Cygnus X -1 - Cygnus X-1

Souřadnice : Mapa oblohy 19 h 58 m 21,6756 s , +35 ° 12 ′ 05,775 ″

Cygnus X-1/HDE 226868
Diagram znázorňující polohy hvězd a hranice souhvězdí Labutě a jeho okolí
Cercle rouge 100%.svg
Poloha Cygnus X-1 (v kroužku) nalevo od Eta Cygni v souhvězdí Cygnus na základě známých souřadnic
Data pozorování Epocha J2000       Equinox J2000
Souhvězdí Cygnus
Pravý vzestup 19 h 58 m 21,67595 s
Deklinace +35 ° 12 ′ 05,7783 ″
Zdánlivá velikost  (V) 8,95
Charakteristika
Spektrální typ O9.7 Ib
Barevný index U -B −0,30
Index barev B - V +0,81
Variabilní typ Elipsoidní proměnná
Astrometrie
Radiální rychlost (R v ) −13 km/s
Správný pohyb (μ) RA:  −3,37  mas / rok
prosince:  −7,15  mas / rok
Paralaxa (π) 0,539 ± 0,033  mas
Vzdálenost 6 100 ± 400  ly
(1900 ± 100  ks )
Absolutní velikost  (M V ) −6,5 ± 0,2
Podrobnosti
Hmotnost 21,2  M
Poloměr 20-22  R
Zářivost 3–4 × 10 5  L
Povrchová gravitace (log  g ) 3,31 ± 0,07  cgs
Teplota 31 000  K.
Otáčení každých 5,6 dne
Stáří Myr
Další označení
AG (nebo AGK2) +35 1910, BD +34 3815, HD (nebo HDE)  226868, HIP  98298, SAO  69181, V1357 Cyg.
Odkazy na databázi
SIMBAD data

Cygnus X-1 (zkráceně Cyg X-1 ) je zdroj galaktického rentgenového záření v souhvězdí Labutě a byl prvním takovým zdrojem, který byl obecně uznáván jako černá díra . Byl objeven v roce 1964 při rakety letu , a je jedním z nejsilnějších rentgenových zdrojů pohledu ze Země a vytváří vrchol rentgenové hustotu toku z2,3 × 10 −23  W m −2 Hz −1 (2,3 × 10 3  Jansky ). Patří mezi nejstudovanější astronomické objekty ve své třídě. Odhaduje se, že tento kompaktní objekt má nyní hmotnost asi 21,2krát větší než hmotnost Slunce a ukázalo se, že je příliš malý na to, aby mohl být jakýmkoli známým druhem normální hvězdy nebo jiného pravděpodobného objektu kromě černé díry. Pokud ano, poloměr jejího horizontu událostí300  km „jako horní hranice lineárního rozměru zdrojové oblasti“ příležitostných rentgenových výbuchů trvajících jen asi 1 ms.

Cygnus X-1 patří do vysoce hmotného rentgenového binárního systému, který se nachází asi 6 070  světelných let od Slunce a obsahuje modrou supergiantní proměnnou hvězdu označenou HDE 226868, která obíhá kolem 0,2 AU, neboli 20% vzdálenosti. ze Země na Slunce. Hvězdný vítr od hvězdy poskytuje materiál pro akrečního disku kolem zdroj rentgenového záření. Hmota ve vnitřním disku se zahřívá na miliony stupňů a vytváří pozorované rentgenové paprsky. Dvojice trysek , uspořádaných kolmo na disk, unáší část energie padajícího materiálu pryč do mezihvězdného prostoru.

Tento systém může patřit do hvězdné asociace zvané Cygnus OB3, což by znamenalo, že Cygnus X-1 je starý asi pět milionů let a vznikl z předkové hvězdy, která měla více než40  slunečních hmot . Většina hmoty hvězdy byla prolita, pravděpodobně jako hvězdný vítr. Pokud by tato hvězda explodovala jako supernova , výsledná síla by s největší pravděpodobností vynesla zbytek ze systému. Hvězda se proto místo toho mohla zhroutit přímo do černé díry.

