Kuğu X-1 - Cygnus X-1
Koordinatlar : 
19 h 58 m 21.6756 s , +35° 12′ 05.775″
 | |
| Gözlem verileri Epoch J2000 Ekinoks J2000 |
|
|---|---|
| takımyıldız | Kuğu |
| Sağ yükseliş | 19 sa 58 m 21.67595 s |
| sapma | +35° 12′ 05.7783″ |
| Görünen büyüklük (V) | 8,95 |
| özellikleri | |
| spektral tip | O9.7Iab |
| U−B renk indeksi | -0.30 |
| B-V renk indeksi | +0.81 |
| Değişken tipi | elipsoidal değişken |
| astrometri | |
| Radyal hız (R v ) | -13 km/s |
| Doğru hareket (μ) | RA: -3,37 mas / yıl Aralık: -7,15 mas / yıl |
| Paralaks (π) | 0,539 ± 0,033 kütle |
| Mesafe | 6.100 ± 400 ly (1.900 ± 100 adet ) |
| Mutlak büyüklük (M V ) | -6,5 ± 0,2 |
| Detaylar | |
| Yığın | 21,2 milyon ☉ |
| yarıçap | 20–22 R ☉ |
| parlaklık | 3–4 × 10 5 L ☉ |
| Yüzey ağırlığı (log g ) | 3,31 ± 0,07 gram |
| Sıcaklık | 31 000 K |
| döndürme | her 5,6 günde bir |
| Yaş | 5 Myr |
| Diğer tanımlamalar | |
| Veritabanı referansları | |
| SİMBAD | veri |
Kuğu X-1 (kısaltılmış Cyg X-1 ) bir galaktik olan X-ışını kaynağı içinde takımyıldızı Kuğu ve yaygın olarak bir olarak kabul tür ilk kaynağı oldu kara delik . 1964'te bir roket uçuşu sırasında keşfedildi ve Dünya'dan görülen en güçlü X-ışını kaynaklarından biri olup, bir tepe X-ışını akı yoğunluğu üretir .2,3 × 10 −23 W m −2 Hz −1 (2.3 × 10 3 Jansky ). Sınıfında en çok çalışılan astronomik nesneler arasında yer almaktadır. Kompakt nesnenin şimdi Güneş'in kütlesinin yaklaşık 21.2 katı bir kütleye sahip olduğu tahmin ediliyor ve bilinen herhangi bir tür normal yıldız veya bir kara delik dışında başka bir olası nesne olamayacak kadar küçük olduğu gösterildi. Eğer öyleyse, onun yarıçapı olay ufkunun vardırSadece yaklaşık 1 ms süren ara sıra X-ışını patlamalarının "kaynak bölgesinin lineer boyutuna üst sınır olarak" 300 km .
Kuğu X-1, yüksek kütle aittir Röntgen ikili 6070 hakkında yer alan, sistemin ışık yılı mesafede Sun mavi içerir, üstdev değişken yıldızı belirlenen HDE 226.868 o yörüngeleri de 0.2 AU, veya mesafenin% 20 yaklaşık Dünya'dan Güneş'e. Yıldızdan gelen bir yıldız rüzgarı , X-ışını kaynağının etrafındaki bir yığılma diski için malzeme sağlar . İç diskteki madde, gözlemlenen X-ışınlarını üreterek milyonlarca dereceye kadar ısıtılır. Diske dik olarak yerleştirilmiş bir çift jet , düşen malzemenin enerjisinin bir kısmını yıldızlararası boşluğa taşıyor.
Bu sistem, Cygnus OB3 adlı bir yıldız birlikteliğine ait olabilir ; bu, Cygnus X-1'in yaklaşık beş milyon yaşında olduğu ve birden fazla yıldıza sahip bir progenitör yıldızdan oluştuğu anlamına gelir.40 güneş kütlesi . Yıldızın kütlesinin çoğunluğu, büyük olasılıkla bir yıldız rüzgarı olarak döküldü. Bu yıldız daha sonra bir süpernova olarak patlamış olsaydı, ortaya çıkan kuvvet büyük olasılıkla kalıntıyı sistemden dışarı atardı. Bu nedenle yıldız, doğrudan bir kara deliğe çökmüş olabilir.
