Преглед на кодот на Лебед X-1

{{Starbox begin
| name=Лебед X-1/HD 226868 }}
{{Starbox image
| image =
 <div style="position: relative">[[File:Cygnus IAU.svg|250px|alt=Diagram showing star positions and boundaries of the Cygnus constellation and its surroundings]]
 <div style="position: absolute; left: 173px; top: 175px">[[File:Cercle rouge 100%.svg|12px]]</div>
 </div>
| caption = Местоположбата на Лебед&nbsp;X-1 (заокружено) одлево од [[Ета Лебед]] во соѕвездието Лебед според познатите кординати<ref name=aaa474_2_653/>
}}
{{Starbox observe
| epoch=J2000
| ra={{RA|19|58|21.67595}}<ref name=aaa474_2_653/>
| dec={{DEC|+35|12|05.7783}}<ref name=aaa474_2_653/>
| appmag_v=8,95<ref name=SIMBAD/>
| constell=[[Лебед (соѕвездие)|Лебед]] }}
{{Starbox character
| class=O9.7Iab<ref name=SIMBAD/>
| b-v=+0,81<ref name=lob647/>
| u-b=−0,30<ref name=lob647/>
| variable=[[Променлива ѕвезда|Елипсоидна променлива ѕвезда]] }}
{{Starbox astrometry
| radial_v=−13<ref name=SIMBAD/>
| prop_mo_ra=−3,37<ref name=aaa474_2_653/>
| prop_mo_dec=−7,15<ref name=aaa474_2_653/>
| parallax=0.539
| p_error=0.033
| parallax_footnote=<ref name=apj742_2/>
| absmag_v={{вред|-6.5|0.2}}<ref name=apj321/>
}}
{{Starbox detail
| mass=14–16<ref name=orosz2011/>
| radius=20–22<ref name=MNRAS358_3_851/>
| luminosity=3–{{вред|4|e=5}}<ref name=MNRAS358_3_851/>
| temperature={{вред|31000}}<ref name=eas030610/>
| gravity={{вред|3.31|0.07}}<ref name=hadrava/>
| metal=
| rotation= every 5,6 денови
| age_myr=5<ref name=science300_5622_1119/>
}}
{{Starbox catalog
| names=[[AG]]+35&nbsp;1910, [[BD]]+34 3815, [[HD]]&nbsp;226868, [[Хипаркос|HIP]]&nbsp;98298, [[SAO]]&nbsp;69181, V1357&nbsp;Cyg.<ref name=SIMBAD/>
}}
{{Starbox reference
|Simbad=Cyg+X-1
}}
{{Starbox end}}

'''Лебед&nbsp;X-1'''<ref name=science3656/> — галактички [[Астрофизички рендгенски извори|рендгенски извор]] во [[соѕвездие]]то [[Лебед (соѕвездие)|Лебед]], и првиот таков извор кој нашироко е прифатен како првата забележана [[црна дупка]].<ref name=esa20041105/><ref>Glister, Paul (2011), "[http://www.centauri-dreams.org/?p=20738 Cygnus X-1: A Black Hole Confirmed]." [http://www.centauri-dreams.org Centauri Dreams: Imagining and Planning Interstellar Exploration], 2011-11-29. Accessed 2016-09-16.</ref> Беше забележан во 1964 година за време на [[подорбитален вселенски лет|ракетните летови]] и е еден од [[јачина на сигналот во телекомуникациите|најсилните]] рендгенски извори забележани од Земјата, давајќи максимален рендгенски [[густина на текот|тек]] од {{вред|2.3|e=-23|u=[[Ват|W]][[метар|m]]<sup>−2</sup> [[Херц|Hz]]<sup>−1</sup>}} ({{вред|2.3|e=3|u=[[Јански]]}}).<!-- Units are taken from the cited source. See the Jansky article before changing. --><ref name=lewin_vanderklis2006/><ref name=usno2010/> Станува збор за еден од најпроучуваните [[астрономски објект]]и во својата класа. Денес се зема дека објектот има маса од околу 14,8 [[сончева маса|сончеви маси]]<ref name=orosz2011/> и е утврдено сека е премногу мало тело за да биде кој и да е познат тип на нормална ѕвезда, или друго тело, па останува да биде само црна дупка.<ref>{{Наведена книга|title=The Illustrated Encyclopedia of the Universe|last=|first=|publisher=Watson-Guptill|year=2001|isbn=0-8230-2512-8|location=New York, NY|pages=175}}</ref> Ако е така, полупречникот на [[хоризонт на настани|хоризонтот на настани]] е {{вред|300|u=км}} „како крајна горна граница за линиската димензија на изворната област“ на повремените рендгенски изливи кој траат околу 1 ms.<ref name=harko20060628/>

Лебед&nbsp;X-1 припаѓа на високомасовит [[рендгенски двоен систем]], со местоположба на 6.070&nbsp;[[светлосна година|светлосни години]] од [[Сонце]]то, што вклучува [[суперџиновска ѕвезда|суперџиновска]] [[променлива ѕвезда]] со ознака '''HD&nbsp;226868'''<ref>{{Наведено списание|arxiv=1401.1035|last1=Ziolkowski|first1=Janusz|title=Masses of the components of the HDE 226868/Cyg X-1 binary system|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters|volume=440|pages=L61|year=2014|doi=10.1093/mnrasl/slu002|bibcode = 2014MNRAS.440L..61Z }}</ref> која е во орбита на растојание од 0,2 ае, или 20% од растојанието меѓу Земјата и Сонцето. [[Ѕвезден ветер|Ѕвездениот ветер]] од ѕвездата обезбедува материјал за [[насобирачки диск|насобирачкиот диск]] околу рендгенскиот извор.<ref name=apj304_371/> Материјата во внатрешниот диск е загреана до милиони степени, создавајќи ги набљудуваните X-зраци.<ref name=nayashin_dove1998/><ref name=mnras325_3_1045/> Пар од [[релативистички млаз|млазови]], насочени [[нормала|нормално]] на дискот, одведуваат дел од енергијата од материјалот кој упаѓа во меѓуѕвездената средина.<ref name=mdsai76_600/>

Системот можно е да припаѓа на [[ѕвезздено здружение|ѕвезденото здружение]] наречено Лебед&nbsp;OB3, што пак би значело дека Лебед&nbsp;X-1 е со старост од 5 милиони години и се создало од s матичната ѕвезда кој имала повеќе од {{вред|40|u=[[solar mass]]es}}. Поголемиот дел од масата бил исфрлен, најверојатно преку ѕвездениот ветер. Ако оваа ѕвезда тогаш експлодирала како [[супернова]], ударната сила во тие моменти ќе го исфрлела остатокот од масата на системот. Па така ѕвездата најверојатно директно преминала во црна дупка.<ref name=science300_5622_1119/>

Лебед&nbsp;X-1 е [[Торн–Хокинг–Прескилов облог|пријателски облог]] меѓу физичарите [[Стивен Хокинг]] и [[Кип Торн]] во 1974 година, при што Хокинг се обложил дека не станува збор за црна дупка. Тој го признал поразот во 1990 година кога податоците од набљудувањата ги потврдиле тврдењата дека станува збор за [[црна дупка]] во системот. Ова тврдење има недостиг од директни емпириски докази, но општо е прифатено од индиректни докази.<ref name=su20040227/>

==Откривање и набљудување==

Набљудувањето на рендгенските оддавања им овозможува на [[астроном]]ите да ги изучуваат небесните појави каде имаме милионски температури. Сепак, бидејќи рендгенските оддавања се блокирани од [[Земјина атмосфера|Земјината атмосфера]], набљудувањето на [[рендгенска астрономија|небесните рендгенски извори]] не е можно без да се издигнат инструментите на висини каде се присутни рендгенските зраци.<ref name=herbert2002/><ref name=apj611_2_1084/> Лебед&nbsp;X-1 беше забележан со употреба на [[детектор на рендгенско зрачење|рендгенски инструменти]] кои биле носени на [[подорбитален вселенски лет|ракети]] лансирани од [[ракетодром „Вајт Сендс“|ракетодромот „Вајт Сендс“]] во [[Ново Мексико]]. Како дел од преокетот за мапирање на овие извори, спроведен е преглед во 1964 година користејќи подорбитални ракети [[Аероби]]. Две ракети носеле [[Гајгеров бројач|Гајгерови бројачи]] за да го измерат рендгенското зрачење во [[бранова должина|бранови должини]] во распон од 1–{{вред|15|u=[[ангстрем|Å]]}} во дел од небото со површина од 8,4°. Овие инструменти го испитувале небото како што ракетите се вртеле, давајќи карта на близуснимениот простор.<ref name=science3656/>

Како резултат на овие прегледи, биле забележани нови 8 извори на рендгенско зрачење, вклучувајќи го и Лебед&nbsp;XR-1 (подоцна Лебед&nbsp;X-1) во соѕвездието Лебед. [[Небесен координатен систем|Небесните координати]] на овој извор биле [[ректасцензија]] 19<sup>ч</sup>53<sup>м</sup> и [[деклинација]] 34,6°. не се поврзува со ниту еден познат изразен [[радиоастрономија|радио]] или [[светлина|оптички]] извор во таа местоположба.<ref name=science3656/>

Согледувајќи ја потребата од подолгорочни изучувања, во 1963 година [[Рикардо Џиакони]] и [[Херберт Груски]] предложиле лансирање на првиот орбитален сателит за изучување на рендгенски извори. [[НАСА]] го лансирала [[Ухуру (сателит)|Ухуру]]  во 1970 година,<ref name=heasarc20030626/> што довело до забележување на 300 нови рендгенски извори.<ref name=giacconi20021208/> Долгите набљудувања од страна на Ухуру на  Лебед&nbsp;X-1 укажувале на промени во јачината на рендгенското зрачење, промени кои се случувале неколкупати во секунда.<ref name=apj166_L1/> Оваа брза промена значела дека создавањето на енергијата мора да се случува на многу мала област од околу {{вред|e=5|u=км}},<ref>Ова е растојанието кое светлината може да го измине за третина од секундата.</ref> со што [[брзина на светлината|брзината на светлината]] ја ограничува комуникацијата меѓу подалечните области. За споредба, пречникот на [[Сонце]]то е околу {{вред|1.4|e=6|u=км}}.