Cygnus X-1 byl předmětem přátelské vědecké sázky mezi fyziky Stephenem Hawkingem a Kipem Thornem v roce 1975, přičemž Hawking vsadil, že to není černá díra. Sázku připustil v roce 1990 poté, co pozorovací údaje posílily případ, že v systému skutečně existuje černá díra . Tato hypotéza postrádá přímé empirické důkazy, ale obecně byla přijata z nepřímých důkazů.

Objev a pozorování

Pozorování rentgenových emisí umožňuje astronomům studovat nebeské jevy zahrnující plyn s teplotami v milionech stupňů. Protože jsou však rentgenové emise blokovány zemskou atmosférou , není pozorování nebeských rentgenových zdrojů možné bez zvedání přístrojů do výšek, kam mohou rentgenové paprsky pronikat. Cygnus X-1 byl objeven pomocí rentgenových přístrojů, které ve vzduchu nesla sondážní raketa vypuštěná z raketové střelnice White Sands v Novém Mexiku . V rámci pokračující snahy zmapovat tyto zdroje byl v roce 1964 proveden průzkum pomocí dvou suborbitálních raket Aerobee . Rakety nesly Geigerovy čítače k měření emise rentgenového záření v rozsahu vlnových délek 1–15  Å přes 8,4 ° část oblohy. Tyto nástroje proletěly oblohu, když se rakety otáčely, a vytvářely mapu těsně rozmístěných skenů.

V důsledku těchto průzkumů bylo objeveno osm nových zdrojů kosmického rentgenového záření, včetně Cyg XR-1 (později Cyg X-1) v souhvězdí Labutě. V nebeských souřadnice tohoto zdroje byly odhadnuty jako Rektascenze 19 h 53 m a sklonu 34,6 °. Nebylo to spojeno s žádným zvlášť prominentním rádiovým nebo optickým zdrojem v té poloze.

Riccardo Giacconi a Herb Gursky navrhli první orbitální satelit pro studium rentgenových zdrojů, když viděli potřebu dlouhodobějších studií . NASA vypustila svůj satelit Uhuru v roce 1970, což vedlo k objevu 300 nových zdrojů rentgenového záření. Rozšířená Uhuruova pozorování Cygnus X-1 ukázala kolísání intenzity rentgenového záření, ke kterému dochází několikrát za sekundu. Tato rychlá variace znamenala, že výroba energie musí probíhat v relativně malé oblasti zhruba10 5  km , protože rychlost světla omezuje komunikaci mezi vzdálenějšími regiony. Pro srovnání velikosti je průměr Slunce asi1,4 × 10 6  km .

V dubnu až květnu 1971 Luc Braes a George K. Miley z Leiden Observatory a nezávisle Robert M. Hjellming a Campbell Wade z Národní radioastronomické observatoře detekovali radiové emise z Cygnus X-1 a jejich přesná rádiová poloha určila X -paprskový zdroj k hvězdě AGK2 +35 1910 = HDE 226868. Na nebeské sféře tato hvězda leží asi půl stupně od hvězdy 4. magnitudy Eta Cygni . Je to superobří hvězda, která sama o sobě není schopna vyzařovat pozorovaná množství rentgenových paprsků. Hvězda proto musí mít společníka, který by mohl zahřát plyn na miliony stupňů potřebných k vytvoření zdroje záření pro Cygnus X-1.

Louise Webster a Paul Murdin , u královský Greenwich observatoř , a Charles Thomas Bolton , pracovat nezávisle at the University of Toronto ‚s David Dunlap observatoř , oznámil objev masivní skrytý společník na HDE 226868 v roce 1971. Měření na směny Dopplerova z spektrum hvězdy demonstrovalo přítomnost společníka a umožnilo odhadnout jeho hmotnost z orbitálních parametrů. Na základě vysoké předpokládané hmotnosti objektu usoudili, že se může jednat o černou díru, protože největší možná neutronová hvězda nemůže překročit trojnásobek hmotnosti Slunce .

