Прејди на содржината

Лебед X-1

Од Википедија — слободната енциклопедија
Лебед X-1/HD 226868
Diagram showing star positions and boundaries of the Cygnus constellation and its surroundings
Местоположбата на Лебед X-1 (заокружено) одлево од Ета Лебед во соѕвездието Лебед според познатите кординати[1]
Податоци од набљудување
Епоха J2000      Рамноденица J2000
Соѕвездие Лебед
Ректасцензија 19ч 58м &1000000000216759500000021,67595с[1]
Деклинација +35° 12′ &1000000000005778300000005,7783″[1]
Прив. величина (V) 8,95[2]
Особености
Спектрален тип O9.7Iab[2]
U−B Боен показател −0,30[3]
B−V Боен показател +0,81[3]
Променлив тип Елипсоидна променлива ѕвезда
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)−13[2] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: −3,37[1] млс/г
Дек.: −7,15[1] млс/г
Паралакса (π)0.539 ± 0.033[4] млс
Оддалеченост6.100 ± 400 сг
(1.900 ± 100 пс)
Апсолутна величина (MV)−6,5 ± 0,2[5]
Податоци
Маса14–16[6] M☉
Полупречник20–22[7] R☉
Површ. грав. (log g)3,31 ± 0,07[8]
Сјајност3–4⋅105[7] L☉
Температура31.000[9] K
Вртењеevery 5,6 денови
Други ознаки
AG+35 1910, BD+34 3815, HD 226868, HIP 98298, SAO 69181, V1357 Cyg.[2]
Наводи во бази
SIMBAD— податоци

Лебед X-1[10] — галактички рендгенски извор во соѕвездието Лебед, и првиот таков извор кој нашироко е прифатен како првата забележана црна дупка.[11][12] Беше забележан во 1964 година за време на ракетните летови и е еден од најсилните рендгенски извори забележани од Земјата, давајќи максимален рендгенски тек од 2,3⋅10-23 Wm−2 Hz−1 (2,3⋅103 Јански).[13][14] Станува збор за еден од најпроучуваните астрономски објекти во својата класа. Денес се зема дека објектот има маса од околу 14,8 сончеви маси[6] 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.[15] Ако е така, полупречникот на хоризонтот на настани е 300 км „како крајна горна граница за линиската димензија на изворната област“ на повремените рендгенски изливи кој траат околу 1 ms.[16]

Лебед X-1 припаѓа на високомасовит рендгенски двоен систем, со местоположба на 6.070 светлосни години од Сонцето, што вклучува суперџиновска променлива ѕвезда со ознака HD 226868[17] која е во орбита на растојание од 0,2 ае, или 20% од растојанието меѓу Земјата и Сонцето. Ѕвездениот ветер од ѕвездата обезбедува материјал за насобирачкиот диск околу рендгенскиот извор.[18] Материјата во внатрешниот диск е загреана до милиони степени, создавајќи ги набљудуваните X-зраци.[19][20] Пар од млазови, насочени нормално на дискот, одведуваат дел од енергијата од материјалот кој упаѓа во меѓуѕвездената средина.[21]

Системот можно е да припаѓа на ѕвезденото здружение наречено Лебед OB3, што пак би значело дека Лебед X-1 е со старост од 5 милиони години и се создало од s матичната ѕвезда кој имала повеќе од 40 solar masses. 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.[22]

Лебед X-1 е 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.[23]

Откривање и набљудување

[уреди | уреди извор]

Набљудувањето на рендгенските оддавања им овозможува на астрономите да ги изучуваат небесните појави каде имаме милионски температури. Сепак, бидејќи рендгенските оддавања се блокирани од Земјината атмосфера, набљудувањето на небесните рендгенски извори не е можно без да се издигнат инструментите на висини каде се присутни рендгенските зраци.[24][25] Лебед X-1 беше забележан со употреба на рендгенски инструменти кои биле носени на ракети лансирани од 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 Гајгерови бројачи за да го измерат рендгенското зрачење во бранови должини во распон од 1–15 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.[10]

Како резултат на овие прегледи, биле забележани нови 8 извори на рендгенско зрачење, вклучувајќи го и Лебед XR-1 (подоцна Лебед X-1) во соѕвездието Лебед. Небесните координати на овој извор биле ректасцензија 19ч53м и деклинација 34,6°. не се поврзува со ниту еден познат изразен радио или оптички извор во таа местоположба.[10]

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 во 1970 година,[26] што довело до забележување на 300 нови рендгенски извори.[27] Долгите набљудувања од страна на Ухуру на Лебед X-1 укажувале на промени во јачината на рендгенското зрачење, промени кои се случувале неколкупати во секунда.[28] Оваа брза промена значела дека создавањето на енергијата мора да се случува на многу мала област од околу 105 км,[29] со што брзината на светлината ја ограничува комуникацијата меѓу подалечните области. За споредба, пречникот на Сонцето е околу 1,4⋅106 км.

