ברבור X-1

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
ברבור X-1
צילום של טלסקופ החלל צ'נדרה
צילום של טלסקופ החלל צ'נדרה
נתוני תצפית
קבוצת כוכבים ברבור (Cygnus)
סוג חור שחור, מקור קרינת X, על-ענק כחול משתנה
בהירות נראית 8.95
סיווג ספקטרלי O9.7Iab
עלייה ישרה 19ʰ 58ᵐ 21.67595ˢ מילי-שניות קשת בשנה
נטייה ‏05.7783″ ‏12′ ‏+35°‏+ מילי-שניות קשת בשנה
מאפיינים פיזיים
בהירות מוחלטת -6.5
מרחק 6,100 שנות אור
1,870.25 פארסק
רדיוס 20-22 רדיוסי שמש
מסה 21.2 מסות שמש
עוצמת הארה פי ‎4×105‎ מהשמש
טמפרטורה 31000 K
מהירות סיבוב סיבוב לכל 5.6 ימים ק"מ/שנייה
גיל חמישה מיליון שנים
מהירות רדיאלית -13 קילומטר בשנייה
תנועה עצמית -3.882 -6.171 [0.048 0.054 90] מילי-שניות קשת בשנה
היסט 0.539

ברבור X-1 (באנגלית: Cygnus X-1), הידוע גם בשם HDE 226868, הוא מקור קרינת רנטגן בקבוצת הכוכבים ברבור, והיה המקור הראשון מסוגו אשר זכה להכרה רחבה מהקהילה המדעית כחור שחור. ברבור X-1 הוא אחד ממקורות קרינת הרנטגן החזקים ביותר אשר ניתנים לצפייה מכדור הארץ, המפיק בשיאו צפיפות שטף קרינת רנטגן של 2.3x10−23 וואט להרץ מטר בריבוע (Wm−2 Hz−1) והוא אחד מהעצמים האסטרונומיים הנחקרים ביותר מסוגו. מסת העצם הדחוס הוערכה בשנת 2021 כ-21.2 מסות שמש.[1][2] מחקרים מראים כי מפאת מסתו הגדולה ורדיוסו הקטן, סביר להניח שהעצם הדחוס בברבור X-1 הוא חור שחור, אשר ערך הגבול העליון לרדיוסו הוא 300 קילומטרים, ופולט פרצי קרינת רנטגן הנמשכים בערך מילי-שנייה בכל פעם.[3]

גילוי ותצפיות[עריכת קוד מקור | עריכה]

תצפיות של פליטות קרינת רנטגן אפשרו לאסטרונומים לחקור תופעות שמימיות הכוללות גזים בטמפרטורות של מיליוני מעלות. היות שקרינת רנטגן נחסמת על ידי אטמוספירת כדור הארץ, תצפיות על ממקורות קרינת רנטגן שמימיים אינה אפשרית ללא שיגור מכשירי מדידה לגבהים בהם קרינת הרנטגן איננה נחסמת על ידי האטמוספירה. ברבור X-1 נתגלה על ידי שימוש בגלאי קרינת רנטגן אשר שוגרו על גבי טיל בטיסה תת-מסלולית אשר שוגר ממטווח הטילים וייט סנדס בניו מקסיקו. כחלק ממאמץ למיפוי מקורות קרינה אלו, נערכה סקירה בשנת 1964 בעזרת שני טילי אירובי(אנג') תת-מסלוליים אשר נשאו עליהם מוני גייגר למדידת פליטות קרני רנטגן בטווח אורכי גל של 1–15 אנגסטרום, באזור של כ-8.4 מעלות מהשמיים. ככל שהטילים הסתובבו על צירם, כך סרקו המכשירים את השמיים ויצרו מפה של סריקות צפופות.[4]

כתוצאה מסקירות אלו, שמונה מקורות קרינת רנטגן קוסמיים התגלו, ובפרט ברבור X-1. הקואורדינטות השמימיות הוערכו כעליה ישרה של 19 שעות, 53 דקות, ונטייה של 34.6 מעלות. המקור לא זוהה עם שום מקור אופטי או מקור גלי רדיו משמעותי במיקום הזה.[4]