S dalším pozorováním, které posílilo důkazy, astronomická komunita na konci roku 1973 obecně připustila, že Cygnus X-1 byl s největší pravděpodobností černou dírou. Přesnější měření Cygnus X-1 prokázala variabilitu až na jednu milisekundu . Tento interval je v souladu s turbulencemi v disku s akreční hmotou obklopující černou díru - akreční disk . Rentgenové výbuchy, které trvají přibližně třetinu sekundy, odpovídají očekávanému časovému rámci hmoty padající směrem k černé díře.

Tento rentgenový snímek Cygnus X-1 byl pořízen balonovým teleskopem, projektem High-Energy Replicated Optics (HERO). Obrázek NASA.

Cygnus X-1 byl od té doby rozsáhle studován pomocí pozorování na orbitálních a pozemních přístrojích. Podobnosti mezi emisemi rentgenových binárních souborů, jako je HDE 226868/Cygnus X-1, a aktivních galaktických jader naznačují společný mechanismus generování energie zahrnující černou díru, obíhající akreční disk a související trysky . Z tohoto důvodu je Cygnus X-1 identifikován mezi třídou předmětů nazývaných mikroquasary ; analog kvazarů nebo kvazi-hvězdných rádiových zdrojů, nyní známých jako vzdálená aktivní galaktická jádra. Vědecké studie binárních systémů, jako je HDE 226868/Cygnus X-1, mohou vést k dalším pohledům na mechaniku aktivních galaxií .

Binární systém

Kompaktní objekt a modré nadobr hvězda vytvoří binární systém, ve kterém oběžné dráze kolem svého těžiště jednou za 5.599829 dny. Z pohledu Země se kompaktní objekt nikdy nedostane za druhou hvězdu; jinými slovy, systém nezatmívá . Avšak sklon oběžné roviny k linii pohledu ze Země zůstává nejistý, s předpovědí v rozmezí od 27-65 ° C. Studie z roku 2007 odhadovala sklon48,0 ± 6,8 ° , což by znamenalo, že polovina hlavní osy je přibližně0,2  AU , neboli 20% vzdálenosti od Země ke Slunci. Okružní výstřednost je považován za jediný0,0018 ± 0,002 ; téměř kruhová oběžná dráha. Vzdálenost Země k tomuto systému je asi 1860 ± 120 parseků (6070 ± 390 světelných let ).

Systém HDE 226868/Cygnus X-1 sdílí společný pohyb prostorem se sdružením hmotných hvězd s názvem Cygnus OB3, který se nachází zhruba na 2 000 parsecích od Slunce. To znamená, že HDE 226868, Cygnus X-1 a tato asociace OB se mohly vytvořit ve stejnou dobu a na stejném místě. Pokud ano, pak je věk systému přibližně5 ± 1,5 Ma . Pohyb HDE 226868 vzhledem k Cygnus OB3 je9 ±km/s ; typická hodnota pro náhodný pohyb v rámci hvězdné asociace. HDE 226868 je o60 parseků z centra asociace a k tomuto oddělení mohlo dojít přibližně za rok7 ± 2 Ma - což zhruba odpovídá odhadovanému věku asociace.

S galaktickou šířkou 4 stupně a galaktickou délkou 71 stupňů tento systém leží uvnitř téže Orionské ostruhy, ve které se Slunce nachází v Mléčné dráze , poblíž místa, kde se ostruha přibližuje ke Střelcovu rameni . Cygnus X-1 byl popsán jako patřící do paže Střelce, ačkoli struktura Mléčné dráhy není dobře zavedená.

