na astrofotografi\u00e1ch vysl\u00fa\u017eila pomenovanie Ryba na podnose. Tieto a podobn\u00e9 oblasti boli astron\u00f3mami dlho pova\u017eovan\u00e9 za z\u00f3ny bez hviezd. Na ich pozorovanie je ide\u00e1lny tri\u00e9der.<\/p>\n
Medzi najzn\u00e1mej\u0161ie objekty Labute patr\u00ed pekn\u00e1 otvoren\u00e1 hviezdokopa M 39<\/strong> (NGC 7092). N\u00e1jdeme ju nad Denebom v bl\u00edzkosti hranice s Ja\u0161tericou. S jasnos\u0165ou 4,6 mag je na hranici vidite\u013enosti vo\u013en\u00fdm okom, tak\u017ee patr\u00ed medzi ve\u013emi jasn\u00e9 hviezdokopy. Pozoroval ju u\u017e Aristoteles. Pokr\u00fdva plochu pribli\u017ene Mesiaca v splne, preto je jednou z uhlovo najv\u00e4\u010d\u0161\u00edch hviezdok\u00f4p severnej oblohy. Jej hviezdy s\u00fa star\u00e9 okolo 300 mili\u00f3nov rokov. M\u00e1 tie\u017e dos\u0165 vysok\u00fa hustotu \u010dlenov \u2013 v priestore s priemerom 7 ly sa nach\u00e1dza 30 jej hviezd, z toho 25 v dosahu tri\u00e9dra. V tri\u00e9dri m\u00e1 M 39 tvar trojuholn\u00edka. V jeho rozvetven\u00ed, \u0161es\u0165 mesa\u010dn\u00fdch priemerov juhov\u00fdchodne, le\u017e\u00ed a\u017e 100\u2032 dlh\u00e1 tmav\u00e1 hmlovina katalogizovan\u00e1 ako B 168.<\/p>\n
O nie\u010do menej jasn\u00e1 je otvoren\u00e1 hviezdokopa M 29<\/strong> (NGC 6913). T\u00e1 sa nach\u00e1dza ju\u017ene od hviezdy Sadr. Vznikla iba ned\u00e1vno, pred asi 10 mili\u00f3nmi rokov. Nie je pr\u00edli\u0161 bohat\u00e1 na hviezdy. Obsahuje 20 \u010dlenov do magnit\u00fady 13, ktor\u00e9 zaberaj\u00fa priestor s priemerom 11 ly.<\/p>\n
S lep\u0161\u00edm amat\u00e9rskym \u010falekoh\u013eadom m\u00f4\u017eeme v okol\u00ed Sadr pozorova\u0165 tie\u017e otvoren\u00fa hviezdokopu NGC 6910<\/strong>. M\u00e1 neve\u013emi zn\u00e1me pomenovanie Hojdac\u00ed kon\u00edk. Obsahuje zhruba 40 slab\u0161\u00edch hviezd. Strednej ve\u013ek\u00fdm \u010falekoh\u013eadom mo\u017eno pozorova\u0165 len zo 15 z nich. Dva najjasnej\u0161ie \u010dleny maj\u00fa siedmu magnit\u00fadu. Jej najjasnej\u0161ia hviezda je (ako je u otvoren\u00fdch hviezdok\u00f4p be\u017en\u00e9) typu B, v \u010falekoh\u013eadoch sa ale jav\u00ed \u017eltkast\u00e1, kv\u00f4li rozptylu modr\u00fdch zlo\u017eiek jej svetla na medzihviezdnom prachu. Vzdialenos\u0165 kopy sa uv\u00e1dza v \u0161irokom rozptyle 2 000 a\u017e 5 000 ly.<\/p>\n
