حساب کاربری
​
زمان تقریبی مطالعه: 16 دقیقه
لینک کوتاه

ماکیان ایکس یک

یک منبع مشهور پرتوی ایکس در آسمان

ماکیان ایکس یک یا دجاجه ایکس یک (به انگلیسی: Cygnus X-1، کوتاه‌شده: Cyg X-1‏) منبعی مشهور از پرتو ایکس در فضا است که در صورت فلکی ماکیان قرار دارد. در سال ۱۹۶۴ و در خلال پرواز یک تلسکوپ فضایی مدار پایین کشف شد و یکی از بزرگترین منابع پرتو ایکس در آسمان است که پرتوی ایکسی با شارش ۲٫۳‎×۱۰ WmHz‏ تولید می‌کند. ماکیان ایکس یکی از بزرگترین احتمالات برای سیاه‌چاله است. این جسم حدود ۲۱٫۲ برابر جرم خورشید، تخمین زده می‌شود

HDE 226868

HDE 226868 (نمایش داده نشده‌است) در نزدیکی ستاره η (پایین مرکز) در نقشه ماکیان.
اطلاعات رصدی
مبدأ J2000      اعتدال J2000
صورت فلکی ماکیان
بعد ۱۹ ۵۸ ۲۱٫۶۷۵۶
میل ‏۰۵٫۷۷۵″۱۲′‎+۳۵°
قدر ظاهری (ع) ۸٫۹۵
مشخصات
نوع طیف O9.7Iab
شاخص رنگ U−B −0.30
شاخص رنگ B−V +۰٫۸۱
نوع متغیر متغیر بیضوی
اخترسنجی
سرعت شعاعی (Rv)−۱۳ ک.م./ث
حرکت خاص (μ) بعد: −۳٫۸۲ mas/yr
میل: −۷٫۶۲ mas/yr
اختلاف‌منظر (π)۰٫۵۸ mas
فاصله۶۰۰۰ سال نوری
(۲۰۰۰ پارسک)
قدر مطلق (MV)۰٫۲±-۶٫۵
جزئیات
جرم۲۰–۴۰ M☉
شعاع۲۰–۲۲ R☉
درخشندگی(۳–۴)&#۸٬۲۰۶;×۱۰ L☉
گرانش سطحی (log g)۰٫۰۷±۳٫۳۱ cgs
درجه حرارت۳۱٬۰۰۰ کلوین
سن۵ میلیون سال
نام‌گذاری‌های دیگر
BD+۳۴ ۳۸۱۵، HD (یا HDE) ۲۲۶۸۶۸، SAO ۶۹۱۸۱، HIP 98298, V1357 Cyg.

و هرچه در اطرافش باشد به مشابه این رفتار می‌کند که در کنار یک سیاه‌چاله‌است. شعاع افق رویداد آن ۲۶ کیلومتر محاسبه می‌شود.

ماکیان ایکس یک دوتایی پرتو ایکس پرجرم است و حدود ۶۰۰۰ سال نوری از خورشید فاصله دارد که شامل یک ابرغول آبی متغیر با نام HDE ۲۲۶۸۶۸، یک قرص برافزایشی * که پرتو ایکس ایجاد می‌کند می‌شود. مواد دور این سیاه‌چاله میلیون‌ها درجه کلوین (K) دما دارند، و بدین علت در طول موج ایکس تابش می‌کنند. یک جفت افشانه فضایی به شکل عمودی از دو سر سیاه‌چاله خارج می‌شود.

این سامانه عضو یک مجموعه ستاره به نام ماکیان OB3 است، به معنی این‌که ماکیان ایکس یک حدود پنج میلیون سال قدمت دارد و تشکیل یافته از ستاره‌ای با جرم بیشتر از ۴۰ برابر جرم خورشید است. اکثر جرم ستارهٔ قدیمی به خاطر از دست دادن پوسته از بین رفته‌است. مرگ این ستاره همراه با یک ابرنواختر همراه بوده‌است، نتیجه انفجار این بوده‌است که مرکز ستاره به سیاه‌چاله تبدیل شده‌است.

ماکیان ایکس یک موضوع شرط‌بندی علمی بین استیون هاوکینگ و کیپ ثورن در سال ۱۹۷۴ بوده‌است، که در آن هاوکینگ معتقد بود که این جرم یک سیاه‌چاله نیست. او سیاه‌چاله بودن ماکیان ایکس یک را در سال ۱۹۹۰ بعد از کشف اطلاعات مربوط به امواج گرانشی تأیید کرد.

فهرست

  • ۱ کشف و رصد
  • ۲ سیستم ستاره
    • ۲.۱ جرم فشرده
      • ۲.۱.۱ شکل‌گیری
      • ۲.۱.۲ قرص برافزایشی
      • ۲.۱.۳ افشانه‌ها
    • ۲.۲ اچ‌دی‌ای ۲۲۶۸۶۸
  • ۳ استیون هاوکینگ و کیپ ثورن
  • ۴ جستارهای وابسته
  • ۵ منابع
  • ۶ پیوند به بیرون

کشف و رصد

رصد پرتوهای ایکس به اخترشناسان اجازه بررسی پدیده‌های آسمانی را می‌دهد، بلعیده‌شدن گازها در سیاه‌چاله موجب افزایش دمای گازها تا میلیون‌ها درجه کلوین می‌شود و بدین جهت پرتوی ایکس تابش می‌کنند. بهر حال، چون پرتو ایکس توسط جو زمین جذب می‌شود برای مطالعه، دانشمندان یا به ارتفاعات می‌روند ویا از اقمار مصنوعی استفاده کنند. ماکیان ایکس یک از طریق بررسی امواج پرتو ایکس کشف شد. کشف آن از طریق یک پرواز زیرمداری پژوهشی بود، که از سکوی پرتاب وایت سندز در نیومکزیکو پرتاب شد؛ که بخشی از نقشه بررسی منابع پرتو ایکس در آسمان است، در سال ۱۹۶۴ توسط آئروبی که یک فضاپیمای مدار پایین است و در طی نقشه‌برداری کشف شد. این راکت‌ها از شمارشگر گایگر استفاده می‌کردند که طول موج بین ۱ تا ۱۵ آنگستروم و در مقطع‌های ۸٫۴ درجه‌ای را بررسی می‌کرد.

در نتایج این نقشه‌برداری، هشت منبع پرتو ایکس کشف شدند، که در میانشان Cyg XR-1 (بعداً Cyg X-1) و در صورت فلکی ماکیان بود. با مختصات آسمانی بعد ۱۹۵۳ و میل ۳۴٫۶°. در این مکان نور یا امواج رادیویی خاص دیده نمی‌شد.