Kompaktní objekt

Z různých technik se zdá, že hmotnost kompaktního objektu je větší než maximální hmotnost neutronové hvězdy . Hvězdné evoluční modely naznačují množství20 ± 5 hmotností Slunce , zatímco jiné techniky vyústily v 10 hmotností Slunce. Měření periodicity rentgenové emise v blízkosti objektu přineslo přesnější hodnotu14,8 ± 1 sluneční hmotnost . Ve všech případech je objektem s největší pravděpodobností černá díra - oblast vesmíru s gravitačním polem, které je dostatečně silné, aby zabránilo úniku elektromagnetického záření z interiéru. Hranice této oblasti se nazývá horizont událostí a má efektivní poloměr nazývaný Schwarzschildův poloměr , což je asi44 km pro Cygnus X-1. Cokoli (včetně hmoty a fotonů ), které projde touto hranicí, nemůže uniknout. Nová měření publikovaná v roce 2021 přinesla odhadovanou hmotnost21,2 ± 2,2 sluneční hmotnosti .

Důkazy o právě takovém horizontu událostí mohly být detekovány v roce 1992 pomocí ultrafialových (UV) pozorování pomocí vysokorychlostního fotometru na Hubbleově vesmírném teleskopu . Jak se samosvítící shluky hmoty spirálovitě dostanou do černé díry, jejich záření bude vyzařováno v sérii pulzů, které podléhají gravitačnímu červenému posunu, když se materiál blíží k horizontu. To znamená, že vlnové délky záření se budou neustále zvyšovat, jak předpovídá obecná relativita . Hmota dopadající na pevný kompaktní předmět by vyzařovala poslední dávku energie, zatímco materiál procházející horizontem událostí nikoli. Byly pozorovány dva takové „umírající pulzní vlaky“, což je v souladu s existencí černé díry.

Chandra X-ray Observatory image of Cygnus X-1

Rotace kompaktního objektu není ještě dobře určena. Dřívější analýza dat z vesmírné rentgenové observatoře Chandra naznačila, že se Cygnus X-1 neotáčí ve významném rozsahu. Důkazy oznámené v roce 2011 však naznačují, že rotuje extrémně rychle, přibližně 790krát za sekundu.

Formace

Největší hvězda v asociaci Cygnus OB3 má hmotnost 40krát větší než Slunce. Jak se hmotnější hvězdy vyvíjejí rychleji, znamená to, že progenitorová hvězda Cygnus X-1 měla více než 40 hmotností Slunce. Při současné odhadované hmotnosti černé díry musela progenitorová hvězda ztratit více než 30 hmot Slunce. Část této hmoty mohla být ztracena na HDE 226868, zatímco zbytek byl s největší pravděpodobností vypuzen silným hvězdným větrem. Helium obohacení vnějšího ovzduší HDE 226868 může být důkaz pro tuto přenosu hmoty. Předek se možná vyvinul ve hvězdu Wolf -Rayet , která pomocí tak silného hvězdného větru vyvrhne podstatnou část své atmosféry.

Pokud by progenitorová hvězda explodovala jako supernova , pak pozorování podobných objektů ukazuje, že zbytek by byl s největší pravděpodobností vyvržen ze systému relativně vysokou rychlostí. Když objekt zůstal na oběžné dráze, naznačuje to, že se předek mohl zhroutit přímo do černé díry, aniž by explodoval (nebo přinejmenším způsobil pouze relativně skromnou explozi).

Akreční disk

Chandra X-ray spektrum Cygnus X-1 ukazuje charakteristický pík blízko6,4  keV díky ionizovanému železa v akrečním disku, ale vrchol je gravitačně červeně posunutý, rozšířený Dopplerovým efektem a vychýlen směrem k nižším energiím

Předpokládá se, že kompaktní předmět obíhá tenký plochý kotouč s narůstající hmotou známý jako akreční disk . Tento disk je intenzivně zahříván třením mezi ionizovaným plynem na rychleji se pohybujících vnitřních oběžných drahách a na pomalejších vnějších. Je rozdělena na horkou vnitřní oblast s relativně vysokou úrovní ionizace - tvořící plazmu - a chladnější, méně ionizovanou vnější oblast, která se odhadem rozkládá na 500násobek Schwarzschildova poloměru, tedy asi 15 000 km.