Labu\u0165 je ve\u013emi bohat\u00e1 aj na emisn\u00e9 hmloviny. V\u00e4\u010d\u0161ina t\u00fdchto emisn\u00fdch hmlov\u00edn tvor\u00ed s\u00fa\u010das\u0165 komplexu prachoplynov\u00fdch mra\u010dien, z ktor\u00e9ho k n\u00e1m svetlo putuje zhruba 2 000 rokov, no tento komplex st\u00e1le patr\u00ed do n\u00e1\u0161ho galaktick\u00e9ho ramena \u2013 ramena Ori\u00f3na. Tri stupne v\u00fdchodne od Deneba sa nach\u00e1dzaj\u00fa hne\u010f dve jasn\u00e9 a zn\u00e1me hmloviny, a to hmlovina NGC 7000<\/strong> zn\u00e1ma aj ako Severn\u00e1 Amerika<\/strong> a IC 5067\/70 Pelik\u00e1n<\/strong>. Niekedy sa t\u00e1to oblas\u0165 ozna\u010duje aj ako \u201eStena v Labuti\u201c. Tieto hmloviny objavil pravdepodobne William Herschel v roku 1786. Svoj\u00edm vzh\u013eadom trochu pripom\u00ednaj\u00fa n\u00e1\u0161 pozemsk\u00fd svetadiel, \u010di sk\u00f4r jeho ju\u017en\u00fa \u010das\u0165, a sediaceho pelik\u00e1na. Z tmav\u00e9ho miesta ich uvid\u00edme u\u017e tri\u00e9drom, ale vizu\u00e1lne s\u00fa dos\u0165 nejasn\u00e9. 10-centimetrov\u00fd \u010falekoh\u013ead rozozn\u00e1 najjasnej\u0161ie \u010dasti Severnej Ameriky, \u201eFloridu\u201c a \u201eMexiko\u201c. Kr\u00e1sa Severnej Ameriky a Pelik\u00e1na vynikne hlavne na fotografii.<\/p>\n
Ka\u017ed\u00e1 z hmlov\u00edn m\u00e1 priemer asi 50 sveteln\u00fdch rokov (u Pelik\u00e1na sa niekde uv\u00e1dza aj 30) a s\u00fa od n\u00e1s vzdialen\u00e9 913 \u2013 1 500 sveteln\u00fdch rokov. Pod\u013ea niektor\u00fdch odhadov je Pelik\u00e1n od n\u00e1s o nie\u010do \u010falej \u2013 1 800 \u2013 2 000 ly \u2013 ako Severn\u00e1 Amerika. Severn\u00e1 Amerika zaber\u00e1 na oblohe rozlohu \u0161estn\u00e1stich splnov Mesiaca alebo zhruba 120\u2032 \u00d7 100\u2032, Pelik\u00e1n pokr\u00fdva plochu 85\u2032 \u00d7 75\u2032. Celkov\u00e1 hmotnos\u0165 Severnej Ameriky je asi 100 hmotnost\u00ed Slnka. Hoci je t\u00e1to dvojit\u00e1 hviezdotvorn\u00e1 oblas\u0165 len o nie\u010do \u010falej od Slnka ako zn\u00e1ma Ve\u013ek\u00e1 hmlovina v Ori\u00f3ne, je komplexnej\u0161ia a n\u00e1ro\u010dnej\u0161ia na v\u00fdskum. Dodnes nevieme, ktor\u00e1 hviezda ionizuje plyn v hmlovin\u00e1ch a n\u00fati ho \u017eiari\u0165 \u010dervene. Pravdepodobne je to hviezda Deneb.<\/p>\n
$\"\"$ <\/a>
Hmlovina NGC 7000 Severn\u00e1 Amerika a IC 5067-70 Pelik\u00e1n. Obe hmloviny odde\u013euje tmav\u00fd prachov\u00fd pruh na \u201eatlantickom pobre\u017e\u00ed\u201c. \u201eMexick\u00fd z\u00e1liv\u201c je tie\u017e ve\u013ek\u00fd prachov\u00fd oblak.<\/em><\/p><\/div>\n