در بررسی‌های بیشتر، در ۱۹۶۳ و توسط ریکاردو گیاکونی و هرب گورسکی پیشنهاد دادند که همدم ستاره از لحاظ پرتو ایکس بررسی شود. ناسا فضاپیمای اوهارو را در سال ۱۹۷۰ برای این کار فرستاد، اوهارو ۳۰۰ منبع جدید پرتو ایکس را کشف کرد. بررسی‌های اوهارو نشان داد در ماکیان ایکس یک بی‌ثباتی وجود دارد و در هر چند ثانیه تغییراتی در آن به وجود می‌آید. این تغییرات سریع این معنی می‌داد: زایش انرژی به اندازه مساحتی کوچک ۱۰ km، است * سرعت نور ارتباط بین فضاها را محدود می‌کند. برای یک مقایسه قطر خورشید ۱٫۴‎×۱۰ کیلومتر است.

در مدت دوره، یک منبع امواج رادیویی در همان منطقه از فضا کشف شد که از همان منبع پرتو ایکس جاری می‌شد. اندازه‌گیری‌های بیشتر نشان داد مکان انتشار امواج رادیویی متفاوت و در ستاره BD ۳۴°۳۸۱۵، است که، در کره سماوی، مکان این ستاره در نیم درجه‌ای از ستاره قدر چهارم اتا ماکیان قرار دارد. BD ۳۴°۳۸۱۵ یک ابرغول است که، خودش در انتشار پرتو ایکس ناتوان است؛ بنابراین، باید همدمی داشته باشد که دور آن گازهایی با میلیون‌ها درجه کلوین بچرخند تا پرتوی ایکس با این مقدار تولید شود.

لویی وبستر و پائول ماردین، در رصدخانه سلطنتی گرینویچ، و چالرز توماس بولتن، از رصدخانه دیوید دانلوپ که در دانشگاه تورنتو قرار دارد، در سال ۱۹۷۱ اعلام کردند که جرم پنهانی در همدم BD ۳۴°۳۸۱۵ قرار دارد. این کار از طریق اندازه‌گیری اثر دوپلر در طیف ستاره انجام شد. مقداری جرم قرار دارد که در مدار حرکت می‌کند. نتایج نشان داد این همدم به احتمال زیاد سیاه‌چاله‌است زیرا بیش از سه برابر جرم خورشید، جرم دارد و بیش از این مقدار نمی‌تواند یک ستاره نوترونی باشد.

با بررسی‌های بیشتر احتمال این موضوع تشدید شد و در کنفرانس اتحادیه بین‌المللی نجوم در سال ۱۹۷۳ به تصویب رسید که این ستاره بیشترین شباهت را به سیاه‌چاله دارد. بررسی‌های دقیقتر نشان داد ماکیان ایکس یک تپ‌های با مدت یک میلی‌ثانیه از خود بیرون می‌دهد. این وقفه‌های منظم نشان داد که ماده در محیط سیاه‌چاله در حال بلعیده‌شدن است. تپ‌های پرتو ایکس سه ثانیه بعد از سقوط ماده به سمت سیاه‌چاله ایجاد می‌شود.
این تصویر در پرتو ایکس توسط تلسکوپ بالونی HERO گرفته شده‌است. تصویر از ناسا.

ماکیان ایکس یک تاکنون توسط رصدخانه‌های بسیاری رصد و بررسی شده‌است. تشابهات بین پرتوهای ایکس منتشر شده از HDE 226868/Cygnus X-1 و هسته کهکشانی فعال اشاره به این می‌دارد که ساختمان جذب سیاه‌چاله‌ها همراه با چرخش مواد قبل از بلعیده شدن و ایجاد افشانه‌ها است. به این علت، ماکیان ایکس یک در زمره ستارگانی قرار می‌گیرد که به آنها ریزتپ‌اختر می‌گویند.

سیستم ستاره

این جرم فشرده همدم یک ابر غول آبی است که در طی۰٫۰۰۰۰۱۶±۵٫۵۹۹۸۲۹روز به دور مرکز ثقلشان می‌گردند. از دید زمین، این جسم فشرده هیچ وقت پشت ستاره دیگر نمی‌رود؛ به عبارت دیگر، این سیستم دوتایی به هیچ وجه گرفتی نیست. اگرچه، انحراف مداری مدار این دو، در بررسی‌های سال ۲۰۰۷ ۶٫۸±۴۸٫۰° است، و اینگونه معنی می‌دهد که نیم‌قطر بزرگ حدود ۰٫۲ واحد نجومی است، یا ۲۰٪ فاصله زمین تا خورشید. خروج از مرکز این مدار بسیار پایین و در حدود ۰٫۰۱±۰٫۰۶ است؛ که بسیار نزدیک به دایره می‌باشد. فاصله زمین تا این سامانه برابر ۲٬۰۰۰ پارسک (۶٬۰۰۰سال نوری) است که توسط قمر مصنوعی ابرخس اندازه‌گیری شده‌است، اما در مورد این مقدار شک و تردیدهایی وجود دارد.

این سامانه، حرکاتی نیز با مجموعه ستاره‌ای به نام ماکیان OB3 دارد که در ۲٬۰۰۰ سال نوری از خورشید قرار دارد. این به معنی این است که HDE 226868, Cygnus X-1 و این مجموعه ستاره ماکیان OB3 ممکن است در یک زمان و در یک مکان تشکیل شده‌باشند. اگر این چنین باشد، عمر این سامانه حدود ۱٫۵±۵ میلیون سال است. حرکت HDE ۲۲۶۸۶۸ به سوی Cygnus OB3 برابر ۳±۹ کیلومتر بر ثانیه است، فاصله این سامانه با مرکز مجموعه ستارگان ۶۰ پارسک است، و ممکن است جاذبه‌ای بین آنها باشد به طوری که این فاصله ممکن است در ۲±۷ میلیون سال پیش در کنار هم بوده‌باشند که با سن تخمینی مطابقت دارد.

با عرض سماوی ۳ درجه و طول سماوی ۷۱ درجه، احتمال می‌رود در بازوی جبار در کهکشان راه شیری باشد، این بازو در نزدیکی بازوی کمان قرار دارد اما ثابت شده‌است که ماکیان ایکس یک در این بازو نیست، با وجود اینکه در کهکشان راه شیری مرز مشخصی بین بازوها وجود ندارد.