Přestože je Cygnus X-1 vysoce a nepravidelně proměnlivý, je na obloze typicky nejjasnějším trvalým zdrojem tvrdých rentgenových paprsků- s energiemi od asi 30 do několika stovek keV. Rentgenové paprsky jsou produkovány jako fotony s nižší energií v tenkém vnitřním akrečním disku, poté jsou dodávány více energie prostřednictvím Comptonova rozptylu s velmi vysokoteplotními elektrony v geometricky silnější, ale téměř průhledné koróně, která jej obklopuje, a také dalším odrazem z povrchu tenkého disku. Alternativní možností je, že rentgenové paprsky mohou být rozptýleny na bázi paprsku namísto diskové korony.

Emise rentgenového záření z Cygnus X-1 se může měnit v poněkud opakujícím se vzoru zvaném kvaziperiodické oscilace (QPO). Zdá se, že hmotnost kompaktního objektu určuje vzdálenost, ve které okolní plazma začne emitovat tyto QPO, přičemž poloměr emise klesá se snižováním hmotnosti. Tato technika byla použita k odhadu hmotnosti Cygnus X-1, poskytující křížovou kontrolu s jinými hmotnostními derivacemi.

Pulzace se stabilní periodou, podobné těm, které jsou důsledkem rotace neutronové hvězdy, nebyly z Cygnus X-1 nikdy pozorovány. Pulzace z neutronových hvězd jsou způsobeny magnetickým polem neutronové hvězdy; Nicméně, ne-vlasy věta zaručuje, že černé díry nemají magnetické póly. Například rentgenová binární V 0332+53 byla považována za možnou černou díru, dokud nebyly nalezeny pulzace. Cygnus X-1 také nikdy nevykazoval rentgenové výboje podobné těm, které jsou pozorovány z neutronových hvězd. Cygnus X-1 se nepředvídatelně mění mezi dvěma stavy rentgenového záření, i když se rentgenové paprsky mohou mezi těmito stavy také plynule měnit. V nejběžnějším stavu jsou rentgenové paprsky „tvrdé“, což znamená, že více rentgenových paprsků má vysokou energii. V méně obvyklém stavu jsou rentgenové paprsky „měkké“, přičemž více rentgenových paprsků má nižší energii. Měkký stav také vykazuje větší variabilitu. Předpokládá se, že tvrdý stav pochází z korony obklopující vnitřní část neprůhlednějšího akrečního disku. Měkký stav nastane, když se disk přitáhne blíže ke kompaktnímu objektu (možná tak blízko jako150 km ), doprovázené ochlazením nebo vyvržením koróny. Když se vygeneruje nová koróna, Cygnus X-1 přejde zpět do pevného stavu.

Spektrální přechod Cygnus X-1 lze vysvětlit pomocí dvousložkového advektivního řešení toku, jak navrhli Chakrabarti a Titarchuk. Tvrdý stav je generován inverzní Comptonisation fotonů semen z Keplarian disku a podobně synchrotronové fotony produkované horkými elektrony v hraniční vrstvě ( CENBOL ) podporované odstředivým tlakem .

Rentgenový tok z Cygnus X-1 se mění pravidelně každý 5,6 d , zejména během vynikající konjunkce, kdy jsou obíhající objekty nejblíže zarovnány se Zemí a kompaktní zdroj je vzdálenější. To naznačuje, že emise jsou částečně blokovány kolemhvězdnou hmotou, což může být hvězdný vítr z hvězdy HDE 226868. Existuje zhruba300 d periodicita emise, která by mohla být způsobena precesí akrečního disku.