\u201eStredn\u00e1 Amerika\u201c a \u201eMexiko\u201c s\u00fa v skuto\u010dnosti lo\u017eiskami hor\u00faceho plynu, prachu a novovzniknut\u00fdch hviezd. Hviezdy, ktor\u00e9 v hmlovine vznikli, ju pomaly nar\u00fa\u0161aj\u00fa. Infra\u010derven\u00e9 z\u00e1bery Severnej Ameriky v nej ukazuj\u00fa tis\u00edce formuj\u00facich sa hviezd vo v\u0161etk\u00fdch \u0161t\u00e1di\u00e1ch \u2013 zabalen\u00e9 v kukl\u00e1ch z hust\u00e9ho prachu a plynu, obklopen\u00e9 diskami a emituj\u00face v\u00fdtrysky, a hviezdy rozf\u00fakavaj\u00face z\u00e1rodo\u010dn\u00fa hmlovinu vo svojom okol\u00ed. Prachov\u00e9 oblasti vytv\u00e1raj\u00fa aj Pelik\u00e1novo oko a dlh\u00fd zob\u00e1k, k\u00fdm zakriven\u00fa hlavu a krk nazna\u010duje jasne \u017eiariaci plyn. Tento v\u00fdrazne \u017eiariaci hrebe\u0148 m\u00e1 katal\u00f3gov\u00e9 ozna\u010denie IC 5067 a meria asi 10 sveteln\u00fdch rokov. Nach\u00e1dza sa v mieste, kde \u017eiarenie hviezd men\u00ed chladn\u00fd plyn na hor\u00faci. Tomuto rozhraniu sa hovor\u00ed \u201eioniza\u010dn\u00fd front\u201c. Za n\u00edm mo\u017eno na dlhoexponovan\u00fdch sn\u00edmkach vidie\u0165 vl\u00e1kna tmav\u00e9ho, obzvl\u00e1\u0161\u0165 hust\u00e9ho plynu, ktor\u00e9 odol\u00e1vaj\u00fa zahrievaniu dlh\u0161ie ako ich okolie. Ako ioniza\u010dn\u00fd front postupuje, tvar Pelik\u00e1na sa po mili\u00f3noch rokov strat\u00ed. V popred\u00ed hmloviny Pelik\u00e1n le\u017eia dve pomerne jasn\u00e9 hviezdy.<\/p>\n
\u010eal\u0161ia emisn\u00e1 hmlovina zaber\u00e1 ve\u013ek\u00fa plochu oblohy bl\u00edzko hviezdy Gienah. Naz\u00fdva sa Riasy<\/strong>, Slu\u010dka v Labuti alebo Z\u00e1voj \u010di Z\u00e1vojov\u00e1 hmlovina. Jej jasnej\u0161ie \u010dasti boli pova\u017eovan\u00e9 za samostatn\u00e9 hmloviny, preto m\u00e1 nieko\u013eko ozna\u010den\u00ed: NGC 6992\/5<\/strong>, NGC 6960<\/strong> a IC 1340<\/strong>. Tento komplex objavil v roku 1784 William Herschel svoj\u00edm 45-centimetrov\u00fdm \u010falekoh\u013eadom. Je zlo\u017een\u00fd z mno\u017estva jemn\u00fdch vl\u00e1kien. V skuto\u010dnosti ide o nieko\u013ekovrstvov\u00e9 dlh\u00e9 vlny, na ktor\u00e9 sa pozer\u00e1me zboku. Nach\u00e1dzaj\u00fa sa vo vzdialenosti 2 500 sveteln\u00fdch rokov, pod\u013ea in\u00fdch zdrojov 1 300 \u2013 1 500 sveteln\u00fdch rokov. Skuto\u010dn\u00fd priemer hmloviny je 70 a\u017e 100 sveteln\u00fdch rokov.<\/p>\n
Riasy s\u00fa zauj\u00edmav\u00e9 t\u00fdm, \u017ee ich neo\u017earuj\u00fa hviezdy, a predsa svietia. Predstavuj\u00fa pozostatok po supernove. Existuje ve\u013ea n\u00e1zorov na to, kedy dan\u00e1 supernova vybuchla. Pod\u013ea jedn\u00fdch to bolo pred 9 000 rokmi, pod\u013ea in\u00fdch pred 50 000 rokmi. In\u00e9 odhady hovoria, \u017ee t\u00e1 expl\u00f3zia nastala a\u017e pred 160 000 \u2013 300 000 rokmi, \u010fal\u0161ie v rozpore s t\u00fdm uv\u00e1dzaj\u00fa iba 5 000 \u2013 7 500 rokov v minulosti. Tak \u010di onak, bezprostredne po expl\u00f3zii bolo mra\u010dno pravdepodobne jasn\u00e9 ako kos\u00e1\u010dik