Во април и мај 1971 година, Лук Браес и Џорџ Мили од [[Лајденска опсерваторија|Лајденската опсерваторија]], и независно Роберт Хјелминг и Кемпбел Вејд од [[национална радиоастрономска опсерваторија|Националната радиоастрономска опсерваторија]],<ref name=apj168_L91/> забележале радиосигнали од Лебед&nbsp;X-1, и нивните прецизни радиопозиционирања наведувале кон рендгенски извор кај ѕвездата AGK2&nbsp;+35 1910 = HD&nbsp;226868.<ref name=nature232_5308_246/><ref name=vrsb9_100_173/> На [[небесна сфера|небесната сфера]], оваа ѕвезда е на половина [[степен (агол)|степен]] од ѕвездата [[Ета Лебед]] со [[привидна ѕвездена величина|привидна величина]] 4.<ref name=bernard_stecker1999/> Станува збор за суперџиновска ѕвезда, која самата по себе, не може да ги оддава набљудуваните количини на рендгенско зрачење. Сепак, ѕвездата треба да поседува придружник кој може да го загрее гасот до милиони степени за да се добие набљудуваниот извор на зрачење Лебед&nbsp;X-1.

Луис Вебстер и Пол Мурсин, од [[Кралска опсерваторија (Гринич)|Кралската опсерваторија]] во Гриниќ,<ref name=nature235_2_37/> и [[Том Болтон]], работејќи независно од [[торонтски универзитет|Торонтскиот универзитет]] при [[опсерваторија „Дејвид Данлоп“|опсерваторијата „Дејвид Данлоп“]],<ref name=nature235_2_271/> го објавиле откритието на масивен придружник на HD&nbsp;226868 во 1971 година. Мерењата на [[Доплерова промена|Доплеровата промена]] она ѕвездениот спектар  укажува на присуство на придружник и се овозможило неговата маса да се определи од орбиталните параметри.<ref name=luminet1992/> Врз основа на големата маса предвидена за ова тело, тие заклучиле дека најверојатно станува збор за [[црна дупка]] бидејќи најголемаата [[неутронска ѕвезда]] не може да има повеќе од 3 [[сончева маса|сончеви маси]].<ref name=aaa305_871/>

Со понатамошното набљудување се потврдиле доказите, и кон крајот на 1973 година астрономската заедница се согласила дека  Лебед&nbsp;X-1 е најверојатно црна дупка.<ref name=rolston1997/><ref name=apl16_1_9/> Попрецизните мерења на Лебед&nbsp;X-1 укажувале на променливост од една [[милисекунда]]. Овој интервал се совпаѓа со [[турбуленција]]та во дискот на насобрана материја околу црната дупка односно т.н. [[насобирачки диск]]. рендгенските изливи кои траат околу третина од секундата се совпаѓаат со очекуваната временска рамка за врмето потребно на материјата да упадне во црната дупка.<ref name=apj189_77/>

[[File:Cygnus x1 xray.jpg|right|thumb|Оваа рендгенска снимка на  Лебед&nbsp;X-1 е снимена од телекоп во балон, односно проектот [[Високоенергетска повторлива оптика]] (HERO) на НАСА.]]

Лебед&nbsp;X-1 од тогаш е изучуван темелито користејќи инструменти во [[орбита]] и на површината на Земјата.<ref name=SIMBAD/> Сличностите меѓу зрачењата со оние на  рендгенските двојни ѕвезди како што е HD&nbsp;226868/Лебед&nbsp;X-1 и [[активно галактичко јадро|активното галактичко јадро]] наведуваат на заеднички механизам за создавање на енергијата, која е карактеризтична за црните дупки, орбитален насобирачки диск на кој се надоврзуваат [[релативистички млаз|млазови]].<ref name=mnras372_3_1366/> Од оваа причина, Лебед&nbsp;X-1 се класифицира како класа на објекти наречени [[микроквазар]]и, налик на [[квазар]]ите, за кои денес се знае дека се далечни активни галактички јадра. Научните истражувања на двојните системи како што е HD&nbsp;226868/Лебед&nbsp;X-1 може да доведе до дополнителни знаења за механизмите на [[активна галаксија|активните галаксии]].<ref name=brainerd20050720/>

==Двоен систем==

[[Компактна ѕвезда|Компактната ѕвезда]] и [[син суперџин|синиот суперџин]] се [[двојна ѕвезда|двоен систем]] во кој тие се во орбита околу заедничкото [[тежиште]] на секои 5,599829 денови.<ref name=aaa343_861/> Гледано од Земјата, компактното тело никогаш не е зад другата ѕвезда, со други зборови, сситемот не е [[затемнувачки двоен систем]]. Сепак, [[наклон (орбита)|наклонот на орбиталната рамнина]] во однос на набљудувањето од Земјата останува неутврдено, со предвидувања кои се движат од 27° до 65°. Труд од 2007 година проценува дека наклонот е {{вред|48.0|6.8|s=°}}, што би значело дека [[голема полуоска|големата полуоска]] е околу {{вред|0.2|u=[[астрономска единица|ае]]}}, или 20% од растојанието меѓу Земјата и Сонцето. За [[орбитално занесување|орбиталното занесување]] се мисли дека е {{вред|0.0018|0.002}}; скоро кружна орбита.<ref name=orosz2011/><ref name=apj200/> Растојанието до Земјата од системот се проценува на 1860±120 парсеци или 6070±390 светлосни години.<ref name=apj742_2/>

Системот HD&nbsp;226868/Лебед&nbsp;X-1 споделува заедничка насока на движење низ прострот со здружението на масивни ѕвезди познато како Лебед&nbsp;OB3, кое е на растојание од околу 2.000 [[парсек|парсеци]] од Сонцето. Ова укажува дека HD&nbsp;226868, Лебед&nbsp;X-1 и ова [[OB-здружение]] можно е да се создадени во исто време и место. Ако е така, тогаш старост на системот е околу {{вред|5|1.5|u=милиони години}}. Движењето на HD&nbsp;226868 во однос на Лебед&nbsp;OB3 е {{вред|9|3|u=км/с}}; вообичаена вредност за случајно движење во ѕвезденото здружение. HD&nbsp;226868 е на растојание од 60 парсеци од центарот на здружението, и тоа растојание го постигнала за околу {{вред|7|2|u=милиони години}}—што грубо се совпаѓа со проценетата старост на здружението.<ref name=science300_5622_1119/>

Со [[галактички координатен систем|галактичка ширина]] од 4 степени и [[галактички координатен систем|галактичка должина]] од 71 степен,<ref name=SIMBAD/> овој систем се наоѓа во истата должина како и [[Орионов Крак|Орионовиот Крак]] односно местоположбата на Сонцето во [[Млечен Пат|Млечниот Пат]],<ref name=apj167_L15/> во близина каде се соединува со [[стрелечки ракав|Стрелечкиот ракав]]. Лебед&nbsp;X-1 се опишува како да е припадник на Стрелечкиот ракав,<ref name=goebel/> но треба да се има предвид дека структурата на Млечниот Пат не е прецизно воспостваена.

===Компактна ѕвезда===

Од различни техники, масата на компактната ѕвезда е поголема од дозволената максимална маса за [[неутронска ѕвезда]]. Ѕвездените развојни модели даваат вредност за масата од околу {{вред|20|5|u=сончеви маси}},<ref name=MNRAS358_3_851/> додека па други техники даваат резултат од 10 сончеви маси. Мерејќи ги периодичностите во оддавањето на X-зраците во близина на ѕвездата дава вредност од {{вред|14.8|1|u=сончеви маси}}. Во сите случаи, телото е најверојатно црна дупка<ref name=orosz2011/><ref name=esa070516/>—област во просторот со [[гравитација|гравитациско поле]] кое е доволно силно да го спречи [[електромагнетно зрачење|електромагнетното зрачење]] да ја напушти внатрешноста. границата на оваа област се нарекува [[хоризонт на настани]] и има делотворен полупречник наречен [[Шварцшилдов полупречник]], односно за Лебед&nbsp;X-1 тој изнесува {{вред|44|u=км}}. Се што (вклучувајќи [[материја]] и [[фотон]]и) минува низ оваа граница не може да избега.<ref name=mit20060109/>

Доказ за ваквиот хоризонт на настани можно е да е забележан во 1992 година користејќи го [[ултравиолетова светлина|ултравиолетовите]] (UV) набљудувања со [[големобрзински фотометар|виокобрзинскиот фотометар]] на [[Хабл (вселенски телескоп)|Хабл]]. Самосјајни згрутчувања на материја спирално упаѓаат во црната дупка, и нивното зрачење ќе биде оддадено во низа пулсеви кои подлежат на [[гравитациско црвено поместување|гравитациското црвено поместување]] како што материјалот се наближува до хоризонтот. Односно, [[бранова должина|брановата должина]] на зрачењето постепено ќе се зголемува, како што е предвидено од [[општа релативност|општата релативност]]. Материјата која ќе се судри со компактно цврсто тело ќе оддаде конечен изблик на енергија, додека пак материјата која минува низ хоризонтот на настани нема да оддаде енергија. Набљудувани се и двата настани, што е во согласност со постоењето на црна дупка.<ref name=pasp113/>

[[File:Chandra image of Cygnus X-1.jpg|thumb|right|Слика на Лебед&nbsp;X-1 од [[Чандрова рендгенска опсерваторија|Чандровата рендгенска опсерваторија]].]]