Trysky

Jak narůstající hmota klesá směrem ke kompaktnímu objektu, ztrácí gravitační potenciální energii . Část této uvolněné energie je rozptýlena tryskami částic, zarovnaných kolmo na akreční disk, které proudí ven s relativistickými rychlostmi. (To znamená, že částice se pohybují podstatným zlomkem rychlosti světla .) Tato dvojice paprsků poskytuje prostředek pro akreční disk, který vrhá přebytečnou energii a moment hybnosti . Mohou být vytvořeny magnetickými poli v plynu, který obklopuje kompaktní objekt.

Trysky Cygnus X-1 jsou neefektivní zářiče, a proto uvolňují jen malou část své energie v elektromagnetickém spektru . To znamená, že vypadají „temně“. Odhadovaný úhel trysek k zornému poli je 30 ° a mohou se předběžně zpracovávat . Jeden z paprsků se sráží s relativně hustou částí mezihvězdného média (ISM) a vytváří pod napětím prstenec, který lze detekovat jeho rádiovou emisí. Zdá se, že tato srážka vytváří mlhovinu , která byla pozorována v optických vlnových délkách . K výrobě této mlhoviny musí mít proudový paprsek odhadovaný průměrný výkon 4–14 × 10 36  erg /s , nebo(9 ± 5) x 10 29  W . To je více než 1 000násobek výkonu vyzařovaného Sluncem. V opačném směru neexistuje žádný odpovídající prstenec, protože tento paprsek směřuje do oblasti s nižší hustotou ISM .

V roce 2006 se Cygnus X-1 stal první černou dírou hvězdné hmoty, která prokázala emise gama záření ve velmi vysokém energetickém pásmu, nad100  GeV . Signál byl pozorován současně se vzplanutím tvrdých rentgenových paprsků, což naznačuje souvislost mezi událostmi. Rentgenová erupce mohla být vytvořena na základně paprsku, zatímco paprsky gama mohly být generovány tam, kde paprsek interaguje s hvězdným větrem HDE 226868.

HDE 226868

Umělecký dojem z binární soustavy HDE 226868 – Cygnus X-1. Ilustrace ESA/HST.

HDE 226868 je superobří hvězda se spektrální třídou O9.7 Iab, která je na pomezí hvězd třídy O a třídy B. Má odhadovanou povrchovou teplotu 31 000 K a hmotnost přibližně 20–40krát větší než hmotnost Slunce . Na základě hvězdného evolučního modelu může mít tato hvězda v odhadované vzdálenosti 2 000 parseků poloměr přibližně 15–17krát větší než sluneční poloměr a je přibližně 300 000–400 000krát větší než svítivost Slunce . Pro srovnání se odhaduje, že kompaktní objekt obíhá kolem HDE 226868 ve vzdálenosti asi 40 slunečních poloměrů, což je dvojnásobek poloměru této hvězdy.

Povrch HDE 226868 je slapově zkreslené gravitací masivní společník, tvořící tvar slza, který je dále narušena otáčení. To způsobí, že se optický jas hvězdy mění o 0,06 magnitudy během každé 5,6denní binární oběžné dráhy, přičemž minimální velikost nastává, když je systém zarovnán s přímkou ​​pohledu. „Elipsoidní“ vzor kolísání světla je důsledkem ztmavnutí končetiny a gravitačního ztmavnutí povrchu hvězdy.

Když je spektrum HDE 226868 porovnáno s podobnou hvězdou Epsilon Orionis , první z nich ukazuje v atmosféře nadbytek helia a nedostatek uhlíku . Tyto ultrafialové a vodík alfa spektrální čáry HDE 226868 ukazují profily podobné hvězdě P Cygni , což naznačuje, že hvězda je obklopena plynným obalem, který je urychlován směrem od hvězdy rychlostí asi 1500 km / s.

Stejně jako ostatní hvězdy svého spektrálního typu se předpokládá, že HDE 226868 shazuje hmotu ve hvězdném větru odhadovanou rychlostí2,5 x 10 -6 sluneční masy za rok. To je ekvivalent ztráty hmotnosti rovnající se hmotnosti Slunce každých 400 000 let. Zdá se, že gravitační vliv kompaktního objektu přetváří tento hvězdný vítr a vytváří soustředěnou geometrii větru spíše než sféricky symetrický vítr. Rentgenové záření z oblasti obklopující kompaktní objekt zahřívá a ionizuje tento hvězdný vítr. Jak se objekt pohybuje po různých oblastech hvězdného větru během své 5,6denní oběžné dráhy, UV linie, rádiová emise a samotné rentgenové paprsky se liší.