Cygnus X-1, 1975'te fizikçiler Stephen Hawking ve Kip Thorne arasında, Hawking'in onun bir kara delik olmadığına dair bahsi geçen, dostane bir bilimsel bahsin konusuydu . 1990'da, gözlemsel verilerin sistemde gerçekten bir kara delik olduğu iddiasını güçlendirdikten sonra bahsi kabul etti . Bu hipotez, doğrudan deneysel kanıttan yoksundur, ancak genellikle dolaylı kanıtlardan kabul edilmiştir.
Keşif ve gözlem
X-ışını emisyonlarının gözlemlenmesi, gökbilimcilerin , milyonlarca derece sıcaklıkta gaz içeren gök olaylarını incelemelerine olanak tanır . Ancak, X-ışını emisyonları Dünya atmosferi tarafından engellendiğinden , X-ışınlarının girebileceği yüksekliklere aletleri kaldırmadan göksel X-ışını kaynaklarının gözlemlenmesi mümkün değildir. Kuğu X-1 kullanılarak keşfedildi röntgen aletleri bir tarafından havada gerçekleştirildi başlattı sondaj roket gelen White Sands Füze Menzili içinde New Mexico . Bu kaynakları haritalamak için devam eden bir çabanın bir parçası olarak, 1964'te iki Aerobee suborbital roketi kullanılarak bir araştırma yapıldı . Roketler, 1–1 dalgaboyu aralığında X-ışını emisyonunu ölçmek için Geiger sayaçlarını taşıyordu.Gökyüzünün 8.4°'lik bir bölümünde 15 Å . Bu aletler, roketler dönerken gökyüzünü taradı ve yakın aralıklı taramaların bir haritasını çıkardı.
Bu araştırmaların bir sonucu olarak, Cygnus takımyıldızındaki Cyg XR-1 (daha sonra Cyg X-1) dahil olmak üzere sekiz yeni kozmik X-ışını kaynağı keşfedildi. Gök koordinatları bu kaynağın olarak tahmin edilmiştir açılım 19 saat 53 m ve sapma 34.6 ° 'dir. Bu konumda özellikle öne çıkan herhangi bir radyo veya optik kaynakla ilişkili değildi .
Daha uzun süreli çalışmalara ihtiyaç olduğunu gören Riccardo Giacconi ve Herb Gursky , 1963'te X-ışını kaynaklarını incelemek için ilk yörünge uydusunu önerdi. NASA , 1970 yılında Uhuru Uydusunu fırlattı ve bu da 300 yeni X-ışını kaynağının keşfedilmesine yol açtı. Cygnus X-1'in genişletilmiş Uhuru gözlemleri, saniyede birkaç kez meydana gelen X-ışını yoğunluğunda dalgalanmalar gösterdi. Bu hızlı değişim, enerji üretiminin yaklaşık olarak nispeten küçük bir bölgede gerçekleşmesi gerektiği anlamına geliyordu.10 5 km , çünkü ışık hızı daha uzak bölgeler arasındaki iletişimi kısıtlar. Bir boyut karşılaştırması için, Güneş'in çapı yaklaşık1.4 x 10 6 km .
Nisan-Mayıs 1971'de, Leiden Gözlemevi'nden Luc Braes ve George K. Miley ve Ulusal Radyo Astronomi Gözlemevi'nden bağımsız olarak Robert M. Hjellming ve Campbell Wade, Cygnus X-1'den radyo emisyonu tespit ettiler ve doğru radyo konumları X'in yerini saptadı. AGK2 yıldızına -ışın kaynağı +35 1910 = HDE 226868. Gök küresinde , bu yıldız 4. büyüklükteki yıldız Eta Cygni'den yaklaşık yarım derece uzaktadır . Kendi başına gözlemlenen miktarda X-ışınları yayamayan bir süperdev yıldızdır. Bu nedenle, yıldızın, Cygnus X-1 için radyasyon kaynağı üretmek için gereken milyonlarca dereceye kadar gazı ısıtabilecek bir arkadaşı olmalıdır.