جرم فشرده

جرم این جسم فشرده به‌طور دقیق مطمئن نیست. مدل تکاملی ستارگان جرم آن را ۵±۲۰ جرم خورشید پیش‌بینی می‌کند، در صورتی که با روش‌های دیگر ۱۰ برابر جرم خورشید تعیین شده‌است. بررسی دوره تناوب جسم پرتو ایکس مقدار جرمش به‌طور دقیق برابر۰٫۸±۸٫۷ جرم خورشید به‌دست می‌دهد. در همه حالات این جسم بسیار مشابه سیاه‌چاله‌است. چون بیشتر از سه برابر جرم خورشید، جرم لاشه باشد محتمل‌ترین امکان سیاه‌چاله است.

یک سیاه‌چاله محوطه گرانشی بزرگ و قوی ایجاد می‌کند که هیچ چیز توانایی خروج ندارد حتی پرتوهای الکترومغناطیسی. به این سرحد افق رویداد و به فاصله بین سطح و مرکز سیاه‌چاله شعاع شوارتزیلد گفته می‌شود، که برای ماکیان ایکس یک حدود ۲۶ کیلومتر محاسبه شده‌است. هر چیزی که به داخل آن سقوط کند(ماده یا فوتون) امکان فرار ندارد.

تنها گواه وجود افق رویداد در سال ۱۹۹۲ و استفاده تلسکوپ فضایی هابل از نور فرابنفش بر می‌گردد. درخشانی یک سیاه‌چاله به خاطر آن است که اجرام انبوهی به دور آن می‌گردند، این سری تپ‌ها از طریق انتقال به قرمز گرانشی تغییر می‌کنند؛ که به همین دلیل طول موجشان زیاد می‌شود، و به خاطر پیش‌گویی نسبیت عام. ماده از حالت جامد بودن خارج شده، و در نهایت به انرژی تبدیل می‌شود، در حقیقت مواد عبور از افق رویداد را حس نمی‌کنند. دو رشته موج ضعیف رصد شد، که وجود سیاه‌چاله را تأیید می‌کنند.تلسکوپ فضایی چاندرا خطوط طیفی اتم آهن را در پرتوهای ایکس بررسی کرد نتیجه‌اش این بود. یک سیاه‌چاله چرخان اجازه می‌دهد اتم‌های در نزدیکی افق رویداد بچرخند اما برای ماکیان ایکس یک هیچ اتمی تا فاصله ۱۶۰ کیلومتری یافت نشد. اگرچه، این جسم ممکن است سیاه‌چاله باشد، اما این داده‌ها نشان می‌دهد این سیاه‌چاله نمی‌چرخد. یا به عبارت دیگر این یک سیاه‌چاله کر نیست.

اگر جسم فشرده سیاه‌چاله باشد شعاع شوارتزیلد آن ۲۶ کیلومتر زمان تبخیر آن ۱‎×۱۰ سال پس از به وجود آمدن آنتروپی‌اش ۱٫۲۲‎×۱۰ ژول بر کلوین * خواهد بود.

شکل‌گیری

بزرگترین ستاره در خوشه ستاره‌ای ماکیان OB3 نزدیک به چهل برابر جرم خورشید جرم دارد. جرم این ستاره به سرعت در حال خارج شدن است، این احتمال را به وجود می‌آورد که از طرف ماکیان ایکس یک در حال جذب شدن است. این ستاره ۳۰ واحد جرم خورشیدی را تا کنون از دست داده‌است. بخشی از جرم از دست رفته ستاره HDE ۲۲۶۸۶۸، بسیار شبیه یک طوفان بسیار بزرگ ستاره‌ای است. غنای هلیوم خارج شده از ستاره HDE ۲۲۶۸۶۸ نیز گواه سیاه‌چاله بودن این امر را تأیید می‌کند. این امکان وجود دارد که ستاره پدر یک ستاره ولف رایت باشد، که بخش قابل توجهی از پوسته‌اش را با یک باد ستاره‌ای قوی از دست داده‌است. اگر ستاره پدر با یک ابرنواختر از بین رفته باشد، رصدها باید از جسم مشابه‌ای خبر می‌دادند که به سرعت در حال خارج شدن باشد. اگرچه این جسم در مدار است، این حاکی از این است که ستاره پدر با انفجار از بین نرفته‌است یا با انفجاری خفیف تبدیل به سیاه‌چاله شده‌است.

قرص برافزایشی

به دور جسم فشرده یک قرص برافزایشی قرار دارد. درون این لوح گازهای یونیزه و بسیار داغ قرار دارند. این گونه مواد تبدیل به پلاسما می‌شوند و شعاع این لوح نزدیک ۵۰۰ برابر شعاع شوارتزشیلد سیاه‌چاله‌است، یا حدود ۱۵٬۰۰۰ کیلومتر.

اگرچه پرتوهایش متغیر است اما یکی از بزرگترین منبع پرتو ایکس آسمان و بزرگترین منبع پرتو ایکس در صورت فلکی ماکیان است. پرتوهای ایکس با انرژی پایین در درون قرص برافزایشی ایجاد می‌شوند، سپس انرژی آنها از طریق پراکندگی کامپتون و به خاطر دمای بالای الکترون‌ها در یک geometrically thicker بالا می‌رود، اما در نزدیکی تاج احاطه می‌شود، و از سطح لوح کوچکتر بازتاب می‌شود. یک امکان دیگر این است که پرتوهای ایکس از طریق پراکندگی کامپتون و از تاج یا افشانه‌ها بیرون آمده باشند.

تغییرات پرتوهای ایکس تاحدودی متناوب و منظم هستند به همین دلیل به آنها تپ‌اختر دوره‌ای (QPO) می‌گویند. جرم جسم فشرده فاصله بین شروع محیط پلاسما تا خارج از تپ‌اختر را مشخص می‌کند، با انتشار شعاع و جرم آن کاهش پیدا می‌کند. با این شیوه می‌توان جرم ماکیان ایکس یک را بدست آورد مشروط بر اینکه یک کنترل ضربدری یا همان بررسی متقابل وجود داشته باشد. ماکیان ایکس یک تغییرات غیرقابل پیش‌بینی بین دو حالت پرتو ایکس دارد، اگرچه ممکن است به‌طور مداوم بین این دو حالت باشد. در وضعیت بالا، پرتوهای ایکس سخت هستند، که بدین معنی است که انرژی زیادی دارند. در وضعیت پایین، پرتوهای ایکس نرم هستند، بدین معنی که پرتوهای ایکس انرژی کمتری دارند. در حالت نرم تغییرات بالاتری اتفاق می‌افتد. در وضعیت سخت محیط تاج و قرص برافزایشی حالت مات به خود می‌گیرند. حالت نرم زمانی اتفاق می‌افتد که قرص برافزایشی به جسم فشرده نزدیک می‌شود (موقعیتی نزدیکتر از ۱۵۰ کیلومتر)، به هنگام سردشدن یا خروج از تاج قرص برافزایشی به حالت سخت برمی‌گردد.