Roche lalok z HDE 226868 definuje oblast prostoru kolem hvězdy, kde obíhající materiál zůstává gravitačně vázán. Materiál, který projde za tento lalok, může spadnout směrem k obíhajícímu společníkovi. Předpokládá se, že tento Rocheho lalok je blízko povrchu HDE 226868, ale nepřeteče, takže materiál na hvězdném povrchu není jeho společníkem svlékán. Po překročení tohoto laloku je však značná část hvězdného větru vyzařovaného hvězdou vtahována na akreční disk kompaktního objektu.

Plyn a prach mezi Sluncem a HDE 226868 mají za následek snížení zdánlivé velikosti hvězdy a také zčervenání odstínu - červené světlo může účinněji pronikat prachem do mezihvězdného prostředí. Odhadovaná hodnota mezihvězdného vyhynutí (A V ) je 3,3 magnitudy . Bez intervenující hmoty by HDE 226868 byla hvězdou páté velikosti a byla by tedy viditelná pouhým okem.

Stephen Hawking a Kip Thorne

Plakát NASA pro Cygnus X-1

Cygnus X-1 byl předmětem sázky mezi fyziky Stephenem Hawkingem a Kip Thornem , ve které Hawking vsadil na existenci černých děr v regionu. Hawking to později popsal jako „jistou pojistku“. Ve své knize Stručná historie času napsal:

Byla to pro mě forma pojistky. Udělal jsem spoustu práce na černých dírách a všechno by bylo zbytečné, kdyby se ukázalo, že černé díry neexistují. Ale v tom případě bych měl útěchu z výhry své sázky, což by mi vyhrálo čtyři roky časopisu Private Eye . Pokud existují černé díry, Kip získá jeden rok Penthouse . Když jsme v roce 1975 vsadili, byli jsme si na 80% jisti, že Cygnus X-1 je černá díra. V tuto chvíli [1988] bych řekl, že jsme si jisti na 95%, ale sázka musí být ještě vyřízena.

Podle aktualizovaného desátého výročí vydání Stručné historie času Hawking sázku připustil kvůli následným pozorovacím údajům ve prospěch černých děr. Ve své vlastní knize Black Holes and Time Warps Thorne uvádí, že Hawking sázku uznal tím, že se vloupal do Thorneovy kanceláře, když byl v Rusku , našel zarámovanou sázku a podepsal ji. Zatímco Hawking odkazoval na to, že se sázka odehrála v roce 1975, samotná písemná sázka (Thornovým rukopisem, s jeho a Hawkingovým podpisem) nese další svědkové podpisy pod legendou, která uvádí „Svědkem byl tento desátý den v prosinci 1974“. Toto datum potvrdil Kip Thorne v epizodě Novy 10. ledna 2018 na PBS .

Populární kultura

Cygnus X-1 je předmětem dvoudílné písňové série kanadské progresivní rockové skupiny Rush . První část „Kniha I: Plavba“ je poslední písní na albu A Farewell to Kings z roku 1977 . Druhá část „Kniha II: Hemispheres“ je první písní na následujícím albu Hemispheres z roku 1978 . Texty popisují průzkumníka na palubě vesmírné lodi Rocinante , který cestuje do černé díry a věří, že za tím může být něco. Jak se přibližuje, je stále obtížnější ovládat loď a nakonec ho vtáhne gravitační síla.

Viz také

Reference

externí odkazy

Evidence
Předcházející
None
Cyg X-1 je první objevenou černou dírou
Nejméně vzdálená černá díra
1972—1986
Uspěl
V616 Monocerotis