Во април и мај 1971 година, Лук Браес и Џорџ Мили од Лајденската опсерваторија, и независно Роберт Хјелминг и Кемпбел Вејд од Националната радиоастрономска опсерваторија,[30] забележале радиосигнали од Лебед X-1, и нивните прецизни радиопозиционирања наведувале кон рендгенски извор кај ѕвездата AGK2 +35 1910 = HD 226868.[31][32] На небесната сфера, оваа ѕвезда е на половина степен од ѕвездата Ета Лебед со привидна величина 4.[33] 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 X-1.

Луис Вебстер и Пол Мурсин, од Кралската опсерваторија во Гриниќ,[34] и Том Болтон, работејќи независно од Торонтскиот универзитет при опсерваторијата „Дејвид Данлоп“,[35] го објавиле откритието на масивен придружник на HD 226868 во 1971 година. Мерењата на Доплеровата промена она ѕвездениот спектар укажува на присуство на придружник и се овозможило неговата маса да се определи од орбиталните параметри.[36] 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 сончеви маси.[37]

Со понатамошното набљудување се потврдиле доказите, и кон крајот на 1973 година астрономската заедница се согласила дека Лебед X-1 е најверојатно црна дупка.[38][39] Попрецизните мерења на Лебед X-1 укажувале на променливост од една милисекунда. Овој интервал се совпаѓа со турбуленцијата 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.[40]

Оваа рендгенска снимка на Лебед X-1 е снимена од телекоп во балон, односно проектот Високоенергетска повторлива оптика (HERO) на НАСА.

Лебед X-1 од тогаш е изучуван темелито користејќи инструменти во орбита и на површината на Земјата.[2] Сличностите меѓу зрачењата со оние на рендгенските двојни ѕвезди како што е HD 226868/Лебед X-1 и активното галактичко јадро наведуваат на заеднички механизам за создавање на енергијата, која е карактеризтична за црните дупки, орбитален насобирачки диск на кој се надоврзуваат млазови.[41] Од оваа причина, Лебед X-1 се класифицира како класа на објекти наречени микроквазари, налик на квазарите, за кои денес се знае дека се далечни активни галактички јадра. Научните истражувања на двојните системи како што е HD 226868/Лебед X-1 може да доведе до дополнителни знаења за механизмите на активните галаксии.[42]

Двоен систем

[уреди | уреди извор]

Компактната ѕвезда и синиот суперџин се двоен систем во кој тие се во орбита околу заедничкото тежиште на секои 5,599829 денови.[43] Гледано од Земјата, компактното тело никогаш не е зад другата ѕвезда, со други зборови, сситемот не е затемнувачки двоен систем. Сепак, 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 48,0 ± 6,8, што би значело дека големата полуоска е околу 0,2 ае, или 20% од растојанието меѓу Земјата и Сонцето. За орбиталното занесување се мисли дека е 0,0018 ± 0,002; скоро кружна орбита.[6][44] Растојанието до Земјата од системот се проценува на 1860±120 парсеци или 6070±390 светлосни години.[4]

Системот HD 226868/Лебед X-1 споделува заедничка насока на движење низ прострот со здружението на масивни ѕвезди познато како Лебед OB3, кое е на растојание од околу 2.000 парсеци од Сонцето. Ова укажува дека HD 226868, Лебед 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 5 ± 1,5 милиони години. Движењето на HD 226868 во однос на Лебед OB3 е 9 ± 3 км/с; вообичаена вредност за случајно движење во ѕвезденото здружение. HD 226868 е на растојание од 60 парсеци од центарот на здружението, и тоа растојание го постигнала за околу 7 ± 2 милиони години—што грубо се совпаѓа со проценетата старост на здружението.[22]

Со галактичка ширина од 4 степени и галактичка должина од 71 степен,[2] овој систем се наоѓа во истата должина како и Орионовиот Крак односно местоположбата на Сонцето во Млечниот Пат,[45] во близина каде се соединува со Стрелечкиот ракав. Лебед X-1 се опишува како да е припадник на Стрелечкиот ракав,[46] но треба да се има предвид дека структурата на Млечниот Пат не е прецизно воспостваена.

Компактна ѕвезда

[уреди | уреди извор]

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 20 ± 5 сончеви маси,[7] 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 14,8 ± 1 сончеви маси. Во сите случаи, телото е најверојатно црна дупка[6][47]—област во просторот со гравитациско поле кое е доволно силно да го спречи 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 X-1 тој изнесува 44 км. Се што (вклучувајќи материја и фотони) минува низ оваа граница не може да избега.[48]

Доказ за ваквиот хоризонт на настани можно е да е забележан во 1992 година користејќи го ултравиолетовите (UV) набљудувања со виокобрзинскиот фотометар на Хабл. Самосјајни згрутчувања на материја спирално упаѓаат во црната дупка, и нивното зрачење ќе биде оддадено во низа пулсеви кои подлежат на гравитациското црвено поместување како што материјалот се наближува до хоризонтот. Односно, брановата должина на зрачењето постепено ќе се зголемува, како што е предвидено од 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.[49]

Слика на Лебед X-1 од Чандровата рендгенска опсерваторија.