נתונים אלו לא הספיקו והיה צורך בסקירה ארוכה יותר. לשם כך, בשנת 1963 האסטרופיזיקאי ריקרדו ג'אקוני והמדען הרב גורסקי הציעו לשגר את הלוויין המסלולי הראשון לחקר מקורות קרינת רנטגן. נאס"א שיגרה בשנת 1970 את "אוהורו", אשר הוביל לגילויים של כ-300 מקורות קרינת רנטגן חדשים. תצפיות נרחבות שביצע אוהורו על ברבור X-1 הראו שינויים מחזוריים בעוצמת קרינת הרנטגן בקצב של כמספר פעמים בשנייה. המשמעות של השינויים המהירים היא שיצירת האנרגיה חייבת לקרות בתוך אזור קטן יחסית של כ־100,000 קילומטרים, שכן מהירות האור מגבילה את התקשורת בין אזורים מרוחקים יותר. לשם השוואה, קוטרה של השמש הוא 1,400,000 קילומטרים לערך.

באפריל ומאי של שנת 1971, גילו לוק ברס וג'ורג' ק. מיילי ממצפה הכוכבים ליידן שבהולנד, ורוברט מ. היילמינג וקמפבל ווייד ממצפה הרדיו-אסטרונומיה הלאומי של ארצות הברית, פליטות גלי רדיו מברבור X-1, אשר אפשרו להם לקבוע בדיוק את מיקום מקור קרינת הרנטגן לכוכב HDE226868. הכוכב שוכן בערך חצי מעלה שמימית מהכוכב אטא בברבור. הכוכב הוא על-ענק שבזכות עצמו איננו מסוגל לפלוט את שטף קרינת הרנטגן שנצפתה. לכן, לכוכב ישנו מלווה שמסוגל לחמם גז למיליוני המעלות הדרושות כדי להוות את מקור גלי הרנטגן בברבור X-1.

לואיז וובסטר ופאול מורדין ממצפה הכוכבים המלכותי של גריניץ', וצ'ארלס תומאס בולטון ממצפה הכוכבים דייוויד דונלאפ של אוניברסיטת טורונטו, הכריזו על גילויו של מלווה מאסיבי בלתי-נראה ל-HDE226868 בשנת 1971. מדידות תזוזת הדופלר בספקטרום הכוכב העידו על נוכחות המלווה ואפשרו להעריך את מסתו בעזרת השפעותיו המסלוליות. בהתבסס על מסתו המוערכת הגבוהה של האובייקט, הוסקה המסקנה כי ייתכן והעצם הדחוס בברבור X-1 הוא חור שחור, שכן מסת כוכב הנייטרונים הגדולה ביותר האפשרית לא עולה על 3 פעמים מסת השמש.[5]

בעזרת תצפיות נוספות שחיזקו את הראיות והממצאים הקודמים, בסוף 1973 הסכימה הקהילה האסטרונומית באופן כללי על היות ברבור X-1 חור שחור.[6][7] מדידות מדויקות יותר של ברבור X-1 הראו השתנות בעוצמת הקרינה של אלפית השנייה- אשר עקבית עם הזרימה הטורבולנטית בדיסקה של חומר שנספח מסביב לחור שחור- דיסקת ספיחה. פרצי קרינת רנטגן שנמשכים שליש שנייה לערך תואמים את מסגרת הזמן הצפויה עבור חומר הנופל אל תוך חור שחור.[8]

מאז, ברבור X-1 נחקר באופן מקיף על ידי תצפיות מטלסקופים במסלול סביב כדור הארץ וכן על מכשירים הממוקמים על פני השטח. הדמיון בין פליטות הקרינה של מערכות קרינת רנטגן בינאריות כמו זו של ברבור X-1/HDE226868 וגרעינים גלקטיים פעילים מעידים על כך שקיים מנגנון משותף של יצירת אנרגיה בעזרת חורים שחורים, דיסקות הספיחה שלהם והסילונים הנוצרים. מסיבה זו, ברבור X-1 מזוהה עם סוג עצמים הנקרא מיקרו-קוואזרים - עצמים קטנים וקרובים המתנהגים כמו קוואזרים, ליבות גלקסיות קדומות. מחקר נוסף אל עבר עצמים כמו ברבור X-1 ודומיו יכולים להוביל לתובנות נוספות על המנגנונים הפועלים בליבותיהן של גלקסיות פעילות.