Вртењето на компактното тело сè уште не е утврдено. Минатите анализи на податоците од вселенската [[Чандрова рендгенска опсерваторија|Чандровата рендгенска опсерваторија]] наведуваат дека Лебедs&nbsp;X-1 не се врти со некој забележлив чекор.<ref name=mgmgr10/><ref name=roy_watzke2003/> Сепак, доказите објавени во 2011 година наведуваа дека телото се врти крајно брзо, приближно 790 пати во секунда.<ref name="rapid rotation"/>

====Создавање====

Најголемата ѕвезда во здружението Лебед&nbsp;OB3 има маса за 40 пати поголема од Сонцето. Како што помасивните ѕвезди се развиваат побрзо, ова значи дека ѕвездата од која настанала Лебед&nbsp;X-1 имала повеќе од 40 сончеви маси. Земајќи ја предвид моменталната маса на црната дупка, ѕвездата морала да загуби преку 30 сончеви маси. Дел од масата е најверојатно била загубена и префрлена на HD&nbsp;226868, додека пак остатокот бил исфрлен од силнот ѕвезден ветер. Надворешните атмосферски слоеви HDE&nbsp;226868 се збогатени со [[хелиум]], што би било доказ за преносот на материја.<ref name=mnras341_2_385/> Можно е ѕвездата родилка да станала [[Волф–Рајеова ѕвезда]], која исфрла значителен дел од својата атмосфера поради силните ѕвездени ветришта.<ref name=science300_5622_1119/>

Доколку ѕвездата родила експлодирала како [[супернова]], набљудувањата на овие тела покажале дека најверојатно останатата ѕвезда ќе биде исфрлена од системот со релативно голема брзина. Но бидејќи ѕвездата останала во орбита, се џсклучува дека ѕвездата родилка директно се развила во црна дупка без да експлодира (или пак имала слаба експлозија).<ref name=science300_5622_1119/>

====Насобирачки диск====
[[File:Cygx1 spectrum.jpg|right|thumb|Слика на спектарот на Лебед&nbsp;X-1 од [[Чандрова рендгенска опсерваторија|Чандровата рендгенска опсерваторија]] покажувајќи карактеристичен максимум близу {{вред|6.4|u=keV}} кој се должи на [[јон]]изираното [[железо]] во насобирачкиот диск, но максимумот е гравитациско црвено поместен, проширен од [[Доплеров ефект|Доплеровиот ефект]], и следствено има пониски енергии.<ref name=chandra20060830/>]]

Компактната ѕвезда, се смета дека во својата орбита има тенок, мазен диск од забрзана материја познат како [[насобирачки диск]]. Овој диск е силно загреан од триењето меѓу јонизираниот гас во брзоподвижните внатрешни орбити и оној во спорите надворешни орбити. Поделен е на внатрешена врела област со релативно високо ниво на јонизација—создавајќи [[физика на плазмата|плазма]]—и поладна, помалку јонизирана  област која се проценува дека се протега 500 пати од должината на Шварцшилдовиот полупречник,<ref name=mnras325_3_1045/> или околу 15.000&nbsp;км.

Иако е многу изразита и неправилна променлива ѕвезда, Лебед&nbsp;X-1 е типично најсјаниот опстојувачки извор на небото од [[рендгенско зрачење|тврди X-зраци]]—со енергии од 30 до неколку стотини keV.<ref name=apj611_2_1084/> Рендгенските зраци се добиени така што нискоенергетските фотони  во тенкиот внатрешен насобирачки диск, добиваат енергија преку [[комптоново расејување|комптоновото расејување]] од високотемпературните [[електрон]]и, во геометриски подебелата но скоро проѕирна [[ѕвездена корона|корона]], како и од отсјајот од површината на тенкиот диск.<ref name=apj484_1_375/> Дополнителна можност е дека рендгенските зраци можно е да се комптоново расејани од основата на млазот наместо во короната на дискот.<ref name=asr38_12_2810/>

Рендгенското зрачење од Лебед&nbsp;X-1 се менува на некој повторлив начин наречен [[квазипериодични осцилации|квазипериодично осцилирање]] (QPO). Масата на компактното тело го одредува растојанието на кое околната плазма започнува да оддава квазипериодични осцилации, на начин што оддавниот полупречник се намалува со намалувањето на масата. Оваа техника била употребена за да се процени масата на Лебед&nbsp;X-1, со што би се добиле податоци кои би се споредиле со другите методи.<ref name=apj678_2_1230/>

Пулсирањата со стабилен период, сличен на оној на неутронската ѕвезда, никогаш не е забележан кај Лебед&nbsp;X-1.<ref name=science297_5583_947/><ref name=wen1998/> Пулсирањата од неутронските ѕвезди се предизвикани од магнетното поле на неутронската ѕвезда, сепак, [[теорема за отсуство на коса|теоремат за отсуство на коса]] укажува дека црните дупки немаат магнетни полови. На пример, рендгенската двојна променлива ѕвезда [[V 0332+53]] се сметало дека е можен кандидат за црна дупка сè додека не се забележани пулсирања.<ref name=apj2le288_L45/> Лебед&nbsp;X-1 никогаш немал оддадено рендгенски зиливи слични со оние кај неутронските ѕвезди.<ref name=ag44_6_77/> Лебед&nbsp;X-1 непредвидувачки се менува меѓу две рендгенски состојби, иако рендгенското зрачење може да се менува меѓу тие две состојби. Во најчестата состојба, рендгенското зрачење е „тврдо“, што значи дека поголемиот дел од рендгенските зраци имаат високи енергии. Во поретките состојби, рендгенското зрачење е „меко“, при што повеќето рендгенски зраци имаат ниски енергии. Оваа состојба има и поголема променливост. Тврдата состојба се верува дека потекнува во короната околу внатрешниот дел од понепроѕирниот насобирачки диск. Меката состојба се случува кога дискот се наближува до компактното тело (веројатно до {{вред|150|u=км}}), што е проследено со ладење или исфрлање на короната. Кога ќе се создаде нова корона, Лебед&nbsp;X-1 се враќа назад во тврдата состојба.<ref name=apj626_2_1015/>

Спектралниот премин на Лебед X-1 може да се објасни со употреба на дводелно сдвективно тековно решение, предложено од Чакрабарти и титарчук.<ref name=CHTI_1>{{Наведено списание| title=Spectral Properties of Accretion Disks around Galactic and Extragalactic Black Holes| author1=S.K. Chakrabarti| author2=L.G. Titarchuk| journal=[[Astrophysical Journal]]| date=1995| volume=455| pages=623–668| arxiv=astro-ph/9510005v2| bibcode=1995ApJ...455..623C| doi=10.1086/176610}}</ref> Тврдата состојба се создава од инверзната Комптонизација на семенските фотони од Кепларианскиот диск и од синхротроните  фотони добиени од врелите електрони во центрифугалнопотисниот-поддржувачки граничен слој ([[CENBOL]]).<ref name=CHM_1>{{Наведено списание| title=The Spectral Properties of Shocked Two-Component Accretion Flows in the Presence of Synchrotron Emission| author1=S.K. Chakrabarti| author2=S. Mandal| journal=[[The Astrophysical Journal]]| volume=642| issue=1| pages=L49–L52| bibcode=2006ApJ...642L..49C| doi=10.1086/504319| year=2006}}</ref>

Рендгенскиот тек на Лебед&nbsp;X-1 се менува периодично на секои {{вред|5.6|u=денови}}, особено за време на [[врзување (астрономија)|горната врска]] кога орбиталните тела се поблиску подредени со Земјата и компактниот извор е подалечен. Ова укажува дека оддавањата се делумно блокирани од околната материја во орбитата, што пак може да е ѕвездениот ветер од ѕвездата HD&nbsp;226868. Постои група периодичност во оддавањето од {{вред|300|u=денови}}, што пак може да е предизвикано од [[прецесија]]та на насобирачкиот диск.<ref name=apj531_1_546/>

====Млазови====

Како што забрзаната материја упаѓа кон компактното тело, ја губи гравитациската [[потенцијална енергија]]. Дел од ослободената енергија е одведена од [[релативистички млаз|млазовите]] на честички, подредени [[нормала|нормално]] на насобирачкиот диск, што е исфрлен нанадвор со [[специјална релативност|релативистички]] брзини. (Односно, честичките се движат со значителен дел од [[брзина на светлината|брзината на светлината]].) овој пар на млазови дава можност за насобирачкиот диск да ја оддаде вишокот енергија и [[момент на импулсот|моментот на импулсот]]. Тие можеби се создадени од [[магнетно поле|магнетните полиња]] во гасот кој е во орбита околу компактното тело.<ref name=science300_5627/>