Вртењето на компактното тело сè уште не е утврдено. Минатите анализи на податоците од вселенската Чандровата рендгенска опсерваторија наведуваат дека Лебедs X-1 не се врти со некој забележлив чекор.[50][51] Сепак, доказите објавени во 2011 година наведуваа дека телото се врти крајно брзо, приближно 790 пати во секунда.[52]

Создавање

[уреди | уреди извор]

Најголемата ѕвезда во здружението Лебед OB3 има маса за 40 пати поголема од Сонцето. Како што помасивните ѕвезди се развиваат побрзо, ова значи дека ѕвездата од која настанала Лебед 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 226868, додека пак остатокот бил исфрлен од силнот ѕвезден ветер. Надворешните атмосферски слоеви HDE 226868 се збогатени со хелиум, што би било доказ за преносот на материја.[53] Можно е ѕвездата родилка да станала Волф–Рајеова ѕвезда, која исфрла значителен дел од својата атмосфера поради силните ѕвездени ветришта.[22]

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).[22]

Насобирачки диск

[уреди | уреди извор]
Слика на спектарот на Лебед X-1 од Чандровата рендгенска опсерваторија покажувајќи карактеристичен максимум близу 6,4 keV кој се должи на јонизираното железо во насобирачкиот диск, но максимумот е гравитациско црвено поместен, проширен од Доплеровиот ефект, и следствено има пониски енергии.[54]

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 плазма—и поладна, помалку јонизирана област која се проценува дека се протега 500 пати од должината на Шварцшилдовиот полупречник,[20] или околу 15.000 км.

Иако е многу изразита и неправилна променлива ѕвезда, Лебед X-1 е типично најсјаниот опстојувачки извор на небото од тврди X-зраци—со енергии од 30 до неколку стотини keV.[25] Рендгенските зраци се добиени така што нискоенергетските фотони во тенкиот внатрешен насобирачки диск, добиваат енергија преку комптоновото расејување од високотемпературните електрони, во геометриски подебелата но скоро проѕирна корона, како и од отсјајот од површината на тенкиот диск.[55] Дополнителна можност е дека рендгенските зраци можно е да се комптоново расејани од основата на млазот наместо во короната на дискот.[56]

Рендгенското зрачење од Лебед X-1 се менува на некој повторлив начин наречен 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 X-1, со што би се добиле податоци кои би се споредиле со другите методи.[57]

Пулсирањата со стабилен период, сличен на оној на неутронската ѕвезда, никогаш не е забележан кај Лебед X-1.[58][59] Пулсирањата од неутронските ѕвезди се предизвикани од магнетното поле на неутронската ѕвезда, сепак, 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.[60] Лебед X-1 никогаш немал оддадено рендгенски зиливи слични со оние кај неутронските ѕвезди.[61] Лебед 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 150 км), што е проследено со ладење или исфрлање на короната. Кога ќе се создаде нова корона, Лебед X-1 се враќа назад во тврдата состојба.[62]

Спектралниот премин на Лебед X-1 може да се објасни со употреба на дводелно сдвективно тековно решение, предложено од Чакрабарти и титарчук.[63] 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).[64]

Рендгенскиот тек на Лебед X-1 се менува периодично на секои 5,6 денови, особено за време на 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 226868. Постои група периодичност во оддавањето од 300 денови, што пак може да е предизвикано од прецесијата на насобирачкиот диск.[65]

Млазови

[уреди | уреди извор]

Како што забрзаната материја упаѓа кон компактното тело, ја губи гравитациската потенцијална енергија. Дел од ослободената енергија е одведена од млазовите на честички, подредени нормално на насобирачкиот диск, што е исфрлен нанадвор со релативистички брзини. (Односно, честичките се движат со значителен дел од брзината на светлината.) овој пар на млазови дава можност за насобирачкиот диск да ја оддаде вишокот енергија и моментот на импулсот. Тие можеби се создадени од магнетните полиња во гасот кој е во орбита околу компактното тело.[66]

Млазовите на Лебед X-1 неефикасни зрачители и на тој начин ослободуваат само мал дел на нивната енергија во електромагнетниот спектар. Односно, тие налик се „темни“. Проценетиот агол на млазовите со линијата нанабљудување е 30° и можно е тие да се во прецесија.[62] Еден од млазовите се судира со релатвино густиот дел на меѓуѕвездената средина, создавајќи енергетски прстен кој може да се забележи како радиосигнал. Овој судир создава маглина која е набљудувана во оптичките бранови должини. За да се создаде оваа маглина, млазот мора да има проценета просечна моќ од 4–14⋅1036 ергови/s, или (9 ± 5)⋅1029 W.[67] Ова е повеќе од 1.000 пати од оддадената моќ на Сонцето.[68] не постои соодветен прстен во спротивната насока бидејќи тој млаз се соочува со област со мала густина на меѓуѕвездената средина.[69]

Во 2006 година, Лебед X-1 стана првото подрачје на високоенергетски зрачења, над 100 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 226868.[70]

HD 226868

[уреди | уреди извор]
Уметнички приказ на двојниот систем HD 226868–Лебед X-1.