پرتوهای ایکس شارش‌یافته از ماکیان ایکس یک در مدت ۵٫۶ روز تغییر می‌کنند، مخصوصاً در خلال نزدیکی دو ستاره و نزدیک شدن به خط دید زمین. این بدین معنی است که بخشی از پرتوها توسط گازهای دور ستاره جذب می‌شوند، که ممکن به خاطر بادهای ستاره‌ای که از ستاره HDE ۲۲۶۸۶۸ می‌وزد، باشد. حدسی دیگر این است که در دوره ۳۰۰ روزه شارش پرتوها به دلیل تغییر قرص برافزایشی تغییر، می‌کند.

افشانه‌ها

دو زائده از دو طرف جسم فشرده به بیرون پرتاب می‌شوند، و انرژی پتانسیل گرانشی از دست می‌دهند. بخشی از اتلاف انرژی توسط افشانه‌ها صورت می‌گیرد، و عمود بر قرص برافزایشی هستند، که با سرعت نسبیتی حرکت می‌کنند. (یعنی سرعت‌شان نسبت به سرعت نور قابل توجه‌است) این جفت جت این معنی را می‌رساند که قرص برافزایشی انرژی و تکانه زاویه‌ای زیادی را به بیرون پرتاب می‌کند. آنها ممکن است میدان مغناطیسی هم در محیط جسم فسرده ایجاد کنند.

جت‌های ماکیان ایکس یک از لحاظ نور تاریک هستند. بنابر تخمین‌ها جت‌ها انحراف ۳۰ درجه دارند. یکی از جت‌ها با غبار میان ستاره‌ای برخورد داشته‌است، که به خاطر برخود امواج رادیویی شکل گرفته‌است. این تصادم موجب تشکیل یک سحابی شد که از طریق طول موج مرئی نیز قابل دیدن بود. برای تولید چنین سحابی به‌طور متوسط جت (۱۴–۴)‎×۱۰ ارگ/، یا (۹±۵)‎×۱۰وات انرژی صرف کرد. این انرژی ۱٬۰۰۰ برابر انرژی شارش یافته از خورشید است. تاکنون حلقه‌ای در مخالف مسیر وجود ندارند زیرا چگالی جت‌ها کم است.

در سال ۲۰۰۶ ماکیان ایکس یک اولین احتمال سیاه‌چاله‌ها بود که پرتوی گاما با انرژی بالا، بالای ۱۰۰ GeV ارسال می‌کرد. پرتوهای گاما که همزمان با پرتوهای ایکس سخت رصد شدند این مسئله را پیشنهاد می‌کنند که پیوندی میان این اتفاق‌ها وجود دارند. پرتوهای ایکس سخت از افشانه‌ها تولید می‌شود اما پرتوهای گاما از برهمکنش افشانه‌ها با بادهای ستاره‌ای ستاره HDE ۲۲۶۸۶۸ به وجود می‌آیند.

اچ‌دی‌ای ۲۲۶۸۶۸
یک تصویر خیالی از ماکیان ایکس یک و ستاره همدم. طراحی از اسا/هابل.

اچ‌دی‌ای ۲۲۶۸۶۸ (به انگلیسی: HDE 226868) یک ابرغول با رده طیفی ۰۹٫۷ ‎Iab‏ که در سر حد بین کلاس O و کلاس B است؛ و دمای سطح آن ۳۱٬۰۰۰ درجه کلوین است. و جرمش بین ۲۰ تا ۴۰ برابر جرم خورشید است. با مدل تکاملی ستاره‌ای فاصله این ستاره ۲٬۰۰۰ پارسک و شعاعش ۲۰–۲۲ برابر شعاع خورشید و درخشندگی ۳۰۰٬۰۰۰–۴۰۰٬۰۰۰ برابر درخشندگی خورشید پیش‌بینی می‌شود. برای مقایسه، فاصله جسم فشرده با ستاره حدود ۴۰ برابر شعاع خورشید است، یا دو برابر شعاع ستاره.

سطح ستاره HDE 226868 همواره با جذر و مد از طرف هم‌دم‌اش روبه‌رو بوده‌است، و گاهی اوقات پوسته آن پاره می‌شود. بدین علت درخشندگی ظاهری ستاره ۰٫۰۶ قدر در مدت ۵–۶ روز تغییر می‌کند، کمترین قدر هنگامی رخ می‌دهد که ستاره در راستای دید ما باشد. دلیل این مسئله می‌تواند این باشد که این نورها توسط سیاه‌چاله احتمالی جذب می‌شوند

وقتی که طیف ستاره با ستاره مشابه یعنی اپسیلون جبار مطابقت داده شد، نشان داده شد مقدار زیادی هلیوم و مقدار کمی کربن در جو ستاره وجود دارند. بررسی خطوط طیفی ستاره در نور فرابنفش و هیدروژن آلفا و تطابق آن با ستاره مشابه یعنی پی ماکیان نشان می‌دهد، که گازهای زیادی دور ستاره را احاطه کرده‌اند و سرعت این گازهای حدود ۱۵۰۰ کیلومتر بر ثانیه است. این ستاره از طریق بادهای ستاره‌ای هر سال حدود ۲٫۵‎×۱۰ جرم خورشید از دست می‌دهد این بدین معنی است که هر ۴۰۰٬۰۰۰ سال به اندازه کل جرم خورشید جرم از دست می‌دهد. اثر گرانشی جسم فشرده باعث چنین بادهایی می‌شود. پرتوهای ایکس ناحیه محیط جسم فشرده نشان می‌دهند که گرم و یونیزه این بادهای خود ستاره هستند. مدار جسم از مناطق مختلفی در مسیر بادهای ستاره‌ای و در طول ۵–۶ روز می‌گذرد، خطوط فرابنفش، امواج رادیویی، و پرتوهای ایکس خودشان متغیر هستند.