Млазовите на Лебед&nbsp;X-1 неефикасни зрачители и на тој начин ослободуваат само мал дел на нивната енергија во [[електромагнетен спектар|електромагнетниот спектар]]. Односно, тие налик се „темни“. Проценетиот агол на млазовите со линијата нанабљудување е 30° и можно е тие да се во [[прецесија]].<ref name=apj626_2_1015/> Еден од млазовите се судира со релатвино густиот дел на [[меѓуѕвездена средина|меѓуѕвездената средина]], создавајќи енергетски прстен кој може да се забележи како радиосигнал. Овој судир создава [[маглина]] која е набљудувана во  [[видлив спектар|оптичките бранови должини]]. За да се создаде оваа маглина, млазот мора да има проценета просечна моќ од 4–{{вред|14|e=36|u=[[ерг]]ови/s}}, или {{вред|9|5|e=29|u=W}}.<ref name=mnras376_3_1341/> Ова е повеќе од 1.000 пати од оддадената моќ на Сонцето.<ref name=apj418_457/> не постои соодветен прстен во спротивната насока бидејќи тој млаз се соочува со област со мала густина на [[меѓуѕвездена средина|меѓуѕвездената средина]].<ref name=nature436_7052_819/>

Во 2006 година, Лебед&nbsp;X-1 стана првото подрачје на високоенергетски зрачења, над {{вред|100|u=GeV}}. Сигналот бил набљудуван во исто време како блесок на тврди рендгенски зраци, наведувајќи на поврзаност меѓу настаните. Рендгенскиот блесок можно е да бил создаден од основата на млазот, додека пак гама-зраците се создадени во месноста каде млазовите заемнодејствуваат со ѕвездениот ветер на HD&nbsp;226868.<ref name=apjl665_1_L51/>

===HD&nbsp;226868===
[[File:Cygnus X-1.png|right|thumb|Уметнички приказ на двојниот систем HD&nbsp;226868–Лебед&nbsp;X-1.]]

HD&nbsp;226868 е суперџиновска ѕвезда  од [[спектрална клсификација|спектрален тип]] O9.7&nbsp;Iab,<ref name=SIMBAD/> односно на границата меѓу спектралните класи O и B. Има проценета површинска температура од 31.000 [[келвин|K]]<ref name=eas030610/> и маса од 20 до 40 пати од [[сончева маса|масата на Сонцето]]. Врз основа на ѕвездениот развоен модел, на проценетото растојание од 2.000 парсеци оваа ѕвезда можно е да има полупречник од околу 15–17<ref name=orosz2011/> пати од [[сончев полупречник|сончевиот полупречник]] и приближно 300.000–400.000 пати поголема [[сончев сјај|сјајност од Сонцето]].<ref name=MNRAS358_3_851/><ref name=iorio2007/> За споредба, за компактното тело се проценува дека е на растојание од HD&nbsp;226868 од 40 сончеви полупречници, или двапати од полупречникот на ѕвездата.<ref name=apj620_1_398/>

Површината на HD&nbsp;226868 е [[плимна сила|плимно]] изменета од [[гравитација]]та на масивниот придружник, создавајќи облик на лик на солза кој понатамошно е изменет од страна на вртењето на ѕвездата околу својата оска. Ова предизвикува оптичката сјајност на ѕвездата да се менува за 0,06 величини во текот на секои 5,6 денови, со минимална величина кога системот е подреден со линијата на анабљудување.<ref name=caballero/> „Елипсоидната“ шема на промена на светлината доведува до [[рабно затемнување]] и [[гравитациско затемнување]] на ѕвездената површина.<ref name=cox2001/>

Кога спектарот на HD&nbsp;226868 е спореден со сличната ѕвезда [[Епсилон Орион]], кај првата се забележува огромно количество на [[хелиум]] и недостаток на [[јаглерод]] во атмосферата.<ref name=rmaa31_1_63/> [[ултравиолетова светлина|Ултравиолетовите]] и [[H-алфа|водородните алфа]] спектрални линии на HD&nbsp;226868 дафаат профил сличен на оној со [[P Лебед]], што укажува дека ѕвездата е обиколена со гас кој е забрзан од површината на ѕвездата со брзина од околу 1.500&nbsp;км/с.<ref name=aaa63_1/><ref name=apj506_1_424/>

Како и другите ѕвезди од овој спектрален тип, HD&nbsp;226868 се верува дека ѕвездата губи маса преку [[ѕвезден ветер|ѕвездениот ветер]] со проценета стапка од {{вред|2.5|e=-6}} сончеви маси годишно.<ref name=apj203_438/> Што би значело дека за 400.000 илјади години же изгуби маса колку што е масата на Сонцето. Гравитациското влијание на компактното тело веројатно го изменува ѕвездениот ветер, создавајќи фокусирана ветровита геометрија наместо сферно симетричен ветер.<ref name=apj620_1_398/> Рендгенското зрачење од областа околу компактното тело го загрева и јонизира ѕвездениот ветер. Како што телото се движи низ различните области на ѕвездениот ветер во текот на неговата 5,6-орбита, UV-линии,<ref name=baas38_334/> радиобрановите,<ref name=mnras302_1_L1/> и рендгенското зрачење се менуваат.<ref name=apj583_1_424/>

[[Рошова шуплина|Рошовата шуплина]] на HD&nbsp;226868 го определува просторот околу ѕвездата каде орбиталната материја останува гравитациски сврзана. Материјалот кој минува преку овој материјал кој минува понатаму од тој залисток можно е да падне на придружното тело. Оваа рошова шуплина се верува дека е близу до HD&nbsp;226868 но не премногу, па така материјалот од ѕвездената површина не е гравитациски привлекуван од придружникот. Сепак, значителен дел од ѕвездениот ветер оддаден од ѕвездата е привлечен кон насобирачкиот диск на црната дупка по минувањето низ шуплината.<ref name=apj304_371/>

Гасот и прашината помеѓу Сонцето и HD&nbsp;226868 доведува до намалување на привидната величина на ѕвездата со штоо црвената светлина може поефективно да помине низ правта и меѓуѕвездената средина. Проценетата вредност на [[згаснување]]то (A<sub>V</sub>) е 3,3 [[привидна ѕвездена величина|величини]].<ref name=apj185_2_L113/> Доколку ја нема оваа материја, HD&nbsp;226868 же биде ѕвезда од 5-та величина<ref name=sut_ir/> а со тоа и видлива за човековото око.<ref name=kaler/>

==Стивен хокинг и Кип Торн==

Лебед&nbsp;X-1бил дел од кладбата меѓу физичарите [[Стивен хокинг]] и [[Кип Торн]], во кој хокинг се опкладил дека не постои црна дупка. Хокинг подоцна ова го опишал налик на „осигурителна полиса“. Во неговата книга ''[[Кратка историја на времето]]'' запишал:

{{bquote|ова е еден вид на осигурителна полиса за мене. Имам доста сработено на полето за црните дупки, и сето тоа би било залудно ако произлезе дека црните дупки не постојат. Но во тој случај, же имам утешна анграда да го добијам облогот, што ќе ми донесе четиригодишна претплата на списанието ''[[Прајвет Ај]]''. Ако црните дупки постојат, Кип ќе добие претплата за една година на списанието ''[[Пентхаус (списание)|Пентхаус]]''. Кога го договоривме облогот во 1975 година, бевме 80% сигурни дека Лебед&nbsp;X-1 е црна дупка. До денес [1988], дека ние сме 95% сигурни, и облогот треба да биде исплатен.<ref name=hawking1988/>}}

Според десеттото јубилејно издание на ''Кратка историја на времето'', Хокинг прифатил дека го изгубил облогот<ref name=hawking1998/> поради редовните податоци од набљудувањата кои укажуваат на постоење на црна дупка. Во сопствената книга, ''[[Црни дупки и временски витли]]'', Торн пишува дека Хокинг го признал поразот влетувајќи во канцеларијата на Торн додека тој бил во [[Русија]], наоѓајќи го врамениот облог, и го потпишал.<ref name=thorne1994/> (Иако Хокинг за облогот пишува дека се случил во 1975 година, напишаниот облог (со ракописот на Торн, со негов и хокингов потпис) има дополнителни потписи на под легенда на која пишува „Сведочам на овој десетти ден на декември 1974 година“.<ref>{{Наведена мрежна страница|last1=Vaughan|first1=Simon|url=http://www.star.le.ac.uk/~sav2/blackholes/xrays/Hawking_Thorne_wager.jpg|title=Hawking Thorne wager|website=University of Leicester|accessdate=4 February 2018|archive-date=2020-05-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20200513063626/https://www.star.le.ac.uk/%7esav2/blackholes/xrays/Hawking_Thorne_wager.jpg|url-status=dead}}</ref> Овој датум беше потврден од страна на Кип Торн на 10 јануари 2018 година во епизода на [[Нова (серија)|''Нова'']] на [[PBS]].<ref>{{Наведена мрежна страница|title=Black Hole Apocalypse|url=http://www.pbs.org/wgbh/nova/space/black-hole-apocalypse.html|website=PBS.org|accessdate=4 February 2018}}</ref>)

== Во популарната култура ==
Окото на теророт, замислен процеп во просторот во универзумот на ''[[Вархамер 40.000]]'', се смета дека е познат на современите астрономи како Лебед X-1.

Лебед X-1 се спомнува као црна дупка која ја уништила планетата на Билусалудо во анимираната трилогија [[Годзила]].

Канадската рок група [[Раш]] снимила десетделен албум за патување и истражување на Лебед поделен на две книги“, од кои едната е ''[[Збогум на кралевите]]'' (1977) и ''[[Полутопки (албум)|Полутопки]]'' (1978)

Во дизниевиот филм од 1979 година ''[[Црна дупка (филм)|Црна дупка]]'', глумците откриваат црна дупка со мистериозно вселенско летало во орбита зад хоризонтот на настаните, и името на леталото е 'Лебед'.