HD 226868 е суперџиновска ѕвезда од спектрален тип O9.7 Iab,[2] односно на границата меѓу спектралните класи O и B. Има проценета површинска температура од 31.000 K[9] и маса од 20 до 40 пати од 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[6] пати од сончевиот полупречник и приближно 300.000–400.000 пати поголема сјајност од Сонцето.[7][71] За споредба, за компактното тело се проценува дека е на растојание од HD 226868 од 40 сончеви полупречници, или двапати од полупречникот на ѕвездата.[72]

Површината на HD 226868 е плимно изменета од гравитацијата 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.[73] „Елипсоидната“ шема на промена на светлината доведува до рабно затемнување и гравитациско затемнување на ѕвездената површина.[74]

Кога спектарот на HD 226868 е спореден со сличната ѕвезда Епсилон Орион, кај првата се забележува огромно количество на хелиум и недостаток на јаглерод во атмосферата.[75] Ултравиолетовите и водородните алфа спектрални линии на HD 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 км/с.[76][77]

Како и другите ѕвезди од овој спектрален тип, HD 226868 се верува дека ѕвездата губи маса преку ѕвездениот ветер со проценета стапка од 2,5⋅10-6 сончеви маси годишно.[78] 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.[72] 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,[79] радиобрановите,[80] и рендгенското зрачење се менуваат.[81]

Рошовата шуплина на HD 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 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.[18]

Гасот и прашината помеѓу Сонцето и HD 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 згаснувањето (AV) е 3,3 величини.[82] Доколку ја нема оваа материја, HD 226868 же биде ѕвезда од 5-та величина[83] а со тоа и видлива за човековото око.[84]

Стивен хокинг и Кип Торн

[уреди | уреди извор]

Лебед 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:

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. Кога го договоривме облогот во 1975 година, бевме 80% сигурни дека Лебед X-1 е црна дупка. До денес [1988], дека ние сме 95% сигурни, и облогот треба да биде исплатен.[85]

Според десеттото јубилејно издание на Кратка историја на времето, Хокинг прифатил дека го изгубил облогот[86] 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.[87] (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“.[88] Овој датум беше потврден од страна на Кип Торн на 10 јануари 2018 година во епизода на Нова на PBS.[89])

Во популарната култура

[уреди | уреди извор]

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 (1978)