لب روش برای ستاره HDE ۲۲۶۸۶۸ اینگونه تعریف می‌شود که منطقه‌ای است که در حرکت اجرام به دلیل جاذبه دو ستاره محدود می‌شود. موادی که از لب روش عبور می‌کنند در مدار یکی از این دو جسم قرار خواهند گرفت. این لب روش نزدیک سطح ستاره‌است اما امکان نزدیکی مواد وجود ندارد، بنابراین موادی که نزدیک هم هستند شروع به جداشدن می‌کنند. اگرچه، بادهای ستاره‌ای بعد از خروج از لب روش به سمت مدار ستاره می‌روند اما بعداً به سمت قرص برافزایشی و جسم فشرده جذب می‌شود.

گاز و گردوغبار میان ستاره‌ای بین این ستاره و خورشید قدر ظاهری ستاره را کاهش می‌دهد و البته به انتقال قرمز ستاره نیز تأثیر می‌گذارند. تخمین مقدار کاهش قدر به دلیل غبارهای میان ستاره‌ای(‎AV‏) ۳٫۳ است. بدون کاهش قدر از طریق غبار میان ستاره‌ای این ستاره از قدر پنجم خواهد بود و می‌توانست با چشم غیرمسلح هم دیده شود.

استیون هاوکینگ و کیپ ثورن

ماکیان ایکس یک موضوع یک شرط‌بندی علمی بین استیون هاوکینگ و کیپ ثورن بود، در این شرط‌بندی هاوکینگ اعتقاد داشت در این منطقه سیاه‌چاله‌ای وجود ندارد. هاوکینگ توضیح داد که اینهم یک جور سیاست عاقبت اندیشانه‌است. در نوشته او در کتاب، تاریخچه زمان،

این یک بیمه نامه برای من است. من بسیار بر روی سیاه‌چاله‌ها کار کردم، و احساس کردم که اگر اینجا سیاه‌چاله نباشد تمام زحماتم به هدر می‌رود. اما در آنصورت، من این احساس را دارم که شرط را برده‌ام، و که چهارسال اشتراک مجله کاراگاه خصوصی (Private Eye) استفاده می‌کنم. اگر این سیاه‌چاله واقعاً وجود داشته باشد، کیپ یک سال مجله پنت‌هاوس را رایگان می‌برد. وقتی که این شرط‌بندی را در سال ۱۹۷۵ قرار گذاشتیم، ما ۸۰ درصد مطمئن بودیم که ماکیان ایکس یک سیاه‌چاله‌است. اکنون، من ۹۵ درصد مطمئن هستم، ولی هنوز شرط‌بندی برقرار است.

در ویرایش دهمین سالگرد کتاب تاریخچه زمان هاوکینگ شرط را واگذار کرد با توجه به اینکه بسیاری از رصدخانه‌ها ماکیان ایکس یک را سیاه‌چاله می‌دانند، کیپ ثورن در کتاب شخصی‌اش سیاه‌چاله‌ها و ریسمان‌های زمان، گفت که هاوکینگ در روسیه به دفتر وی آمده و شرط را واگذار کرده‌است.

جستارهای وابسته

  • Earth-moon.jpgدرگاه فضا
  • Saturn mark.svgدرگاه اخترشناسی
  • Stylised atom with three Bohr model orbits and stylised nucleus.svgدرگاه فیزیک
  • Telecom-icon.svgدرگاه فناوری
  • Sciences exactes.svgدرگاه دانش
  • سیاه‌چاله

منابع

عمومی

Wikipedia contributors, "Cygnus X-1," Wikipedia, The Free Encyclopedia, http://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Cygnus_X-1&oldid=227649084 (accessed July 26، ۲۰۰۸).