== Поврзано ==

* [[Лебед X-1 (песни)]]
* [[Список на блиски црни дупки]]
* [[Ѕвездена црна дупка]]

==Наводи==
{{reflist|colwidth=30em|refs=
<ref name=aaa474_2_653>{{citation | last1=van Leeuwen | first1=F. | title=Validation of the new Hipparcos reduction | journal=Astronomy and Astrophysics | volume=474 | issue=2 | pages=653–664 |date=November 2007 | doi=10.1051/0004-6361:20078357 | bibcode=2007A&A...474..653V |arxiv = 0708.1752 }}</ref>

<ref name=apj742_2>{{citation | display-authors=1 | last1=Reid | first1=Mark J. | last2=McClintock | first2=Jeffrey E. | last3=Narayan | first3=Ramesh | last4=Gou | first4=Lijun | last5=Remillard | first5=Ronald A. | last6=Orosz | first6=Jerome A. | title=The Trigonometric Parallax of Cygnus&nbsp;X-1 | journal=The Astrophysical Journal | volume=742 | issue=2 | pages=83 |date=December 2011 | doi=10.1088/0004-637X/742/2/83 | bibcode=2011ApJ...742...83R |arxiv = 1106.3688 }}</ref>

<ref name=SIMBAD>{{citation | author=Staff | date=March 3, 2003 | url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=HDE+226868 | title=V* V1357 Cyg -- High Mass X-ray Binary | publisher=Centre de Données astronomiques de Strasbourg | accessdate=2008-03-03 }}</ref>

<ref name=lob647>{{citation |display-authors=1 | last1=Bregman | first1=J. | last2=Butler | first2=D. | last3=Kemper | first3=E. | last4=Koski | first4=A. | last5=Kraft | first5=R. P. | last6=Stone | first6=R. P. S. | title=Colors, magnitudes, spectral types and distances for stars in the field of the X-ray source Cyg&nbsp;X-1 | journal=Lick Observatory Bulletin | date=1973 | pages=1 | volume=647 | bibcode=1973LicOB..24....1B }}</ref>

<ref name=apj321>{{citation | last=Ninkov | first=Z. | last2=Walker | first2=G. A. H. | last3=Yang | first3=S. | title=The primary orbit and the absorption lines of HDE&nbsp;226868 (Cygnus&nbsp;X-1) | journal=Astrophysical Journal | date=1987 | volume=321 | pages=425–437 | bibcode=1987ApJ...321..425N | doi=10.1086/165641 | url=http://scholarworks.rit.edu/cgi/viewcontent.cgi?article=2310&context=article | access-date=2018-11-04 | archive-url=https://web.archive.org/web/20170922020837/http://scholarworks.rit.edu/cgi/viewcontent.cgi?article=2310&context=article# | archive-date=2017-09-22 | url-status=dead | df= }}</ref>

<ref name=hadrava>{{citation | first1=Petr | last1=Hadrava | title=Optical spectroscopy of Cyg&nbsp;X-1 | journal=Proceedings of RAGtime 8/9: Workshops on Black Holes and Neutron Stars | pages=71 | date=September 15–21, 2007 | location=Opava, Czech Republic | arxiv=0710.0758 |bibcode = 2007ragt.meet...71H }}</ref>

<ref name=esa20041105>{{citation | author=Staff | date=2004-11-05 | publisher=ESA | title=Observations: Seeing in X-ray wavelengths | url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Observations_Seeing_in_X-ray_wavelengths | accessdate=2008-08-12 }}</ref>

<ref name=lewin_vanderklis2006>{{citation | first1=Walter | last1=Lewin | last2=Van Der Klis | first2=Michiel | date=2006 | title=Compact Stellar X-ray Sources | publisher=Cambridge University Press | pages=159 | isbn=0-521-82659-4 }}</ref>

<ref name=usno2010>{{citation | title=2010 X-Ray Sources | publisher=U.S. Naval Observatory | work=The Astronomical Almanac | url=http://asa.usno.navy.mil/SecH/Xray.html | accessdate=2009-08-04 | archive-date=2010-03-28 | archive-url=https://web.archive.org/web/20100328235619/http://asa.usno.navy.mil/SecH/Xray.html | url-status=dead }} gives a range of 235–{{вред|1320|u=μJy}} at energies of 2–{{вред|10|u=kEv}}, where a [[Jansky]] (Jy) is {{вред|e=-26|u=Wm<sup>−2</sup> Hz<sup>−1</sup>}}.</ref>

<ref name=harko20060628>{{citation|last=Harko |first=T. |date=June 28, 2006 |url=http://www.physics.hku.hk/~astro/harko_science.html |title=Black Holes |publisher=University of Hong Kong |accessdate=2008-03-28 |url-status=dead |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090210234214/http://www.physics.hku.hk/~astro/harko_science.html |archivedate=February 10, 2009 |df= }}</ref>

<ref name=nayashin_dove1998>{{cite arxiv  | last1=Nayakshin | first1=Sergei | first2=James B. | last2=Dove | date=November 3, 1998 | title=X-rays From Magnetic Flares In Cygnus X-1: The Role Of A Transition Layer | eprint=astro-ph/9811059 |mode=cs2}}</ref>

<ref name=mdsai76_600>{{citation | last=Gallo | first=Elena | last2=Fender | first2=Rob | date=2005 | title=Accretion modes and jet production in black hole X-ray binaries | journal=Memorie della Società Astronomica Italiana | volume=76 | pages=600–607 | arxiv=astro-ph/0509172 | bibcode=2005MmSAI..76..600G }}</ref>

<ref name=su20040227>{{citation | author=Staff | date=February 27, 2004 | title=Galaxy Entree or Main Course? | publisher=Swinburne University | url=http://astronomy.swin.edu.au/sao/astronomynews/astronews2004s1.xml | accessdate=2008-03-31 }}</ref>

<ref name=herbert2002>{{citation | first=Friedman | last=Herbert | date=2002 | chapter=From the ionosphere to high energy astronomy&nbsp;– a personal experience | title=The Century of Space Science | publisher=Springer | isbn=0-7923-7196-8 }}</ref>

<ref name=science3656>{{citation | display-authors=1 | last1=Bowyer | first1=S. | last2=Byram | first2=E. T. | last3=Chubb | first3=T. A. | last4=Friedman | first4=H. | date=1965 | title=Cosmic X-ray Sources | journal=Science | volume=147 | issue=3656 | pages=394–398 | doi=10.1126/science.147.3656.394 | pmid=17832788 | bibcode=1965Sci...147..394B }}</ref>

<ref name=heasarc20030626>{{citation | author=Staff | date=June 26, 2003 | url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/uhuru/uhuru.html | title=The Uhuru Satellite | publisher=NASA | accessdate=2008-05-09 }}</ref>

<ref name=giacconi20021208>{{citation | last=Giacconi | first=Riccardo | date=December 8, 2002 | url=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2002/giacconi-lecture.html | title=The Dawn of X-Ray Astronomy | publisher=The Nobel Foundation | accessdate=2008-03-24 }}</ref>

<ref name=apj166_L1>{{citation | display-authors=1 | last=Oda | first=M. | last2=Gorenstein | first2=P. | last3=Gursky | first3=H. | last4=Kellogg | first4=E. | last5=Schreier | first5=E. | last6=Tananbaum | first6=H. | last7=Giacconi | first7=R. | title=X-Ray Pulsations from Cygnus&nbsp;X-1 Observed from UHURU | journal=The Astrophysical Journal | date=1999 | volume=166 | pages=L1–L7 | bibcode=1971ApJ...166L...1O | doi=10.1086/180726 }}</ref>

<ref name=apj168_L91>{{citation | display-authors=1 | last=Kristian | first=J. | last2=Brucato | first2=R. | last3=Visvanathan | first3=N. | last4=Lanning | first4=H. | last5=Sandage | first5=A. | date=1971 | title=On the Optical Identification of Cygnus&nbsp;X-1 | bibcode=1971ApJ...168L..91K | journal=The Astrophysical Journal | volume=168 | pages=L91–L93 | doi=10.1086/180790 }}</ref>

<ref name=nature232_5308_246>{{citation | last=Braes | first=L.L.E. | last2=Miley | first2=G.K. | date=July 23, 1971 | title=Physical Sciences: Detection of Radio Emission from Cygnus&nbsp;X-1 | journal=Nature | volume=232 | issue=5308 | pages=246 | bibcode=1971Natur.232Q.246B | doi=10.1038/232246a0 | pmid=16062947 }}</ref>

<ref name=vrsb9_100_173>{{citation | last=Braes | first=L.L.E. | last2=Miley | first2=G.K. | date=1971 | title=Variable Radio Emission from X-Ray Sources | journal=Veröffentlichungen Remeis-Sternwarte Bamberg | volume=9 | issue=100 | pages=173 | bibcode=1972VeBam.100...... }}</ref>

<ref name=bernard_stecker1999>{{citation | first=Bernard | last=Abrams | last2=Stecker | first2=Michael | date=1999 | title=Structures in Space: Hidden Secrets of the Deep Sky | pages=91 | publisher=Springer | isbn=1-85233-165-8 | quote=Eta Cygni is 25 arc minutes to the west-south-west of this star. }}</ref>

<ref name=nature235_2_37>{{citation | last=Webster | first=B. Louise | last2=Murdin | first2=Paul | date=1972 | title=Cygnus&nbsp;X-1—a Spectroscopic Binary with a Heavy Companion? | journal=Nature | volume=235 | issue=5332 | pages=37–38 | doi=10.1038/235037a0 | bibcode = 1972Natur.235...37W }}</ref>