Louise Webster ve Paul Murdin de, Kraliyet Greenwich Gözlemevi ve Charles Thomas Bolton , bağımsız çalışan Toronto Üniversitesi 'nin David Dunlap Rasathanesi , 1971. Ölçmelerinde HDE 226868 için büyük gizli arkadaşı ortaya çıkarıldığını duyurdu Doppler kayması arasında yıldızın tayfı yoldaşın varlığını gösterdi ve kütlesinin yörünge parametrelerinden tahmin edilmesini sağladı. Nesnenin tahmin edilen yüksek kütlesine dayanarak, olası en büyük nötron yıldızı Güneş'in kütlesinin üç katını geçemeyeceği için bir kara delik olabileceğini tahmin ettiler .
Kanıtları güçlendiren başka gözlemlerle, 1973'ün sonunda astronomi topluluğu genellikle Cygnus X-1'in büyük olasılıkla bir kara delik olduğunu kabul etti. Cygnus X-1'in daha hassas ölçümleri, tek bir milisaniyeye kadar değişkenlik gösterdi . Bu aralık, bir kara deliği çevreleyen birikmiş madde diskindeki türbülansla tutarlıdır - yığılma diski . Saniyenin yaklaşık üçte biri kadar süren X-ışını patlamaları, maddenin bir kara deliğe düşmesinin beklenen zaman çerçevesiyle eşleşir.
Cygnus X-1, o zamandan beri yörünge ve yer tabanlı aletlerle yapılan gözlemler kullanılarak kapsamlı bir şekilde incelenmiştir . HDE 226868/Cygnus X-1 gibi X-ışını ikili dosyalarının emisyonları ile aktif galaktik çekirdekler arasındaki benzerlikler , bir kara delik, yörüngedeki bir yığılma diski ve ilgili jetleri içeren ortak bir enerji üretim mekanizması önerir . Bu nedenle Cygnus X-1, mikrokuasar adı verilen bir nesne sınıfı arasında tanımlanır ; kuasarların bir analoğu veya şimdilerde uzak aktif galaktik çekirdekler olarak bilinen yıldız benzeri radyo kaynakları. HDE 226868/Cygnus X-1 gibi ikili sistemlerin bilimsel çalışmaları, aktif gökadaların mekaniğine ilişkin daha fazla içgörüye yol açabilir .
İkili sistem
Kompakt nesne ve mavi üstdev yıldızın oluşturan ikili sistem onların etrafında yörüngesinde bulunduğu kütle merkezini her 5.599829 gündür. Dünya açısından bakıldığında, kompakt nesne asla diğer yıldızın arkasına geçmez; diğer bir deyişle, sistem değildir Tutulma . Ancak, yörünge düzleminin eğimi için görüş hattı Dünya'dan 27-65 ° arasında değişen tahminler ile belirsiz. 2007'de yapılan bir araştırma, eğilimin şu şekilde olduğunu tahmin ediyor:48.0 ± 6.8° , bu da yarı ana eksenin yaklaşık0,2 AU veya Dünya'dan Güneş'e olan mesafenin %20'si. Yörünge basıklık sadece olduğu düşünülmektedir0,0018 ± 0,002 ; neredeyse dairesel bir yörünge. Dünyanın bu sisteme uzaklığı yaklaşık 1.860 ± 120 parsek (6,070 ± 390 ışıkyılı ) civarındadır.
HDE 226868/Cygnus X-1 sistemi , Güneş'ten kabaca 2.000 parsek uzaklıkta bulunan Cygnus OB3 adlı büyük kütleli yıldızların birliği ile uzayda ortak bir hareketi paylaşıyor . Bu, HDE 226868, Cygnus X-1 ve bu OB ilişkisinin aynı zamanda ve yerde oluşmuş olabileceği anlamına gelir . Eğer öyleyse, o zaman sistemin yaşı yaklaşık5 ± 1.5 Ma . HDE 226868'in Cygnus OB3'e göre hareketi9 ± 3 km/s ; bir yıldız ilişkisi içinde rastgele hareket için tipik bir değer. HDE 226868 hakkındaBirliğin merkezinden 60 parsek ve bu ayrılığa yaklaşık olarak ulaşabilirdi.7 ± 2 Ma —bu, derneğin tahmini yaşıyla kabaca uyumludur.