ویژه
  1. ↑ برنارد آبرامز (۱۹۹۹)، Structures in Space: Hidden Secrets of the Deep Sky، Springer، ص. ۹۱، شابک ۱-۸۵۲۳۳-۱۶۵-۸، Eta Cygni is 25 arc minutes to the west-south-west of this star. (ارجاع دست دوم)
  2. ↑ استاف (۳ مارس، ۲۰۰۳). "ماکیان ایکس یک دوتای پرجرم پرتو ایکس" (به انگلیسی). Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2008-03-03.
  3. ↑ جی براگمن (۱۹۷۳)، «رنگ‌ها، قدر و خطوط طیفی ماکیان ایکس یک»، بولتن آبزرواتوری، ش. ۶۴۷، دریافت‌شده در ۲۰۰۸-۰۳-۰۳(ارجاع دست دوم)
  4. ↑ نیک‌ساو (۱۹۸۷)، «The primary orbit and the absorption lines of HDE 226868 (Cygnus X-1)»، Astrophysical Journal, Part 1، ش. ۳۲۱، ص. ۴۲۵–۴۳۷، دریافت‌شده در ۲۰۰۸-۰۵-۰۲(ارجاع دست دوم)
  5. ↑ لورنزو یوریو (۲۴ ژوئیه، ۲۰۰۷)، «On the orbital and physical parameters of the HDE 226868/Cygnus X-1 binary system»، e-print، doi:10.1007/s10509-008-9839-y
  6. ↑ جی زیوسکی (۲۰۰۵)، «Evolutionary constraints on the masses of the components of HDE 226868/Cyg X-1 binary system»، Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ش. ۳۵۸، ص. ۸۵۱–۸۵۹، doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08796.x نکته: برای شعاع و درخشندگی، به جدول یک نگاه کنید d=2 kpc.
  7. ↑ Hadrava, Petr (September 15–21، 2007). "Optical spectroscopy of Cyg X-1". Proceedings of RAGtime 9: Workshops on black holes and neutron stars. بازدید شده در 2008-05-03. (ارجاع دست دوم)
  8. ↑ استاف (June 10، ۲۰۰۳). "Integral's view of Cygnus X-1" (به انگلیسی). ESA. Retrieved 2008-03-20.
  9. ↑ «Formation of a Black Hole in the Dark»، Science، ج. ۵۶۲۲ ش. ۳۰۰، ص. ۱۱۱۹–۱۱۲۰، ۲۰۰۳، doi:10.1126/science.1083451، PMID 12714674، دریافت‌شده در ۲۰۰۸-۰۳-۱۵ (ارجاع دست دوم)
  10. ↑ کاکو، میکیو (۱۳۸۸)، «فصل ۱۵۱»، فراسوی اینشتین، تامسون، جنیفر، انتشارات فاطمی، شابک ۹۶۴-۳۱۸-۳۴۶-۷
  11. ↑ باویر (۱۹۶۵)، «Cosmic X-ray Sources»، Science، ج. ۳۶۵۶ ش. ۱۴۷، ص. ۳۹۴–۳۹، doi:10.1126/science.147.3656.394، PMID 17832788(ارجاع دست دوم)
  12. ↑ والتر لوین (۲۰۰۶)، Compact Stellar X-ray Sources، Cambridge University Press، ص. p٫ ۱۵۹، شابک ۰-۵۲۱-۸۲۶۵۹-۴(یادکرد دست دوم)
  13. ↑ Overbye, Dennis (18 February 2021). "A Famous Black Hole Gets a Massive Update - Cygnus X-1, one of the first identified black holes, is much weightier than expected, raising new questions about how such objects form". The New York Times. Retrieved 21 February 2021.
  14. ↑ Miller-Jones, James C. A.; et al. (18 February 2021). "Cygnus X-1 contains a 21–solar mass black hole—Implications for massive star winds". Science. 371 (6533): 1046–1049. arXiv:2102.09091. Bibcode:2021Sci...371.1046M. doi:10.1126/science.abb3363. PMID 33602863. S2CID 231951746. Retrieved 21 February 2021.
  15. ↑ "سیاه‌چاله‌ها" (به انگلیسی). دانشگاه هنگ‌کنگ. ۲۸ ژوئن، ۲۰۰۶. Archived from the original on 10 February 2009. Retrieved 2008-03-28. ;
  16. ↑ برابر از:اینجا بایگانی‌شده در ۲۸ سپتامبر ۲۰۰۸ توسط Wayback Machine آن را دیسک توأم، و صفحه تجمع نیز گفته‌اند.
  17. ↑ تد بان (شهریور ۱۳۸۷)، ترجمهٔ امین اشرفی، «همه آنچه می‌خواستید دربارهٔ سیاه‌چاله‌ها بدانید»، دانشمند، ج. ۶ ش. ۵۳۹، ص. ۲۸
  18. ↑ دی. آر جی‌اس (۱۹۸۶)، The optical spectrum of HDE 226868 = Cygnus X-1. II — Spectrophotometry and mass estimates، ش. ۳۰۴، ص. ۳۷۱–۳۹۳، doi:10.1086/164171 (ارجاع دست دوم)
  19. ↑ ساگاری نایکشین (۳ نوامبر، ۱۹۹۸). "روشنایی پرتو ایکس در ماکیان ایکس یک" (به انگلیسی). دانشگاه کرنل. Retrieved 2008-03-29.
  20. ↑ ای. جی. یانگ (۲۰۰۱)، «A Complete Relativistic Ionized Accretion Disc in Cygnus X-1»، Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ش. ۳۲۵، ص. ۱۰۴۵–۱۰۵۲، doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04498.x(ارجاع دست دوم)
  21. ↑ «سیاه چاله». بایگانی‌شده از اصلی در ۸ ژانویه ۲۰۰۹. دریافت‌شده در ۳ اوت ۲۰۰۸.
  22. ↑ «سیاه‌چاله». گروه سها. بایگانی‌شده از اصلی در ۱۱ مه ۲۰۱۵. دریافت‌شده در ۳ اوت ۲۰۰۸.
  23. ↑ «قرص برافزایشی و تولید افشانه‌ها در سیاه‌چاله‌های دوتایی پرتو ایکس»، Memorie della Società Astronomica Italiana، ش. ۷۵، ص. ۲۸۲–۲۹۰، ۲۰۰۵ (ارجاع دست دوم)
  24. ↑ استاف (۲۷ فوریه، ۲۰۰۴ میلادی)). "ورود به کهکشان یا راه اصلی؟" (به انگلیسی). دانشگاه اسوینبار. Retrieved 2008-03-31.
  25. ↑ فربرد هریتمن (۲۰۰۲)، «From the ionosphere to high energy astronomy – a personal experience»، The Century of Space Science، Springer، شابک ۰-۷۹۲۳-۷۱۹۶-۸(ارجاع دست دوم)
  26. ↑ سی. زی لی (۱۹۹۹)، «X-Ray Spectral Variability in Cygnus X-1»، The Astrophysical Journal، ش. ۶۱۱، ص. ۱۰۸۴–۱۰۹۰، doi:10.1086/422209(ارجاع دست دوم)