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

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 van Leeuwen, F. (November 2007), „Validation of the new Hipparcos reduction“, Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 Staff (March 3, 2003), V* V1357 Cyg -- High Mass X-ray Binary, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Посетено на 2008-03-03
  3. ↑ 3,0 3,1 Bregman, J.; и др. (1973), „Colors, magnitudes, spectral types and distances for stars in the field of the X-ray source Cyg X-1“, Lick Observatory Bulletin, 647: 1, Bibcode:1973LicOB..24....1B
  4. ↑ 4,0 4,1 Reid, Mark J.; и др. (December 2011), „The Trigonometric Parallax of Cygnus X-1“, The Astrophysical Journal, 742 (2): 83, arXiv:1106.3688, Bibcode:2011ApJ...742...83R, doi:10.1088/0004-637X/742/2/83
  5. ↑ Ninkov, Z.; Walker, G. A. H.; Yang, S. (1987), „The primary orbit and the absorption lines of HDE 226868 (Cygnus X-1)“, Astrophysical Journal, 321: 425–437, Bibcode:1987ApJ...321..425N, doi:10.1086/165641, Архивирано од изворникот на 2017-09-22, Посетено на 2018-11-04
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 Orosz, Jerome (December 1, 2011), „The Mass of the Black Hole In Cygnux X-1“, The Astrophysical Journal, 742 (2): 84, arXiv:1106.3689, Bibcode:2011ApJ...742...84O, doi:10.1088/0004-637X/742/2/84
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 Ziółkowski, J. (2005), „Evolutionary constraints on the masses of the components of HDE 226868/Cyg X-1 binary system“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 358 (3): 851–859, arXiv:astro-ph/0501102, Bibcode:2005MNRAS.358..851Z, doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08796.x Note: for radius and luminosity, see Table 1 with d=2 kpc.
  8. ↑ Hadrava, Petr (September 15–21, 2007), „Optical spectroscopy of Cyg X-1“, Proceedings of RAGtime 8/9: Workshops on Black Holes and Neutron Stars, Opava, Czech Republic: 71, arXiv:0710.0758, Bibcode:2007ragt.meet...71H
  9. ↑ 9,0 9,1 Staff (June 10, 2003), Integral's view of Cygnus X-1, ESA, Посетено на 2008-03-20
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 Bowyer, S.; и др. (1965), „Cosmic X-ray Sources“, Science, 147 (3656): 394–398, Bibcode:1965Sci...147..394B, doi:10.1126/science.147.3656.394, PMID 17832788
  11. ↑ Staff (2004-11-05), Observations: Seeing in X-ray wavelengths, ESA, Посетено на 2008-08-12
  12. ↑ Glister, Paul (2011), "Cygnus X-1: A Black Hole Confirmed." Centauri Dreams: Imagining and Planning Interstellar Exploration, 2011-11-29. Accessed 2016-09-16.
  13. ↑ Lewin, Walter; Van Der Klis, Michiel (2006), Compact Stellar X-ray Sources, Cambridge University Press, стр. 159, ISBN 0-521-82659-4
  14. ↑ „2010 X-Ray Sources“, The Astronomical Almanac, U.S. Naval Observatory, Архивирано од изворникот на 2010-03-28, Посетено на 2009-08-04 gives a range of 235–1.320 μJy at energies of 2–10 kEv, where a Jansky (Jy) is 10-26 Wm−2 Hz−1.
  15. ↑ The Illustrated Encyclopedia of the Universe. New York, NY: Watson-Guptill. 2001. стр. 175. ISBN 0-8230-2512-8.
  16. ↑ Harko, T. (June 28, 2006), Black Holes, University of Hong Kong, Архивирано од изворникот на February 10, 2009, Посетено на 2008-03-28
  17. ↑ Ziolkowski, Janusz (2014). „Masses of the components of the HDE 226868/Cyg X-1 binary system“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 440: L61. arXiv:1401.1035. Bibcode:2014MNRAS.440L..61Z. doi:10.1093/mnrasl/slu002.
  18. ↑ 18,0 18,1 Gies, D. R.; Bolton, C. T. (1986), „The optical spectrum of HDE 226868 = Cygnus X-1. II — Spectrophotometry and mass estimates“, The Astrophysical Journal, 304: 371–393, Bibcode:1986ApJ...304..371G, doi:10.1086/164171
  19. ↑ Nayakshin, Sergei; Dove, James B. (November 3, 1998), „X-rays From Magnetic Flares In Cygnus X-1: The Role Of A Transition Layer“, arXiv:astro-ph/9811059
  20. ↑ 20,0 20,1 Young, A. J.; и др. (2001), „A Complete Relativistic Ionized Accretion Disc in Cygnus X-1“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 325 (3): 1045–1052, arXiv:astro-ph/0103214, Bibcode:2001MNRAS.325.1045Y, doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04498.x
  21. ↑ Gallo, Elena; Fender, Rob (2005), „Accretion modes and jet production in black hole X-ray binaries“, Memorie della Società Astronomica Italiana, 76: 600–607, arXiv:astro-ph/0509172, Bibcode:2005MmSAI..76..600G