<ref name=nature235_2_271>{{citation | last=Bolton | first=C. T. | date=1972 | title=Identification of Cygnus&nbsp;X-1 with HDE&nbsp;226868 | journal=Nature | volume=235 | issue=5336 | pages=271–273 | doi=10.1038/235271b0 | bibcode = 1972Natur.235..271B }}</ref>

<ref name=luminet1992>{{citation | first=Jean-Pierre | last=Luminet | date=1992 | title=Black Holes | publisher=Cambridge University Press | isbn=0-521-40906-3 }}</ref>

<ref name=aaa305_871>{{citation | last=Bombaci | first=I. | title=The maximum mass of a neutron star | journal=Astronomy and Astrophysics | date=1996 | volume=305 | pages=871–877 | bibcode=1996A&A...305..871B | arxiv=astro-ph/9608059 | doi=10.1086/310296 }}</ref>

<ref name=rolston1997>{{citation | last=Rolston | first=Bruce | date=November 10, 1997 | url=http://news.utoronto.ca/bin/bulletin/nov10_97/art4.htm | title=The First Black Hole | publisher=University of Toronto | accessdate=2008-03-11 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20080307181205/http://www.news.utoronto.ca/bin/bulletin/nov10_97/art4.htm | archivedate = March 7, 2008 }}</ref>

<ref name=apl16_1_9>{{citation | last=Shipman | first=H. L. | date=1975 | title=The implausible history of triple star models for Cygnus&nbsp;X-1 Evidence for a black hole | journal=Astrophysical Letters | volume=16 | issue=1 | pages=9–12 | bibcode=1975ApL....16....9S | doi=10.1016/S0304-8853(99)00384-4 | last2=Yu | first2=Z | last3=Du | first3=Y.W }}</ref>

<ref name=apj189_77>{{citation | display-authors=1 | last=Rothschild | first=R. E. | last2=Boldt | first2=E. A. | last3=Holt | first3=S. S. | last4=Serlemitsos | first4=P. J. | title=Millisecond Temporal Structure in Cygnus&nbsp;X-1 | journal=The Astrophysical Journal | date=1974 | volume=189 | pages=77–115 | bibcode=1974ApJ...189L..13R | doi=10.1086/181452 }}</ref>

<ref name=mnras372_3_1366>{{citation | last=Koerding | first=Elmar | last2=Jester | first2=Sebastian | last3=Fender | first3=Rob | title=Accretion states and radio loudness in Active Galactic Nuclei: analogies with X-ray binaries | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| date=2006 | volume=372 | issue=3 | pages=1366–1378 | arxiv=astro-ph/0608628 | doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10954.x | bibcode=2006MNRAS.372.1366K }}</ref>

<ref name=brainerd20050720>{{citation | last=Brainerd | first=Jim | date=July 20, 2005 | url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayAGN.html | title=X-rays from AGNs | publisher=The Astrophysics Spectator | accessdate=2008-03-24 }}</ref>

<ref name=aaa343_861>{{citation | display-authors=1 | last1=Brocksopp | first1=C. | last2=Tarasov | first2=A. E. | last3=Lyuty | first3=V. M. | last4=Roche | first4=P. | title=An Improved Orbital Ephemeris for Cygnus&nbsp;X-1 | journal=Astronomy & Astrophysics | date=1999 | volume=343 | pages=861–864 | arxiv=astro-ph/9812077 | bibcode = 1999A&A...343..861B }}</ref>

<ref name=apj200>{{citation | last=Bolton | first=C. T. | title=Optical observations and model for Cygnus&nbsp;X-1 | journal=The Astrophysical Journal | date=1975 | volume=200 | pages=269–277 | bibcode=1975ApJ...200..269B | doi=10.1086/153785 }}</ref>

<ref name=science300_5622_1119>{{citation | last1=Mirabel | first1=I. Félix | last2=Rodrigues | first2=Irapuan | title=Formation of a Black Hole in the Dark | journal=Science | date=2003 | volume=300 | issue=5622 | pages=1119–1120  | doi=10.1126/science.1083451 | pmid=12714674 | arxiv = astro-ph/0305205 | bibcode = 2003Sci...300.1119M }}</ref>

<ref name=apj167_L15>{{citation | display-authors=1 | last1=Gursky | first=H. | date=1971 | last2=Gorenstein | first2=P. | last3=Kerr | first3=F. J. | last4=Grayzeck | first4=E. J. | bibcode=1971ApJ...167L..15G | title=The Estimated Distance to Cygnus&nbsp;X-1 Based on its Low-Energy X-Ray Spectrum | journal=Astrophysical Journal | volume=167 | pages=L15 | doi=10.1086/180751 }}</ref>

<ref name=goebel>{{citation | first=Greg | last=Goebel | url=http://www.vectorsite.net/tastgal_07.html | title=7.0 The Milky Way Galaxy | publisher=In The Public Domain | accessdate=2008-06-29 | archive-url=https://web.archive.org/web/20080612014659/http://www.vectorsite.net/tastgal_07.html | archive-date=2008-06-12 | url-status=dead | df= }}</ref>

<ref name=MNRAS358_3_851>{{citation | last=Ziółkowski | first=J. | title=Evolutionary constraints on the masses of the components of HDE&nbsp;226868/Cyg&nbsp;X-1 binary system | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | date=2005 | volume=358 | issue=3 | pages=851–859 | arxiv=astro-ph/0501102 | doi=10.1111/j.1365-2966.2005.08796.x | bibcode=2005MNRAS.358..851Z}} Note: for radius and luminosity, see Table 1 with ''d''=2&nbsp;kpc.</ref>

<ref name=orosz2011>{{citation |last=Orosz |first=Jerome |date=December 1, 2011 |journal=The Astrophysical Journal |volume=742 |issue=2 |pages=84 |title=The Mass of the Black Hole In Cygnux X-1 |doi=10.1088/0004-637X/742/2/84|arxiv = 1106.3689 |bibcode = 2011ApJ...742...84O }}</ref>

<ref name=esa070516>{{citation | last1=Strohmayer | first1=Tod | date=May 16, 2007 | last2=Shaposhnikov | first2=Nikolai | last3=Schartel | first3=Norbert | url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/New_technique_for_weighing_black_holes | title=New technique for 'weighing' black holes |publisher=European Space Agency| accessdate=2008-03-10 }}</ref>

<ref name=mit20060109>{{citation | author=Staff | date=January 9, 2006 | url=http://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2005/blackhole_noreturn.html | title=Scientists find black hole's 'point of no return' | publisher=Massachusetts Institute of Technology | accessdate=2008-03-28 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20060113032611/http://web.mit.edu/newsoffice/2006/blackhole1.html | archivedate = 13 January 2006}}</ref>

<ref name=pasp113>{{citation | last=Dolan | first=Joseph F. | title=Dying Pulse Trains in Cygnus&nbsp;XR-1: Evidence for an Event Horizon? | journal=The Publications of the Astronomical Society of the Pacific | date=2001 | volume=113 | issue=786 | pages=974–982 | bibcode=2001PASP..113..974D | doi=10.1086/322917 }}</ref>

<ref name=mgmgr10>{{citation | display-authors=1 | last1=Miller | first1=J. M. | last2=Fabian | first2=A. C. | last3=Nowak | first3=M. A. | last4=Lewin | first4=W. H. G. | contribution=Relativistic Iron Lines in Galactic Black Holes: Recent Results and Lines in the ASCA Archive | title=Proceedings of the 10th Annual Marcel Grossmann Meeting on General Relativity | pages=1296 | location=Rio de Janeiro, Brazil | date=July 20–26, 2003 | arxiv=astro-ph/0402101 |bibcode = 2006tmgm.meet.1296M |doi = 10.1142/9789812704030_0093 | isbn=9789812566676 }}</ref>

<ref name=roy_watzke2003>{{citation | last1=Roy | first1=Steve | last2=Watzke | first2=Megan | date=September 17, 2003 | title="Iron-Clad" Evidence For Spinning Black Hole | publisher=Chandra press Room | url=http://chandra.harvard.edu/press/03_releases/press_091703.html | accessdate=2008-03-11 }}</ref>

<ref name=mnras341_2_385>{{citation | last1=Podsiadlowski | first1=Philipp | last2=Saul | first2=Rappaport | last3=Han | first3=Zhanwen | title=On the formation and evolution of black-hole binaries | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | year=2003 | issue=2 | volume=341 | pages=385–404 | arxiv=astro-ph/0207153 | doi=10.1046/j.1365-8711.2003.06464.x | bibcode = 2003MNRAS.341..385P }}</ref>

<ref name=chandra20060830>{{citation | author=Staff | date=August 30, 2006 | url=http://chandra.harvard.edu/photo/2003/bhspin/more.html | title=More Images of Cygnus&nbsp;X-1, XTE J1650-500 & GX 339-4 | publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics/Chandra X-ray Center | accessdate=2008-03-30 }}</ref>

<ref name=mnras325_3_1045>{{citation | display-authors=1 | last1=Young | first1=A. J. | last2=Fabian | first2=A. C. | last3=Ross | first3=R. R. | last4=Tanaka | first4=Y. | title=A Complete Relativistic Ionized Accretion Disc in Cygnus&nbsp;X-1 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | date=2001 | volume=325 | issue=3 | pages=1045–1052 | arxiv=astro-ph/0103214 | doi=10.1046/j.1365-8711.2001.04498.x |bibcode = 2001MNRAS.325.1045Y }}</ref>