  27. ↑ استاف (۲۶ ژوئن، ۲۰۰۳). "ماهواره اوهارو" (به انگلیسی). ناسا. Retrieved 2008-05-09.
  28. ↑ ریکاردو گیاکونی (December 8، ۲۰۰۲). "The Dawn of X-Ray Astronomy" (به انگلیسی). The Nobel Foundation. Retrieved 2008-03-24.
  29. ↑ ام. اودا (۱۹۹۹)، «X-Ray Pulsations from Cygnus X-1 Observed from UHURU»، The Astrophysical Journal، ش. ۱۶۶، ص. L۱–L۷، doi:10.1086/180726(یادکرد دست دوم)
  30. ↑ این مسافت معادل حرکت سه ثانیه نور است.
  31. ↑ اس باویر (۱۹۷۱)، [On «the Optical Identification of Cygnus X-1 http://adsabs.harvard.edu/abs/1971ApJ...168L..91K»]، The Astrophysical Journal، ش. ۱۶۸، ص. L۹۱–L۹۳، doi:10.1086/180790 (یادکرد دست دوم)
  32. ↑ هربرت گورسکی (۱۹۷۲)، «The Association of X-Ray Sources with Bright Stars»، The Astrophysical Journal، ش. ۱۷۵، ص. L۱۴۱–L۱۴۴، doi:10.1086/181003(ارجاع دست دوم)
  33. ↑ لوییس وبستر (۱۹۷۲)، «Cygnus X-1—a Spectroscopic Binary with a Heavy Companion»، نیچر، ج. ۲ ش. ۲۳۵، ص. ۳۷–۳۸، doi:10.1038/235037a0
  34. ↑ بولتون (۱۹۷۲)، «Identification of Cygnus X-1 with HDE 226868»، نیچر، ج. ۲ ش. ۲۳۵، ص. ۲۷۱–۲۷۳، doi:10.1038/235271b0
  35. ↑ جین پیر لومینت (۱۹۹۲)، سیاه‌چاله‌ها، انتشارات دانشگاه کمبریج، شابک ۰-۵۲۱-۴۰۹۰۶-۳(ارجاع دست دوم)
  36. ↑ آی بومباسی (۱۹۹۶)، «The maximum mass of a neutron star»، Astronomy and Astrophysics، ش. ۳۰۵، ص. ۸۷۱–۸۷۷، doi:10.1088/1367-2630/7/1/199(ارجاع دست دوم)
  37. ↑ پال هاچ (۱۳۸۴)، «سیاه‌چاله‌ها»، ساختار ستارگان و کهکشان‌ها، ترجمهٔ توفیق حیدرزاده، تهران: موسسه جغرافیای و کارتوگرافی گیتاشناسی، ص. ۱۸۱و۱۸۲، شابک ۹۶۴-۶۲۴۱-۱۰-۷
  38. ↑ براس لورستن (November 10، ۱۹۹۷). "The First Black Hole" (به انگلیسی). University of Toronto. Retrieved 2008-03-11.
  39. ↑ شیپ‌من (۱۹۷۵)، «The implausible history of triple star models for Cygnus X-1 Evidence for a black hole»، Astrophysical Letters، ج. ۱ ش. ۱۶، ص. ۹–۱۲(ارجاع دست دوم)
  40. ↑ آرای روچیلد (۱۹۷۴)، «Millisecond Temporal Structure in Cygnus X-1»، The Astrophysical Journal، ش. ۱۸۹، ص. ۷۷–۱۱۵، doi:10.1086/181452(ارجاع دست دوم)
  41. ↑ المر کوردینگ (۲۰۰۶)، «Accretion states and radio loudness in Active Galactic Nuclei: analogies with X-ray binaries»، Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ش. ۳۷۲، ص. ۱۳۶۶–۱۳۷۸، doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10954.x(ارجاع دست دوم)
  42. ↑ جیم برینرد (July 20، ۲۰۰۵). "X-rays from AGNs" (به انگلیسی). The Astrophysics Spectator. Retrieved 2008-03-24.
  43. ↑ سی بروکسپ (۱۹۹۹)، «An Improved Orbital Ephemeris for Cygnus X-1»، Astronomy & Astrophysics، ش. ۳۴۳، ص. ۸۶۱–۸۶۴(ارجاع دست دوم)
  44. ↑ «Optical observations and model for Cygnus X-1»، The Astrophysical Journal، ش. ۲۰۰، ص. ۲۶۹–۲۷۷، ۱۹۷۵ (ارجاع دست دوم)
  45. ↑ اچ گورسکی (۱۹۷۱)، «The Estimated Distance to Cygnus X-1 Based on its Low-Energy X-Ray Spectrum»، Astrophysical Journal، ش. ۱۶۷، ص. L۱۵(ارجاع دست دوم)
  46. ↑ جرج جیئوبل. "7.0 The Milky Way Galaxy" (به انگلیسی). In The Public Domain. Archived from the original on 12 June 2008. Retrieved 2008-06-29.
  47. ↑ "New technique for 'weighing' black holes" (به انگلیسی). اسا. May 16، ۲۰۰۷. Retrieved 2008-03-10. ; (ارجاع دست دوم)
  48. ↑ زیلیک و اسمیت (۱۳۷۸)، «مرگ ستارگان»، نجوم و اخترفیزیک مقدماتی، ترجمهٔ جمشید قنبری، تقی عدالتی، مشهد: دانشگاه امام رضا، ص. ۲۱۹، شابک ۹۶۴-۶۵۸۲-۱۴-۱
  49. ↑ ا. ای. روزلر (۱۹۹۸)، «Almost-Black-Holes: an old—new paradigm»، Chaos, Solitons & Fractals، ج. ۷ ش. ۹، ص. ۱۰۲۵–۱۰۳۴، doi:10.1016/S0960-0779(98)80004-0(ارجاع دست دوم)
  50. ↑ استاف (۹ ژانویه، ۲۰۰۶). "Scientists find black hole's 'point of no return'" (به انگلیسی). Massachusetts Institute of Technology. Archived from the original on 13 January 2006. Retrieved 2008-03-28.
  51. ↑ جوزف دولان (۲۰۰۱)، «Dying Pulse Trains in Cygnus XR-1: Evidence for an Event Horizon»، The Publications of the Astronomical Society of the Pacific، ش. ۱۱۳، ص. ۹۷۴–۹۸۲، doi:10.1086/322917 (ارجاع دست دوم)
  52. ↑ Miller, J. M. (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. بازدید شده در 2008-03-11. (ارجاع دست دوم)
  53. ↑ روی استیو (۱۷ سپتامبر ۲۰۰۳). "Iron-Clad" Evidence For Spinning Black Hole"". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (به انگلیسی). Chandra press Room. Retrieved 5 May 2018.
  54. ↑ استیون هاوکینگ (۱۳۸۳)، «سیاه‌چاله‌ها»، تاریخچه زمان، ترجمهٔ محمدرضا محجوب، شرکت سهامی انتشار، ص. ۱۲۳–۱۲۷، شابک ۹۶۴-۵۷۳۵-۱۹-X
  55. ↑ این عدد از فرمول زیر که در منبع درج شده‌است به دست‌آمده:
    S = A k c 3 4 ℏ G