  22. ↑ 22,0 22,1 22,2 22,3 Mirabel, I. Félix; Rodrigues, Irapuan (2003), „Formation of a Black Hole in the Dark“, Science, 300 (5622): 1119–1120, arXiv:astro-ph/0305205, Bibcode:2003Sci...300.1119M, doi:10.1126/science.1083451, PMID 12714674
  23. ↑ Staff (February 27, 2004), Galaxy Entree or Main Course?, Swinburne University, Посетено на 2008-03-31
  24. ↑ Herbert, Friedman (2002), „From the ionosphere to high energy astronomy – a personal experience“, The Century of Space Science, Springer, ISBN 0-7923-7196-8
  25. ↑ 25,0 25,1 Liu, C. Z.; Li, T. P. (2004), „X-Ray Spectral Variability in Cygnus X-1“, The Astrophysical Journal, 611 (2): 1084–1090, arXiv:astro-ph/0405246, Bibcode:2004ApJ...611.1084L, doi:10.1086/422209
  26. ↑ Staff (June 26, 2003), The Uhuru Satellite, NASA, Посетено на 2008-05-09
  27. ↑ Giacconi, Riccardo (December 8, 2002), The Dawn of X-Ray Astronomy, The Nobel Foundation, Посетено на 2008-03-24
  28. ↑ Oda, M.; и др. (1999), „X-Ray Pulsations from Cygnus X-1 Observed from UHURU“, The Astrophysical Journal, 166: L1–L7, Bibcode:1971ApJ...166L...1O, doi:10.1086/180726
  29. ↑ Ова е растојанието кое светлината може да го измине за третина од секундата.
  30. ↑ Kristian, J.; и др. (1971), „On the Optical Identification of Cygnus X-1“, The Astrophysical Journal, 168: L91–L93, Bibcode:1971ApJ...168L..91K, doi:10.1086/180790
  31. ↑ Braes, L.L.E.; Miley, G.K. (July 23, 1971), „Physical Sciences: Detection of Radio Emission from Cygnus X-1“, Nature, 232 (5308): 246, Bibcode:1971Natur.232Q.246B, doi:10.1038/232246a0, PMID 16062947
  32. ↑ Braes, L.L.E.; Miley, G.K. (1971), „Variable Radio Emission from X-Ray Sources“, Veröffentlichungen Remeis-Sternwarte Bamberg, 9 (100): 173, Bibcode:1972VeBam.100......
  33. ↑ Abrams, Bernard; Stecker, Michael (1999), Structures in Space: Hidden Secrets of the Deep Sky, Springer, стр. 91, ISBN 1-85233-165-8, Eta Cygni is 25 arc minutes to the west-south-west of this star.
  34. ↑ Webster, B. Louise; Murdin, Paul (1972), „Cygnus X-1—a Spectroscopic Binary with a Heavy Companion?“, Nature, 235 (5332): 37–38, Bibcode:1972Natur.235...37W, doi:10.1038/235037a0
  35. ↑ Bolton, C. T. (1972), „Identification of Cygnus X-1 with HDE 226868“, Nature, 235 (5336): 271–273, Bibcode:1972Natur.235..271B, doi:10.1038/235271b0
  36. ↑ Luminet, Jean-Pierre (1992), Black Holes, Cambridge University Press, ISBN 0-521-40906-3
  37. ↑ Bombaci, I. (1996), „The maximum mass of a neutron star“, Astronomy and Astrophysics, 305: 871–877, arXiv:astro-ph/9608059, Bibcode:1996A&A...305..871B, doi:10.1086/310296
  38. ↑ Rolston, Bruce (November 10, 1997), The First Black Hole, University of Toronto, Архивирано од изворникот на March 7, 2008, Посетено на 2008-03-11
  39. ↑ Shipman, H. L.; Yu, Z; Du, Y.W (1975), „The implausible history of triple star models for Cygnus X-1 Evidence for a black hole“, Astrophysical Letters, 16 (1): 9–12, Bibcode:1975ApL....16....9S, doi:10.1016/S0304-8853(99)00384-4
  40. ↑ Rothschild, R. E.; и др. (1974), „Millisecond Temporal Structure in Cygnus X-1“, The Astrophysical Journal, 189: 77–115, Bibcode:1974ApJ...189L..13R, doi:10.1086/181452
  41. ↑ Koerding, Elmar; Jester, Sebastian; Fender, Rob (2006), „Accretion states and radio loudness in Active Galactic Nuclei: analogies with X-ray binaries“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 372 (3): 1366–1378, arXiv:astro-ph/0608628, Bibcode:2006MNRAS.372.1366K, doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10954.x
  42. ↑ Brainerd, Jim (July 20, 2005), X-rays from AGNs, The Astrophysics Spectator, Посетено на 2008-03-24
  43. ↑ Brocksopp, C.; и др. (1999), „An Improved Orbital Ephemeris for Cygnus X-1“, Astronomy & Astrophysics, 343: 861–864, arXiv:astro-ph/9812077, Bibcode:1999A&A...343..861B
  44. ↑ Bolton, C. T. (1975), „Optical observations and model for Cygnus X-1“, The Astrophysical Journal, 200: 269–277, Bibcode:1975ApJ...200..269B, doi:10.1086/153785
  45. ↑ Gursky, H.; и др. (1971), „The Estimated Distance to Cygnus X-1 Based on its Low-Energy X-Ray Spectrum“, Astrophysical Journal, 167: L15, Bibcode:1971ApJ...167L..15G, doi:10.1086/180751
  46. ↑ Goebel, Greg, 7.0 The Milky Way Galaxy, In The Public Domain, Архивирано од изворникот на 2008-06-12, Посетено на 2008-06-29
  47. ↑ Strohmayer, Tod; Shaposhnikov, Nikolai; Schartel, Norbert (May 16, 2007), New technique for 'weighing' black holes, European Space Agency, Посетено на 2008-03-10
  48. ↑ Staff (January 9, 2006), Scientists find black hole's 'point of no return', Massachusetts Institute of Technology, Архивирано од изворникот на 13 January 2006, Посетено на 2008-03-28