<ref name=apj611_2_1084>{{citation | last1=Liu | first1=C. Z. | last2=Li | first2=T. P. | title=X-Ray Spectral Variability in Cygnus&nbsp;X-1 | journal=The Astrophysical Journal | year=2004 | volume=611 | issue=2 | pages=1084–1090 | doi=10.1086/422209 | bibcode=2004ApJ...611.1084L|arxiv = astro-ph/0405246 }}</ref>

<ref name=apj484_1_375>{{citation | display-authors=1 | last1=Ling | first1=J. C. | last2=Wheaton | first2=Wm. A. | last3=Wallyn | first3=P. | last4=Mahoney | first4=W. A. | last5=Paciesas | first5=W. S. | last6=Harmon | first6=B. A. | last7=Fishman | first7=G. J. | last8=Zhang | first8=S. N. | last9=Hua | first9=X. M. | title=Gamma-Ray Spectra and Variability of Cygnus&nbsp;X-1 Observed by BATSE | journal=The Astrophysical Journal | date=1997 | volume=484 | issue=1 | pages=375–382 | doi=10.1086/304323 | bibcode=1997ApJ...484..375L}}</ref>

<ref name=asr38_12_2810>{{citation | last1=Kylafis | first1=N. | last2=Giannios | first2=D. | last3=Psaltis | first3=D. | title=Spectra and time variability of black-hole binaries in the low/hard state | journal=Advances in Space Research | date=2006 | volume=38 | issue=12 | pages=2810–2812 | doi=10.1016/j.asr.2005.09.045 | bibcode=2006AdSpR..38.2810K}}</ref>

<ref name=apj678_2_1230>{{citation | last1=Titarchuk | first1=Lev | last2=Shaposhnikov | first2=Nikolai | title=On the nature of the variability power decay towards soft spectral states in X-ray binaries. Case study in Cyg&nbsp;X-1 | date=February 9, 2008 | volume=678 | issue=2 | pages=1230–1236 | arxiv=0802.1278 | journal=The Astrophysical Journal | bibcode = 2008ApJ...678.1230T | doi = 10.1086/587124 }}</ref>

<ref name=science297_5583_947>{{citation | last1=Fabian | first1=A. C. | last2=Miller | first2=J. M. | title=Black Holes Reveal Their Innermost Secrets | journal=Science | date=August 9, 2002 | volume=297 | issue=5583 | pages=947–948 | doi=10.1126/science.1074957 | pmid=12169716 }}</ref>

<ref name=wen1998>{{citation | last1=Wen | first1=Han Chin |date=March 1998 | bibcode=1997PhDT.........6W | title=Ten Microsecond Time Resolution Studies of Cygnus&nbsp;X-1 | pages=6 | publisher=Stanford University }}</ref>

<ref name=apj2le288_L45>{{citation | display-authors=1 | last1=Stella | first1=L. | last2=White | first2=N. E. | last3=Davelaar | first3=J. | last4=Parmar | first4=A. N. | last5=Blissett | first5=R. J. | last6=van der Klis | first6=M. | title=The discovery of 4.4 second X-ray pulsations from the rapidly variable X-ray transient V0332 + 53 | journal=Astrophysical Journal Letters | date=1985 | volume=288 | pages=L45–L49 | bibcode=1985ApJ...288L..45S | doi=10.1086/184419 }}</ref>

<ref name=ag44_6_77>{{citation | last=Narayan | first=Ramesh | title=Evidence for the black hole event horizon | journal=Astronomy & Geophysics | date=2003 | volume=44 | issue=6 | pages=77–115 | bibcode = 2003A&G....44f..22N | doi=10.1046/j.1468-4004.2003.44622.x | arxiv=gr-qc/0204080 }}</ref>

<ref name=apj531_1_546>{{citation | display-authors=1 | last1=Kitamoto | first1=S. | last2=E. Wataru | first2=E. | last3=Miyamoto | first3=S. | last4=Tsunemi | first4=H. | last5=Ling | first5=J. C. | last6=Wheaton | first6=W. A. | last7=Paul | first7=B. | title=''GINGA'' All-Sky Monitor Observations of Cygnus&nbsp;X-1 | journal=The Astrophysical Journal | date=2000 | volume=531 | issue=1 | pages=546–552 | doi=10.1086/308423 | bibcode=2000ApJ...531..546K }}</ref>

<ref name=science300_5627>{{citation | last1=Begelman | first1=Mitchell C. | title=Evidence for Black Holes | pages=1898–1903 | journal=Science | date=2003 | volume=300 | issue=5627 | doi=10.1126/science.1085334 | pmid=12817138 |bibcode = 2003Sci...300.1898B }}</ref>

<ref name=apj626_2_1015>{{citation | display-authors=1 | last1=Torres | first1=Diego F. | last2=Romero | first2=Gustavo E. | last3=Barcons | first3=Xavier | last4=Lu | first4=Youjun | title=Probing the Precession of the Inner Accretion Disk in Cygnus&nbsp;X-1 | journal=The Astrophysical Journal | date=2005 | volume=626 | issue=2 | pages=1015–1019 | arxiv=astro-ph/0503186 | doi=10.1086/430125 | bibcode=2005ApJ...626.1015T}}</ref>

<ref name=mnras376_3_1341>{{citation | display-authors=1 | last1=Russell | first1=D. M. | last2=Fender | first2=R. P. | last3=Gallo | first3=E. | last4=Kaiser | first4=C. R. | title=The jet-powered optical nebula of Cygnus&nbsp;X-1 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | date=2007 | volume=376 | issue=3 | pages=1341–1349 | arxiv=astro-ph/0701645 | doi=10.1111/j.1365-2966.2007.11539.x | bibcode=2007MNRAS.376.1341R}}</ref>

<ref name=apj418_457>{{citation | last1=Sackmann | first1=I.-Juliana | last2=Boothroyd | first2=Arnold I. | last3=Kraemer | first3=Kathleen E. | title=Our Sun. III. Present and Future | journal=The Astrophysical Journal | date=1993 | volume=418 | pages=457–468 | bibcode=1993ApJ...418..457S | doi=10.1086/173407 }}</ref>

<ref name=nature436_7052_819>{{citation | display-authors=1 | last1=Gallo | first1=E. | last2=Fender | first2=Rob | last3=Kaiser | first3=Christian | last4=Russell | first4=David | last5=Morganti | first5=Raffaella | last6=Oosterloo | first6=Tom | last7=Heinz | first7=Sebastian | title=A dark jet dominates the power output of the stellar black hole Cygnus&nbsp;X-1 | journal=Nature | date=2005 | volume=436 | issue=7052 | pages=819–821 | arxiv=astro-ph/0508228 | doi=10.1038/nature03879 | pmid=16094361 |bibcode = 2005Natur.436..819G }}</ref>

<ref name=apjl665_1_L51>{{citation | display-authors=1 | last1=Albert | first1=J. | last2=Aliu | first2=E. | last3=Anderhub | first3=H. | last4=Antoranz | first4=P. | last5=Armada | first5=A. | last6=Baixeras | first6=C. | last7=Barrio | first7=J. A. | last8=Bartko | first8=H. | last9=Bastieri | first9=D. | last10=Becker | first10=J. K. | last11=Bednarek | first11=W. | last12=Berger | first12=K. | last13=Bigongiari | first13=C. | last14=Biland | first14=A. | last15=Bock | first15=R. K. | last16=Bordas | first16=P. | last17=Bosch-Ramon | first17=V. | last18=Bretz | first18=T. | last19=Britvitch | first19=I. | last20=Camara | first20=M. | last21=Carmona | first21=E. | last22=Chilingarian | first22=A. | last23=Coarasa | first23=J. A. | last24=Commichau | first24=S. | last25=Contreras | first25=J. L. | last26=Cortina | first26=J. | last27=Costado | first27=M. T. | last28=Curtef | first28=V. | last29=Danielyan | first29=V. | last30=Dazzi | first30=F. | title=Very High Energy Gamma-ray Radiation from the Stellar-mass Black Hole Cygnus&nbsp;X-1 | journal=Astrophysical Journal Letters | date=2007 | volume=665 | issue=1 | pages=L51–L54 | arxiv=0706.1505 | doi = 10.1086/521145 | bibcode=2007ApJ...665L..51A }}</ref>

<ref name=eas030610>{{citation | author=Staff | date=June 10, 2003 | url=http://sci.esa.int/integral/32700-integral-s-view-of-cygnus-x-1/ | title=Integral's view of Cygnus&nbsp;X-1 | publisher=ESA | accessdate=2008-03-20 }}</ref>

<ref name=caballero>{{citation | first1=M. D. | last1=Caballero | title=OMC-INTEGRAL: Optical Observations of X-Ray Sources  | journal=Proceedings of the 5th INTEGRAL Workshop on the INTEGRAL Universe (ESA SP-552). 16–20 February 2004 | volume=552 | pages=875–878 | publisher=ESA | date=16–20 February 2004 | location=Munich, Germany | bibcode=2004ESASP.552..875C }}</ref>

<ref name=cox2001>{{citation | first1=Arthur C. | last1=Cox | date=2001 | pages=407 | title=Allen's Astrophysical Quantities | publisher=Springer | isbn=0-387-95189-X }}</ref>

<ref name=rmaa31_1_63>{{citation | display-authors=1 | last1=Canalizo | first1=G. | last2=Koenigsberger | first2=G. | last3=Peña | first3=D. | last4=Ruiz | first4=E. | title=Spectral variations and a classical curve-of-growth analysis of HDE&nbsp;226868 (Cyg&nbsp;X-1) | journal=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica | date=1995 | volume=31 | issue=1 | pages=63–86 | bibcode=1995RMxAA..31...63C }}</ref>