4 derecelik bir galaktik enlem ve 71 derecelik bir galaktik boylam ile bu sistem , Güneş'in Samanyolu içinde , mahmuzun Yay Kolu'na yaklaştığı yerin yakınında bulunduğu aynı Orion Spur boyunca içe doğru uzanır . Cygnus X-1, Samanyolu'nun yapısı tam olarak kurulmamış olsa da, Yay Kolu'na ait olarak tanımlanmıştır.
Kompakt nesne
Çeşitli tekniklerden, kompakt nesnenin kütlesi, bir nötron yıldızı için maksimum kütleden daha büyük görünüyor . Yıldız evrim modelleri, bir yığın20 ± 5 güneş kütlesi , diğer teknikler ise 10 güneş kütlesi ile sonuçlandı. Nesnenin yakınındaki X-ışını emisyonundaki periyodikliklerin ölçülmesi, daha kesin bir değer verdi.14.8 ± 1 güneş kütlesi . Her durumda, nesne büyük olasılıkla bir kara deliktir - elektromanyetik radyasyonun içeriden kaçmasını önleyecek kadar güçlü bir yerçekimi alanına sahip bir uzay bölgesi . Bu bölgenin sınırları olarak adlandırılır ufuk ve adlandırılan etkili yarıçapı vardır schwarzschild yarıçapı yaklaşık,Cygnus X-1'e 44 km . Bu sınırdan geçen hiçbir şey ( madde ve fotonlar dahil ) kaçamaz. 2021'de yayınlanan yeni ölçümler, tahmini bir kütle21.2 ± 2.2 güneş kütlesi .
Tam da böyle bir olay ufkunun kanıtı, 1992'de Hubble Uzay Teleskobu üzerindeki Yüksek Hızlı Fotometre ile ultraviyole (UV) gözlemleri kullanılarak tespit edilmiş olabilir . Kendinden ışık saçan madde kümeleri bir kara deliğin içinde spiraller çizerken, onların radyasyonu , malzeme ufka yaklaştıkça kütleçekimsel kırmızıya kaymaya maruz kalan bir dizi darbe halinde yayılacaktır . Yani, radyasyonun dalga boyları , genel göreliliğin öngördüğü gibi, sürekli olarak artacaktır . Katı, kompakt bir cisme çarpan madde, son bir enerji patlaması yayar, oysa olay ufkundan geçen malzeme yapmaz. Bir kara deliğin varlığıyla tutarlı olan bu tür iki "ölmekte olan darbe treni" gözlemlendi.
Kompakt nesnenin dönüşü henüz tam olarak belirlenmemiştir. Uzay tabanlı Chandra X-ray Gözlemevi'nden alınan verilerin geçmişteki analizi, Cygnus X-1'in önemli bir derecede dönmediğini ileri sürdü. Bununla birlikte, 2011'de açıklanan kanıtlar, saniyede yaklaşık 790 kez, son derece hızlı bir şekilde döndüğünü gösteriyor.
oluşum
Cygnus OB3 topluluğundaki en büyük yıldızın kütlesi Güneş'inkinin 40 katıdır. Daha büyük kütleli yıldızlar daha hızlı evrimleştikçe, bu, Cygnus X-1'in ata yıldızının 40'tan fazla güneş kütlesine sahip olduğu anlamına gelir. Kara deliğin mevcut tahmini kütlesi göz önüne alındığında, ata yıldızın 30 güneş kütlesinden fazla malzeme kaybetmiş olması gerekir. Bu kütlenin bir kısmı HDE 226868'de kaybolmuş olabilir, geri kalanı ise büyük olasılıkla güçlü bir yıldız rüzgarı tarafından dışarı atılmıştır. Helyum HDE 226868 dış atmosferin zenginleştirme bu kütle transferi için kanıt olabilir. Muhtemelen ata , atmosferinin önemli bir bölümünü böyle güçlü bir yıldız rüzgarı kullanarak fırlatan bir Wolf-Rayet yıldızına dönüşmüş olabilir .