  49. ↑ Dolan, Joseph F. (2001), „Dying Pulse Trains in Cygnus XR-1: Evidence for an Event Horizon?“, The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 113 (786): 974–982, Bibcode:2001PASP..113..974D, doi:10.1086/322917
  50. ↑ Miller, J. M.; и др. (July 20–26, 2003), „Relativistic Iron Lines in Galactic Black Holes: Recent Results and Lines in the ASCA Archive“, Proceedings of the 10th Annual Marcel Grossmann Meeting on General Relativity, Rio de Janeiro, Brazil, стр. 1296, arXiv:astro-ph/0402101, Bibcode:2006tmgm.meet.1296M, doi:10.1142/9789812704030_0093, ISBN 9789812566676
  51. ↑ Roy, Steve; Watzke, Megan (September 17, 2003), "Iron-Clad" Evidence For Spinning Black Hole, Chandra press Room, Посетено на 2008-03-11
  52. ↑ Gou, Lijun; и др. (November 9, 2011), „The Extreme Spin of the Black Hole in Cygnus X-1“, The Astrophysical Journal, American Astronomical Society, 742 (85): 85, arXiv:1106.3690, Bibcode:2011ApJ...742...85G, doi:10.1088/0004-637X/742/2/85
  53. ↑ Podsiadlowski, Philipp; Saul, Rappaport; Han, Zhanwen (2003), „On the formation and evolution of black-hole binaries“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 341 (2): 385–404, arXiv:astro-ph/0207153, Bibcode:2003MNRAS.341..385P, doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06464.x
  54. ↑ Staff (August 30, 2006), More Images of Cygnus X-1, XTE J1650-500 & GX 339-4, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics/Chandra X-ray Center, Посетено на 2008-03-30
  55. ↑ Ling, J. C.; и др. (1997), „Gamma-Ray Spectra and Variability of Cygnus X-1 Observed by BATSE“, The Astrophysical Journal, 484 (1): 375–382, Bibcode:1997ApJ...484..375L, doi:10.1086/304323
  56. ↑ Kylafis, N.; Giannios, D.; Psaltis, D. (2006), „Spectra and time variability of black-hole binaries in the low/hard state“, Advances in Space Research, 38 (12): 2810–2812, Bibcode:2006AdSpR..38.2810K, doi:10.1016/j.asr.2005.09.045
  57. ↑ Titarchuk, Lev; Shaposhnikov, Nikolai (February 9, 2008), „On the nature of the variability power decay towards soft spectral states in X-ray binaries. Case study in Cyg X-1“, The Astrophysical Journal, 678 (2): 1230–1236, arXiv:0802.1278, Bibcode:2008ApJ...678.1230T, doi:10.1086/587124
  58. ↑ Fabian, A. C.; Miller, J. M. (August 9, 2002), „Black Holes Reveal Their Innermost Secrets“, Science, 297 (5583): 947–948, doi:10.1126/science.1074957, PMID 12169716
  59. ↑ Wen, Han Chin (March 1998), Ten Microsecond Time Resolution Studies of Cygnus X-1, Stanford University, стр. 6, Bibcode:1997PhDT.........6W
  60. ↑ Stella, L.; и др. (1985), „The discovery of 4.4 second X-ray pulsations from the rapidly variable X-ray transient V0332 + 53“, Astrophysical Journal Letters, 288: L45–L49, Bibcode:1985ApJ...288L..45S, doi:10.1086/184419
  61. ↑ Narayan, Ramesh (2003), „Evidence for the black hole event horizon“, Astronomy & Geophysics, 44 (6): 77–115, arXiv:gr-qc/0204080, Bibcode:2003A&G....44f..22N, doi:10.1046/j.1468-4004.2003.44622.x
  62. ↑ 62,0 62,1 Torres, Diego F.; и др. (2005), „Probing the Precession of the Inner Accretion Disk in Cygnus X-1“, The Astrophysical Journal, 626 (2): 1015–1019, arXiv:astro-ph/0503186, Bibcode:2005ApJ...626.1015T, doi:10.1086/430125
  63. ↑ S.K. Chakrabarti; L.G. Titarchuk (1995). „Spectral Properties of Accretion Disks around Galactic and Extragalactic Black Holes“. Astrophysical Journal. 455: 623–668. arXiv:astro-ph/9510005v2. Bibcode:1995ApJ...455..623C. doi:10.1086/176610.
  64. ↑ S.K. Chakrabarti; S. Mandal (2006). „The Spectral Properties of Shocked Two-Component Accretion Flows in the Presence of Synchrotron Emission“. The Astrophysical Journal. 642 (1): L49–L52. Bibcode:2006ApJ...642L..49C. doi:10.1086/504319.
  65. ↑ Kitamoto, S.; и др. (2000), „GINGA All-Sky Monitor Observations of Cygnus X-1“, The Astrophysical Journal, 531 (1): 546–552, Bibcode:2000ApJ...531..546K, doi:10.1086/308423
  66. ↑ Begelman, Mitchell C. (2003), „Evidence for Black Holes“, Science, 300 (5627): 1898–1903, Bibcode:2003Sci...300.1898B, doi:10.1126/science.1085334, PMID 12817138
  67. ↑ Russell, D. M.; и др. (2007), „The jet-powered optical nebula of Cygnus X-1“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 376 (3): 1341–1349, arXiv:astro-ph/0701645, Bibcode:2007MNRAS.376.1341R, doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11539.x