<ref name=aaa63_1>{{citation | last1=Conti | first1=P. S. | title=Stellar parameters of five early type companions of X-ray sources | journal=Astronomy and Astrophysics | date=1978 | volume=63 | pages=225 | bibcode=1978A&A....63..225C }}</ref>

<ref name=apj506_1_424>{{citation | display-authors=1 | last1=Sowers | first1=J. W. | last2=Gies | first2=D. R. | last3=Bagnuolo | first3=W. G. | last4=Shafter | first4=A. W. | last5=Wiemker | first5=R. | last6=Wiggs | first6=M. S. | title=Tomographic Analysis of Hα Profiles in HDE&nbsp;226868/Cygnus&nbsp;X-1 | journal=The Astrophysical Journal | date=1998 | volume=506 | issue=1 | pages=424–430 | bibcode=1998ApJ...506..424S | doi=10.1086/306246 }}</ref>

<ref name=apj203_438>{{citation | last1=Hutchings | first1=J. B. | title=Stellar winds from hot supergiants | journal=The Astrophysical Journal | date=1976 | volume=203 | pages=438–447 | bibcode=1976ApJ...203..438H | doi=10.1086/154095 }}</ref>

<ref name=apj620_1_398>{{citation | display-authors=1 | last1=Miller | first1=J. M. | last2=Wojdowski | first2=P. | last3=Schulz | first3=N. S. | last4=Marshall | first4=H. L. | last5=Fabian | first5=A. C. | last6=Remillard | first6=R. A. | last7=Wijnands | first7=R. | last8=Lewin | first8=W. H. G. | title=Revealing the Focused Companion Wind in Cygnus&nbsp;X-1 with ''Chandra'' | journal=The Astrophysical Journal | date=2005 | volume=620 | issue=1 | pages=398–404 | doi=10.1086/426701 | bibcode=2005ApJ...620..398M | arxiv = astro-ph/0208463 }}</ref>

<ref name=baas38_334>{{citation | last1=Vrtilek | first1=Saeqa D. | last2=Hunacek | first2=A. | last3=Boroson | first3=B. S. | title=X-Ray Ionization Effects on the Stellar Wind of Cygnus&nbsp;X-1 | journal=Bulletin of the American Astronomical Society | date=2006 | volume=38 | pages=334 | bibcode=2006HEAD....9.0131V }}</ref>

<ref name=mnras302_1_L1>{{citation | last1=Pooley | first1=G. G. | last2=Fender | first2=R. P. | last3=Brocksopp | first3=C. | title=Orbital modulation and longer-term variability in the radio emission from Cygnus&nbsp;X-1 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | date=1999 | volume=302 | issue=1 | pages=L1–L5 | arxiv=astro-ph/9809305 | doi=10.1046/j.1365-8711.1999.02225.x |bibcode = 1999MNRAS.302L...1P }}</ref>

<ref name=apj583_1_424>{{citation | display-authors=1 | last1=Gies | first1=D. R. | last2=Bolton | first2=C. T. | last3=Thomson | first3=J. R. | last4=Huang | first4=W. | last5=McSwain | first5=M. V. | last6=Riddle | first6=R. L. | last7=Wang | first7=Z. | last8=Wiita | first8=P. J. | last9=Wingert | first9=D. W. | last10=Csák | first10=B. | last11=Kiss | first11=L. L. | title=Wind Accretion and State Transitions in Cygnus&nbsp;X-1 | journal=The Astrophysical Journal | date=2003 | volume=583 | issue=1 | pages=424–436 | doi = 10.1086/345345 | bibcode=2003ApJ...583..424G | arxiv = astro-ph/0206253 }}</ref>

<ref name=apj304_371>{{citation | last1=Gies | first1=D. R. | last2=Bolton | first2=C. T. | title=The optical spectrum of HDE&nbsp;226868 = Cygnus&nbsp;X-1. II&nbsp;— Spectrophotometry and mass estimates | journal=The Astrophysical Journal | date=1986 | volume=304 | pages=371–393 | bibcode=1986ApJ...304..371G | doi=10.1086/164171 }}</ref>

<ref name=apj185_2_L113>{{citation | last1=Margon | first1=Bruce | last2=Bowyer | first2=Stuart | last3=Stone | first3=Remington P. S. | title=On the Distance to Cygnus&nbsp;X-1 | journal=The Astrophysical Journal | date=1973 | volume=185 | issue=2 | pages=L113–L116 | bibcode=1973ApJ...185L.113M | doi=10.1086/181333 }}</ref>

<ref name=sut_ir>{{citation | url=http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/I/Interstellar+Reddening | title=Interstellar Reddening | publisher=Swinburne University of Technology | accessdate=2006-08-10 }}</ref>

<ref name=kaler>{{citation | last=Kaler | first=Jim | url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/cygx1.html | title=Cygnus&nbsp;X-1 | publisher=University of Illinois | accessdate=2008-03-19 }}</ref>

<ref name=hawking1988>{{citation | first=Stephen | last=Hawking | date=1988 | title=A Brief History of Time | publisher=Bantam Books | isbn=0-553-05340-X }}</ref>

<ref name=hawking1998>{{citation | first=Stephen | last=Hawking | date=1998 | title=A Brief History of Time | edition=Updated and Expanded Tenth Anniversary | publisher=Bantam Doubleday Dell Publishing Group | isbn=0-553-38016-8 }}</ref>

<ref name=thorne1994>{{citation | last=Thorne | first=Kip | date=1994 | title=Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy | publisher=W. W. Norton & Company | isbn=0-393-31276-3}}</ref>

<ref name=iorio2007>{{citation | last=Iorio | first=Lorenzo | year=2008 | journal=Astrophysics and Space Science | title=On the orbital and physical parameters of the HDE&nbsp;226868/Cygnus&nbsp;X-1 binary system | bibcode=2008Ap&SS.315..335I | doi=10.1007/s10509-008-9839-y | volume=315 | issue=1–4 | pages=335–340 | arxiv=0707.3525 }}</ref>

<ref name="rapid rotation">{{citation | display-authors=1 | last1=Gou | first1=Lijun | last2=McClintock | first2=Jeffrey E. | last3=Reid | first3=Mark J. | last4=Orosz | first4=Jerome A. | last5=Steiner | first5=James F. | last6=Narayan | first6=Ramesh | last7=Xiang | first7=Jingen | last8=Remillard | first8=Ronald A. | last9=Arnaud | first9=Keith A. | last10=Davis | first10=Shane W. | date=November 9, 2011 | title=The Extreme Spin of the Black Hole in Cygnus X-1 | journal=The Astrophysical Journal | volume=742 | issue=85 | pages=85 | publisher=American Astronomical Society| arxiv=1106.3690 | doi=10.1088/0004-637X/742/2/85 |bibcode = 2011ApJ...742...85G }}</ref>

}}

==Надворешни врски==
{{рв|Cygnus X-1}}
*{{Наведена мрежна страница
 | author=Staff | date=June 10, 2005 | url=http://sci.esa.int/integral/32709-artist-s-impression-of-cygnus-x-1/
 | title=Artist's impression of Cygnus&nbsp;X-1
 | publisher=ESA | accessdate=2008-03-24 }}
*{{Наведена мрежна страница
 | author=Staff | date=April 1, 1996
 | url=http://www.oa.uj.edu.pl/research/cygx1.html
 | title=Cygnus&nbsp;X-1, the black hole
 | publisher=Astronomical Observatory of the Jagiellonian University
 | accessdate=2008-03-24 }}
*{{Наведена мрежна страница | display-authors=1 | last=Cyrmon | first=W. | date=December 18, 2002 | author2=Aigner, C. | author3=Bruckmueller, E. | author4=Kernegger, R. | url=http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2002/cas-projects/austria_cygnus_1/ | title=Black Hole in Cygnus | publisher=ESA | accessdate=2008-03-29 | archive-date=2015-09-15 | archive-url=https://web.archive.org/web/20150915105044/http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2002/cas-projects/austria_cygnus_1/ | url-status=dead }}
*{{Cite APOD
 | title=Possible Jet Blown Shells Near Microquasar Cygnus&nbsp;X-1 | date=June 8, 2009
 | access-date=2009-06-08 }}
* [http://www.worldwidetelescope.org/wwtweb/goto.aspx?object=ViewShortcut&ra=19.9726944444444&dec=35.2016111111111&zoom=8.3819031715393 See Cyg X-1 (an optical view) in WorldWide Telescope]
*{{WikiSky|z=8}}
*[http://www.constellation-guide.com/cygnus-x-1/ Cygnus X-1 at Constellation Guide]
* [https://arxiv.org/abs/1506.00007 NuSTAR and Suzaku observations of the hard state in Cygnus X-1: locating the inner accretion disk] Michael Parker, 29 May 2015 [https://arxiv.org/pdf/1506.00007v1.pdf Pdf]
* [http://www.nustar.caltech.edu/image/nustar120628a NuSTAR's First View of High-Energy X-ray Universe] NASA/JPL-Caltech June 28, 2012
{{featured article}}
{{Небо|19|58|21.6756|+|35|12|05.775|6000}}
{{Ѕвезди во Лебед}}

[[Категорија:HIP-објекти|098298]]
[[Категорија:Сини суперџинови]]
[[Категорија:Лебед (соѕвездие)]]
[[Категорија:HD-објекти|226868]]
[[Категорија:Ѕвездени црни дупки]]
[[Категорија:Рендгенски двојни ѕвезди]]
[[Категорија:Променливи ѕвезди со ознаки|Лебед, V1357]]
[[Категорија:Тела од Бонскиот преглед]]
[[Категорија:Вртечки елипсоидни променливи ѕвезди]]