    که در آن s آنتروپی، A مساحت افق رویداد، k ثابت بولتزمن، c سرعت نور G ثابت جهانی گرانش و ℏ
    ثابت کاهیده پلانک است.
  56. ↑ استیون هاوکینگ (۱۳۸۴)، «ریخت و شکل زمان»، جهان در پوست گردو، ترجمهٔ محمدرضا محجوب، حریر، ص. ۹۹، شابک ۹۶۴-۹۳۳۴۲-۵-۴
  57. ↑ فیلیپ پودیلوزسکی (۲۰۰۲)، «On the formation and evolution of black-hole binaries»، Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ج. ۲ ش. ۳۴۱، ص. ۳۸۵–۴۰۴، doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06464.x(ارجاع دست دوم)
  58. ↑ میرترابی, محمدتقی (زمستان ۱۳۸۳). "خواص سیاه‌چاله‌ها" در همایش سیاه‌چاله‌ها و ستاره‌های نوترونی.. 
  59. ↑ جی سی لینگ (۱۹۹۷)، «Gamma-Ray Spectra and Variability of Cygnus X-1 Observed by BATSE»، The Astrophysical Journal، ش. ۴۸۴، ص. ۳۷۵–۳۸۲، doi:10.1086/304323(ارجاع دست دوم)
  60. ↑ ان. کیلیفس (۲۰۰۶)، «Spectra and time variability of black-hole binaries in the low/hard state»، Advances in Space Research، ش. ۳۸، ص. ۲۸۱۰–۲۸۱۲، doi:10.1016/j.asr.2005.09.045 (ارجاع دست دوم)
  61. ↑ cross-check
  62. ↑ Shaposhnikov, Nikolai (۹ فوریه، ۲۰۰۸). "On the nature of the variability power decay towards soft spectral states in X-ray binaries. Case study in Cyg X-1" (به انگلیسی). Retrieved 2008-04-02. ;
  63. ↑ دیه‌گو تورس (۲۰۰۵)، Probing the Precession of the Inner Accretion Disk in Cygnus X-1، ش. ۶۲۶، ص. ۱۰۱۵–۱۰۱۹، doi:10.1086/430125 (ارجاع دست دوم)
  64. ↑ جی. کیتوماتو (۲۰۰۰)، «GINGA All-Sky Monitor Observations of Cygnus X-1»، The Astrophysical Journal، ج. ۵۳۱، ص. ۵۴۶–۵۵۲، doi:10.1086/308423(ارجاع دست دوم)
  65. ↑ میتشل بگلمن (۲۰۰۳)، «Evidence for Black Holes»، Science، ج. ۵۶۲۷ ش. ۳۰۰، ص. ۱۸۹۸–۱۹۰۳، doi:10.1126/science.1085334، PMID 12817138(ارجاع دست دوم)
  66. ↑ دی. ام راسل (۲۰۰۷)، «The jet-powered optical nebula of Cygnus X-1»، Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ج. ۳ ش. ۳۷۶، ص. ۱۳۴۱–۱۳۴۹، doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11539.x(ارجاع دست دوم)
  67. ↑ جولیانو ساکمن (۱۹۹۳)، «Our Sun. III. Present and Future»، The Astrophysical Journal، ش. ۴۱۸، ص. ۴۵۷–۴۶۸، doi:10.1086/173407(ارجاع دست دوم)
  68. ↑ ای. گالو (۲۰۰۵)، «A dark jet dominates the power output of the stellar black hole Cygnus X-1»، مجلهٔ طبیعت، ج. ۷۰۵۲ ش. ۴۳۶، doi:10.1038/nature03879 (ارجاع دست دوم)
  69. ↑ آلبرت اتل (۲۰۰۷)، «Very High Energy Gamma-ray Radiation from the Stellar-mass Black Hole Cygnus X-1»، Astrophysical Journal Letters، ش. ۶۶۵، ص. L۵۱–L۵۴، doi:10.1086/521145(ارجاع دست دوم)
  70. ↑ جی. ام میلر (۲۰۰۵)، «Revealing the Focused Companion Wind in Cygnus X-1 with Chandra»، The Astrophysical Journal، ش. ۶۲۰، ص. ۳۹۸–۴۰۴، doi:10.1086/426701(ارجاع دست دوم)
  71. ↑ Caballero, M. D. (۱۶–۲۰ فوریه ۲۰۰۴). "OMC-INTEGRAL: Optical Observations of X-Ray Sources". Proceedings of the 5th INTEGRAL Workshop on the INTEGRAL Universe, مونیخ. آلمان: ESA. بازدید شده در 2008-03-17. (ارجاع دست دوم)
  72. ↑ آرتور کوکس (۲۰۰۱)، Allen's Astrophysical Quantities، Springer، ص. ۴۰۷، شابک ۰-۳۸۷-۹۵۱۸۹-X(ارجاع دست دوم)
  73. ↑ جی. کالیزو (۱۹۹۵)، «Spectral variations and a classical curve-of-growth analysis of HDE 226868 (Cyg X-1»، Rev. Mex. Astron. Astrofis.، ج. ۱ ش. ۳۱، ص. ۶۳–۸۶(ارجاع دست دوم)
  74. ↑ پی. اس کونتی (۱۹۷۸)، «Stellar parameters of five early type companions of X-ray sources»، Astronomy and Astrophysics، ش. ۶۳، ص. ۱–۲(ارجاع دست دوم)
  75. ↑ جی. دبلیو سورز (۱۹۹۸)، «Tomographic Analysis of Hα Profiles in HDE 226868/Cygnus X-1»، The Astrophysical Journal، ج. ۱ ش. ۵۰۶، ص. ۴۲۴–۴۳۰، doi:10.1086/306246(ارجاع دست دوم)
  76. ↑ جی. بی هاتچین (۱۹۷۶)، «Stellar winds from hot supergiants»، The Astrophysical Journal، ش. ۲۰۳، ص. ۴۳۸–۴۴۷، doi:10.1086/154095
  77. ↑ سیکوا ورتیلک (۲۰۰۶)، «X-Ray Ionization Effects on the Stellar Wind of Cygnus X-1»، Bulletin of the American Astronomical Society، ش. ۳۸، ص. ۳۳۴(ارجاع دست دوم)
  78. ↑ «Orbital modulation and longer-term variability in the radio emission from Cygnus X-1»، Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ج. ۱ ش. ۳۰۲، ص. L۱–L۵، ۱۹۹۹، doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02225.x (ارجاع دست دوم)
  79. ↑ دی. آر جی‌اس (۲۰۰۳)، «Wind Accretion and State Transitions in Cygnus X-1»، The Astrophysical Journal، ش. ۵۸۳، ص. ۴۲۴–۴۳۶، doi:10.1086/345345(ارجاع دست دوم)
  80. ↑ بروس مارگون (۱۹۷۳)، «On the Distance to Cygnus X-1»، The Astrophysical Journal، ج. ۲ ش. ۱۸۵، ص. L۱۱۳–L۱۱۶، doi:10.1086/181333(ارجاع دست دوم)
  81. ↑ "Interstellar Reddening" (به انگلیسی). Swinburne University of Technology.
  82. ↑ جیم کالر. "Cygnus X-1" (به انگلیسی). دانشگاه ایلی‌نویز. Archived from the original on 4 July 2008. Retrieved 2008-03-19.
  83. ↑ کیپ ثورن (۱۹۹۴)، سیاه‌چاله‌ها و ریسمان زمان، W. W. Norton & Company، شابک ۰-۳۹۳-۳۱۲۷۶-۳(ارجاع دست دوم)

پیوند به بیرون

  • استاف (June 10، ۲۰۰۵). "Artist's impression of Cygnus X-1" (به انگلیسی). ESA. Retrieved 2008–03–24.
  • استاف (April 1، ۱۹۹۶). "Cygnus X-1، the black hole" (به انگلیسی). Astronomical Observatory of the Jagiellonian University. Retrieved 2008–03–24.
  • دبلیو. سیرمن. (December 18، ۲۰۰۲). "Black Hole in Cygnus" (به انگلیسی). ESA. Archived from the original on 15 September 2015. Retrieved 2008–03–29.
  • ماکیان ایکس یک در ویکی‌اسکای. اوآرجی: DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Hydrogen α, [۱]، Astrophoto, نقشۀ آسمان، Articles and images
آخرین نظرات
  • اعتدال
کلیه حقوق این تارنما متعلق به فرا دانشنامه ویکی بین است.