Ata yıldız bir süpernova olarak patlamış olsaydı , o zaman benzer nesnelerin gözlemleri, kalıntının büyük olasılıkla sistemden nispeten yüksek bir hızla fırlatılmış olacağını gösteriyor. Nesne yörüngede kaldığı için, bu, atasının patlamadan (veya en fazla yalnızca nispeten mütevazı bir patlama üreterek) doğrudan bir kara deliğe çökmüş olabileceğini gösterir.
Toplama diski
Kompakt nesnenin, toplanma diski olarak bilinen ince, düz bir toplayıcı madde diski tarafından yörüngede döndüğü düşünülmektedir . Bu disk, daha hızlı hareket eden iç yörüngelerde ve daha yavaş dış yörüngelerde iyonize gaz arasındaki sürtünme ile yoğun bir şekilde ısıtılır. Göreceli olarak yüksek düzeyde iyonlaşma ( plazma oluşturan) içeren sıcak bir iç bölge ile Schwarzschild yarıçapının tahminen 500 katına veya yaklaşık 15.000 km'ye kadar uzanan daha soğuk, daha az iyonize edilmiş bir dış bölgeye bölünmüştür .
Son derece ve düzensiz bir şekilde değişken olmasına rağmen, Cygnus X-1 tipik olarak , gökyüzünde yaklaşık 30 ila birkaç yüz keV enerjiye sahip olan sert X-ışınlarının en parlak kalıcı kaynağıdır . X-ışınları, ince iç toplanma diskinde daha düşük enerjili fotonlar olarak üretilir, daha sonra , onu çevreleyen geometrik olarak daha kalın, ancak neredeyse şeffaf bir koronada çok yüksek sıcaklıktaki elektronlarla Compton saçılması yoluyla ve ayrıca bir miktar daha yansıma yoluyla daha fazla enerji verilir. ince diskin yüzeyinden. Alternatif bir olasılık, X-ışınlarının bir disk korona yerine bir jet tabanı tarafından Compton saçılması olabilir.
Cygnus X-1'den gelen X-ışını emisyonu, yarı-periyodik salınımlar (QPO) adı verilen bir şekilde tekrarlayan bir modelde değişebilir . Kompakt nesnenin kütlesi, çevredeki plazmanın bu QPO'ları yaymaya başladığı mesafeyi belirliyor gibi görünüyor ve kütle azaldıkça emisyon yarıçapı azalıyor. Bu teknik, Cygnus X-1'in kütlesini tahmin etmek için kullanılmış ve diğer kütle türevleri ile bir çapraz kontrol sağlamıştır.
Bir nötron yıldızının dönüşünden kaynaklananlara benzer kararlı bir periyoda sahip titreşimler, Cygnus X-1'de hiç görülmemiştir. Nötron yıldızlarından gelen titreşimlere, nötron yıldızının manyetik alanı neden olur; ancak saçsızlık teoremi , kara deliklerin manyetik kutupları olmadığını garanti eder. Örneğin, X-ışını ikili dosyası V 0332+53'ün pulsasyonlar bulunana kadar olası bir kara delik olduğu düşünülüyordu. Cygnus X-1 ayrıca nötron yıldızlarından görülenlere benzer X-ışını patlamaları hiç göstermedi. Cygnus X-1, iki X-ışını durumu arasında öngörülemeyen bir şekilde değişir, ancak X-ışınları bu durumlar arasında da sürekli olarak değişebilir. En yaygın durumda, X-ışınları "serttir", bu da X-ışınlarının çoğunun yüksek enerjiye sahip olduğu anlamına gelir. Daha az yaygın olan durumda, X-ışınları "yumuşaktır" ve X-ışınlarının çoğu daha düşük enerjiye sahiptir. Yumuşak durum ayrıca daha fazla değişkenlik gösterir. Sert durumun, daha opak birikme diskinin iç kısmını çevreleyen bir koronadan kaynaklandığına inanılmaktadır. Yumuşak durum, disk kompakt nesneye yaklaştığında meydana gelir (muhtemelen150 km ), koronanın soğuması veya atılması ile birlikte. Yeni bir korona oluşturulduğunda, Cygnus X-1 sert duruma geri döner.