  68. ↑ Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E. (1993), „Our Sun. III. Present and Future“, The Astrophysical Journal, 418: 457–468, Bibcode:1993ApJ...418..457S, doi:10.1086/173407
  69. ↑ Gallo, E.; и др. (2005), „A dark jet dominates the power output of the stellar black hole Cygnus X-1“, Nature, 436 (7052): 819–821, arXiv:astro-ph/0508228, Bibcode:2005Natur.436..819G, doi:10.1038/nature03879, PMID 16094361
  70. ↑ Albert, J.; и др. (2007), „Very High Energy Gamma-ray Radiation from the Stellar-mass Black Hole Cygnus X-1“, Astrophysical Journal Letters, 665 (1): L51–L54, arXiv:0706.1505, Bibcode:2007ApJ...665L..51A, doi:10.1086/521145
  71. ↑ Iorio, Lorenzo (2008), „On the orbital and physical parameters of the HDE 226868/Cygnus X-1 binary system“, Astrophysics and Space Science, 315 (1–4): 335–340, arXiv:0707.3525, Bibcode:2008Ap&SS.315..335I, doi:10.1007/s10509-008-9839-y
  72. ↑ 72,0 72,1 Miller, J. M.; и др. (2005), „Revealing the Focused Companion Wind in Cygnus X-1 with Chandra“, The Astrophysical Journal, 620 (1): 398–404, arXiv:astro-ph/0208463, Bibcode:2005ApJ...620..398M, doi:10.1086/426701
  73. ↑ Caballero, M. D. (16–20 February 2004), „OMC-INTEGRAL: Optical Observations of X-Ray Sources“, Proceedings of the 5th INTEGRAL Workshop on the INTEGRAL Universe (ESA SP-552). 16–20 February 2004, Munich, Germany: ESA, 552: 875–878, Bibcode:2004ESASP.552..875C
  74. ↑ Cox, Arthur C. (2001), Allen's Astrophysical Quantities, Springer, стр. 407, ISBN 0-387-95189-X
  75. ↑ Canalizo, G.; и др. (1995), „Spectral variations and a classical curve-of-growth analysis of HDE 226868 (Cyg X-1)“, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, 31 (1): 63–86, Bibcode:1995RMxAA..31...63C
  76. ↑ Conti, P. S. (1978), „Stellar parameters of five early type companions of X-ray sources“, Astronomy and Astrophysics, 63: 225, Bibcode:1978A&A....63..225C
  77. ↑ Sowers, J. W.; и др. (1998), „Tomographic Analysis of Hα Profiles in HDE 226868/Cygnus X-1“, The Astrophysical Journal, 506 (1): 424–430, Bibcode:1998ApJ...506..424S, doi:10.1086/306246
  78. ↑ Hutchings, J. B. (1976), „Stellar winds from hot supergiants“, The Astrophysical Journal, 203: 438–447, Bibcode:1976ApJ...203..438H, doi:10.1086/154095
  79. ↑ Vrtilek, Saeqa D.; Hunacek, A.; Boroson, B. S. (2006), „X-Ray Ionization Effects on the Stellar Wind of Cygnus X-1“, Bulletin of the American Astronomical Society, 38: 334, Bibcode:2006HEAD....9.0131V
  80. ↑ Pooley, G. G.; Fender, R. P.; Brocksopp, C. (1999), „Orbital modulation and longer-term variability in the radio emission from Cygnus X-1“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 302 (1): L1–L5, arXiv:astro-ph/9809305, Bibcode:1999MNRAS.302L...1P, doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02225.x
  81. ↑ Gies, D. R.; и др. (2003), „Wind Accretion and State Transitions in Cygnus X-1“, The Astrophysical Journal, 583 (1): 424–436, arXiv:astro-ph/0206253, Bibcode:2003ApJ...583..424G, doi:10.1086/345345
  82. ↑ Margon, Bruce; Bowyer, Stuart; Stone, Remington P. S. (1973), „On the Distance to Cygnus X-1“, The Astrophysical Journal, 185 (2): L113–L116, Bibcode:1973ApJ...185L.113M, doi:10.1086/181333
  83. ↑ Interstellar Reddening, Swinburne University of Technology, Посетено на 2006-08-10
  84. ↑ Kaler, Jim, Cygnus X-1, University of Illinois, Посетено на 2008-03-19
  85. ↑ Hawking, Stephen (1988), A Brief History of Time, Bantam Books, ISBN 0-553-05340-X
  86. ↑ Hawking, Stephen (1998), A Brief History of Time (Updated and Expanded Tenth Anniversary. изд.), Bantam Doubleday Dell Publishing Group, ISBN 0-553-38016-8
  87. ↑ Thorne, Kip (1994), Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy, W. W. Norton & Company, ISBN 0-393-31276-3
  88. ↑ Vaughan, Simon. „Hawking Thorne wager“. University of Leicester. Архивирано од изворникот на 2020-05-13. Посетено на 4 February 2018.
  89. ↑ „Black Hole Apocalypse“. PBS.org. Посетено на 4 February 2018.

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]

Координати: Ѕвездена карта &1000000000000001900000019ч &1000000000000005800000058м &1000000000021675600000021,6756с, +&1000000000000003500000035° &1000000000000001200000012′ &1000000000000577500000005,775″

Тела во соѕвездието Лебед
Ѕвезди
(список)
Бајер
Флемстид
Променливи
HR
HD
Глизе
Кеплер
Други
Ѕвездени
јата
Здруженија
Расеани
Молекуларни
облаци
Маглини
Темни
H II
Планетарни
WR
ОСН
Галаксии
NGC
Други
Галактички
јата
Други
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Лебед_X-1&oldid=5278085“