Mesiaca. Vo\u013en\u00fdm okom zostalo vidite\u013en\u00e9 e\u0161te cel\u00e9 t\u00fd\u017edne. Plyny boli vyvrhnut\u00e9 obrovskou r\u00fdchlos\u0165ou (10 000 km\/s), no preletom medzihviezdnym prostred\u00edm sa ich r\u00fdchlos\u0165 zn\u00ed\u017eila na teraj\u0161\u00edch 100 km\/s. Hrn\u00fa pred sebou medzihviezdnu hmotu, pri\u010dom sa tvor\u00ed r\u00e1zov\u00e1 vlna, v ktorej s\u00fa plyny stla\u010den\u00e9, zohriate a ionizovan\u00e9. Pri op\u00e4tovnom sp\u00e1jan\u00ed (rekombin\u00e1cii) \u017eiaria, a to nielen vo vidite\u013enom svetle, ale aj v r\u00f6ntgenovom a r\u00e1diovom \u017eiaren\u00ed. Vyvrhnut\u00fd materi\u00e1l sa zrazil do chum\u00e1\u010dikov a nevytvoril preto pravideln\u00fd \u00fatvar.<\/p>\n
$\"\"$ <\/a>
Riasy, hmlovinov\u00fd komplex pribli\u017ene kruhov\u00e9ho tvaru, ktor\u00fd zaber\u00e1 na oblohe oblas\u0165 s ve\u013ekos\u0165ou asi 5 \u2013 6 splnov Mesiaca. D\u00e1 sa zachyti\u0165 sk\u00f4r fotograficky ako vizu\u00e1lne, aj ke\u010f pri ve\u013emi tmavej oblohe a perif\u00e9rnom viden\u00ed mo\u017eno vidie\u0165 minim\u00e1lne n\u00e1znaky hmloviny.<\/em><\/p><\/div>\n
Hmlovina sa celkove del\u00ed na v\u00fdchodn\u00fa \u010das\u0165 (Vl\u00e1knit\u00fa hmlovinu), stredn\u00fa \u010das\u0165 (Pickeringov trojuholn\u00edk) a z\u00e1padn\u00fa \u010das\u0165 (Sie\u0165ov\u00fa hmlovinu \u2013 NGC 6960). Vl\u00e1knit\u00e1 hmlovina je emisn\u00e1 hmlovina so z\u00e1vojovou \u0161trukt\u00farou. V NGC katal\u00f3gu jej pripadaj\u00fa \u010d\u00edsla 6992 a 6995. Nach\u00e1dza sa juhojuhov\u00fdchodne od hviezdy Gienah. Obl\u00fak tvoren\u00fd dvojicou hmlov\u00edn dosahuje ve\u013ekos\u0165 jeden uhlov\u00fd stupe\u0148. U\u017e vo v\u00e4\u010d\u0161om tri\u00e9dri sa d\u00e1 pozorova\u0165 v podobe obl\u00fa\u010dikov, v\u00e4\u010d\u0161ie \u010falekoh\u013eady, pochopite\u013ene, uk\u00e1\u017eu viac podrobnost\u00ed. 8-centimetrov\u00fd \u010falekoh\u013ead zobraz\u00ed vl\u00e1knit\u00fa \u0161trukt\u00faru NGC 6960 a Pickeringov trojuholn\u00edk, no na pozorovanie vl\u00e1knit\u00fdch rozvetven\u00ed v NGC 6979 je potrebn\u00e9 si vzia\u0165 40-centimetrov\u00fd \u010falekoh\u013ead a O III filter. Pickeringov obl\u00fak pomenovan\u00fd po astron\u00f3movi Edwardovi Charlesovi Pickeringovi dostal \u00fasek s katal\u00f3gov\u00fdm ozna\u010den\u00edm NGC 6979. Le\u017e\u00ed jeden stupe\u0148 na severoz\u00e1pad od hviezdy 52 Cygni. M\u00e1 skuto\u010dne tvar trojuholn\u00edka. Na jeho vizu\u00e1lne pozorovanie je v\u0161ak potrebn\u00fd \u010falekoh\u013ead s priemerom minim\u00e1lne 25 cm a tmav\u00e1 obloha.<\/p>\n\n\t\t