Cygnus X-1'in spektral geçişi, Chakrabarti ve Titarchuk tarafından önerildiği gibi iki bileşenli bir advektif akış çözümü kullanılarak açıklanabilir. Keplar diskinden tohum fotonlarının ve aynı şekilde Merkezkaç Basıncı Destekli Sınır Katmanındaki ( CENBOL ) sıcak elektronlar tarafından üretilen synchrotron fotonlarının ters Comptonizasyonu ile bir sert durum üretilir .
Cygnus X-1'den gelen X-ışını akışı, her dönem periyodik olarak değişir. 5.6 d , özellikle yörüngedeki nesnelerin Dünya ile en yakın hizada olduğu ve kompakt kaynağın daha uzak olduğu üstün birleşme sırasında . Bu, emisyonların HDE 226868 yıldızından gelen yıldız rüzgarı olabilecek çevresel madde tarafından kısmen engellendiğini gösteriyor.Toplama diskinin presesyonunun neden olabileceği emisyonda 300 d periyodiklik .
jetler
Toplanan madde kompakt cisme doğru düştüğünde, yerçekimi potansiyel enerjisini kaybeder . Bu serbest bırakılan enerjinin bir kısmı , yığılma diskine dik olarak hizalanmış , göreceli hızlarla dışarı doğru akan parçacık jetleri tarafından dağıtılır . (Yani, parçacıklar ışık hızının önemli bir bölümünde hareket etmektedirler .) Bu jet çifti, bir yığılma diskinin fazla enerjiyi ve açısal momentumu dağıtması için bir araç sağlar . Kompakt nesneyi çevreleyen gaz içindeki manyetik alanlar tarafından oluşturulabilirler .
Cygnus X-1 jetleri verimsiz radyatörlerdir ve bu nedenle elektromanyetik spektrumda enerjilerinin sadece küçük bir kısmını serbest bırakırlar . Yani, "karanlık" görünürler. Jetlerin görüş hattına tahmini açısı 30°'dir ve ileriye doğru ilerliyor olabilirler . Jetlerden biri, yıldızlararası ortamın (ISM) nispeten yoğun bir kısmıyla çarpışarak , radyo emisyonuyla tespit edilebilen enerjili bir halka oluşturuyor. Bu çarpışma , optik dalga boylarında gözlemlenen bir bulutsu oluşturuyor gibi görünüyor . Bu bulutsuyu üretmek için jetin tahmini ortalama gücü 4–14 × 10 36 erg /sn , veya(9 ± 5) × 10 29 W . Bu, Güneş'in yaydığı gücün 1000 katından fazladır. Bu püskürtme bir düşük yoğunluklu bölgeye karşı karşıya olduğu ters yönde bir karşılık gelen halka vardır ISM .
2006 yılında, Cygnus X-1 , yukarıda çok yüksek enerji bandında gama ışını emisyonu kanıtı gösteren ilk yıldız kütleli kara delik oldu.100 GeV . Sinyal, olaylar arasında bir bağlantı olduğunu düşündüren sert X-ışınlarının parlaması ile aynı anda gözlemlendi. X-ışını parlaması jetin tabanında üretilmiş olabilirken, gama ışınları jetin HDE 226868'in yıldız rüzgarıyla etkileşime girdiği yerde üretilmiş olabilir.
HDE 226868
HDE 226868, O9.7 Iab spektral sınıfına sahip, O sınıfı ve B sınıfı yıldızlar arasındaki sınırda bulunan bir üstdev yıldızdır . Tahmini yüzey sıcaklığı 31.000 K ve kütlesi Güneş'in kütlesinin yaklaşık 20-40 katıdır . Bir yıldız evrim modeline dayanarak, tahmini 2.000 parsek uzaklıkta bu yıldızın yarıçapı güneş yarıçapının yaklaşık 15-17 katına eşit ve Güneş'in parlaklığının yaklaşık 300.000-400.000 katı olabilir . Karşılaştırma için, kompakt nesnenin HDE 226868 yörüngesinde yaklaşık 40 güneş yarıçapı veya bu yıldızın yarıçapının iki katı uzaklıkta olduğu tahmin ediliyor.
HDE 226.868 yüzeyi olan tidally tarafından bozulmuş yerçekimi dönmesiyle bozuk bir gözyaşı damlası şeklinde oluşturulması, büyük bir arkadaşı. Bu, yıldızın optik parlaklığının her 5,6 günlük ikili yörünge sırasında 0,06 kadir değişmesine neden olur ve minimum kadir, sistem görüş hattı ile hizalandığında meydana gelir. "Elipsoidal" ışık varyasyonu modeli , yıldız yüzeyinin uzuv kararması ve yerçekimi kararmasından kaynaklanır.
HDE 226868'in spektrumu benzer yıldız Epsilon Orionis ile karşılaştırıldığında , birincisi atmosferinde fazla miktarda helyum ve yetersiz miktarda karbon gösterir. Ultraviyole ve hidrojen alfa yıldıza 226.868 göstermektedir profilleri benzer HDE spektral çizgileri P Cygni yıldız yaklaşık 1,500 km hızlarda yıldız uzak hızlandığı gaz halinde bir zarf ile çevrelenmiş belirtir, / s.
Tayf türündeki diğer yıldızlar gibi, HDE 226868'in de yıldız rüzgarında tahmini bir oranda kütle döktüğü düşünülüyor .Yılda 2.5 × 10 −6 güneş kütlesi. Bu, Güneş'in her 400.000 yılda bir kütle kaybetmesine eşdeğerdir. Kompakt nesnenin yerçekimi etkisi, bu yıldız rüzgarını yeniden şekillendiriyor ve küresel olarak simetrik bir rüzgar yerine odaklanmış bir rüzgar geometrisi üretiyor gibi görünüyor. Kompakt nesneyi çevreleyen bölgeden gelen X-ışınları bu yıldız rüzgarını ısıtır ve iyonize eder. Nesne, 5.6 günlük yörüngesi boyunca yıldız rüzgarının farklı bölgelerinden geçerken, UV çizgileri, radyo emisyonu ve X-ışınlarının tümü değişir.
Roche lobu HDE 226.868 arasında yörüngede malzeme kalıntıları yerçekimsel olarak bağlanmış yıldız etrafında alan bir bölge oluşturur. Bu lobun ötesine geçen malzeme, yörüngedeki yoldaşına doğru düşebilir. Bu Roche lobunun HDE 226868'in yüzeyine yakın olduğuna, ancak taşmadığına inanılıyor, bu nedenle yıldız yüzeyindeki malzeme, arkadaşı tarafından sıyrılmıyor. Bununla birlikte, yıldız tarafından yayılan yıldız rüzgarının önemli bir kısmı, bu lobun ötesine geçtikten sonra kompakt nesnenin toplanma diskine çekilmektedir.
Güneş ve HDE 226868 arasındaki gaz ve toz, yıldızın görünen büyüklüğünde bir azalmaya ve ayrıca renk tonunun kızarmasına neden olur; kırmızı ışık, yıldızlararası ortamdaki toza daha etkili bir şekilde nüfuz edebilir. Yıldızlararası yok oluşun ( AV ) tahmini değeri 3,3 büyüklüktür . Araya giren madde olmasaydı, HDE 226868 beşinci büyüklükte bir yıldız olurdu ve bu nedenle çıplak gözle görülebilirdi.
Stephen Hawking ve Kip Thorne
Cygnus X-1, fizikçiler Stephen Hawking ve Kip Thorne arasında, Hawking'in bölgedeki kara deliklerin varlığına karşı bahse girdiği bir bahis konusuydu . Hawking daha sonra bunu bir çeşit "sigorta politikası" olarak tanımladı. Zamanın Kısa Tarihi adlı kitabında şunları yazdı:
Bu benim için bir tür sigorta poliçesiydi. Kara delikler üzerinde çok çalıştım ve kara deliklerin olmadığı ortaya çıkarsa hepsi boşa gitmiş olurdu. Ama bu durumda, bana Private Eye dergisinin dört yılını kazandıracak olan bahsi kazanmanın tesellisi olurdu . Kara delikler varsa, Kip bir yıl Penthouse alacak . 1975'te bahse girdiğimizde, Cygnus X-1'in bir kara delik olduğundan %80 emindik. Şimdiye kadar [1988], yaklaşık %95 emin olduğumuzu söyleyebilirim, ancak bahis henüz sonuçlanmadı.
Zamanın Kısa Tarihi'nin güncellenmiş onuncu yıldönümü baskısına göre , Hawking daha sonraki gözlemsel veriler nedeniyle kara delikler lehine bahsi kabul etti. Thorne , Black Holes and Time Warps adlı kitabında, Hawking'in Rusya'dayken Thorne'un ofisine girip çerçeveli bahsi bulup imzalayarak bahsi kabul ettiğini bildiriyor . Hawking, bahsin 1975'te gerçekleştiğinden söz ederken, yazılı bahsin kendisi (Thorne'un el yazısıyla, kendisinin ve Hawking'in imzalarıyla birlikte), "Aralık 1974'ün bu onuncu gününe tanık oldu" yazan bir efsane altında ek tanık imzaları taşıyor. Bu tarih PBS'de yayınlanan Nova'nın 10 Ocak 2018 tarihli bölümünde Kip Thorne tarafından doğrulandı .
Popüler kültür
Cygnus X-1, Kanadalı progresif rock grubu Rush'ın iki parçalı bir şarkı serisinin konusudur . İlk bölüm, "Kitap I: Yolculuk", 1977 tarihli A Farewell to Kings albümünün son şarkısıdır . İkinci bölüm, "Kitap II: Hemispheres", 1978'de yayınlanan Hemispheres albümünün ilk şarkısıdır . Sözler , kara deliğin ötesinde bir şey olabileceğine inanarak kara deliğe seyahat eden uzay gemisi Rocinante'de bir kaşif anlatıyor . Yaklaştıkça gemiyi kontrol etmek giderek zorlaşır ve sonunda yerçekimi tarafından çekilir.
Ayrıca bakınız
Referanslar
Dış bağlantılar
- Personel (10 Haziran 2005). "Sanatçının Cygnus X-1 izlenimi" . ESA . 2008-03-24 alındı .
- Personel (1 Nisan 1996). "Cygnus X-1, kara delik" . Jagiellonian Üniversitesi Astronomik Gözlemevi . 2008-03-24 alındı .
- Cyrmon, W.; et al. (18 Aralık 2002). "Cygnus'taki Kara Delik" . ESA . 2008-03-29 alındı .
- Nemiroff, R.; Bonnell, J., ed. (8 Haziran 2009). "Microquasar Cygnus X-1 Yakınındaki Olası Jet Üflemeli Kabuklar" . Günün Astronomi Resmi . NASA'ya . 2009-06-08 alındı .
- Kuğu X-1 WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Hidrojen a , X-Ray , gökyüzü fotoğrafımdı , Sky Map , Makaleler ve görüntüler
- Cygnus X-1, Constellation Guide'da
- Cygnus X-1'deki zor duruma ilişkin NuSTAR ve Suzaku gözlemleri: iç yığılma diskini bulma Michael Parker, 29 Mayıs 2015
- NuSTAR'ın Yüksek Enerjili X-ışını Evrenine İlk Bakış NASA/JPL-Caltech 28 Haziran 2012