מערכת בינארית[עריכת קוד מקור | עריכה]

העצם הדחוס והעל-ענק הכחול יוצרים יחדיו מערכת בינארית שבה הם סובבים סביב מרכז המסה המשותף שלהם כל 5.599829 ימים.[9]מנקודת מבטו של צופה מכדור הארץ, העצם הדחוס מעולם לא נעלם מאחורי העל-ענק הכחול- במילים אחרות, המערכת איננה נלקית. אולם, נטיית מישור הסיבוב של הצמד לעומת קו הראיה של צופה מכדור הארץ שנויה במחלוקת, עם תחזיות הנעות בין 27 ל-65 מעלות. מחקר משנת 2007 העריך כי הנטייה נעה בין 41.2 ל-56.8 מעלות, ולפיכך אורך הציר הראשי של המערכת הוא 0.2 יחידות אסטרונומיות. אקסצנטריות הסיבוב היא רק 0.0018±0.002, כלומר, כמעט מעגלית לחלוטין.[10][11] מרחקו של כדור הארץ מהמערכת הוא בערך 1860±120 פארסק, או 6070±390 שנות אור.[12]

מערכת HDE226868/ברבור X-1 נעה דרך החלל יחד עם אסוציאציית כוכבים מאסיביים בשם ברבור-OB3, אשר מרכזה מרוחק בערך 2000 פארסק מהשמש. משמעות הדבר היא שייתכן כי כוכבי האסוציאציה, ובפרט HDE226868 והכוכב שממנו נוצר ברבור X-1, נוצרו באותו זמן ובאותו מקום. אם כך הדבר, גיל המערכת הוא בערך 5±1.5 מיליון שנים. ביחס לשאר כוכבי האסוציאציה. HDE226868 נע ב־9±3 קילומטרים לשנייה- ערך טיפוסי לתנועה אקראית בתוך אסוציאציה כוכבית. HDE226868 ממוקם בערך 60 פרסק ממרכז האסוציאציה והיה יכול להגיע למרחק הזה בתוך 7±2 מיליון שנים- נתון העומד בקנה אחד עם הערכת גיל האסוציאציה כולה.[13]

מיקום המערכת הוא בקו רוחב גלקטי 4° וקו אורך גלקטי 71°, פנימה לתוך זרוע אוריון שבה שוכנת מערכת השמש בשביל החלב,[14] ליד מקום מפגשה עם זרוע קשת. ברבור X-1 תואר לעיתים כשייך לזרוע קשת, אף על פי שמבנה שביל החלב עודנו אינו מוגדר היטב.

עצם דחוס[עריכת קוד מקור | עריכה]

מטכניקות מדידה שונות, נצפתה כי מסת העצם הדחוס גדולה משל המסה המרבית האפשרית עבור כוכב נייטרונים. מודלי התפתחות כוכבים מצביעים על מסה של 20±5 מסות שמש,[15] בעוד שטכניקות אחרות מעידות על תוצאה קרובה יותר ל-10 מסות שמש. מדידת מחזוריות פליטת קרינת הרנטגן ליד העצם הניבה תוצאה מדויקת יותר, כ־14.8±1 מסות שמש. בכל המקרים, העצם הוא ככל הנראה חור שחור[16][11]- אזור בחלל בעל שדה כבידה חזק מספיק כדי למנוע בריחה של קרינה אלקטרומגנטית ממרכזו. גבול האזור הזה נקרא אופק האירועים והוא בעל רדיוס אפקטיבי הנקרא רדיוס שוורצשילד, 44 קילומטרים עבור ברבור X-1. כל דבר, כולל חומר ופוטונים, שעובר דרך גבול זה, אינו מסוגל עוד לצאת.[17] מדידות שפורסמו בשנת 2021 הניבו הערכת מסה בגובה של 21.2±2.2 מסות שמש.[2][1]

ייתכן וראיות המצביעות על אופק אירועים מסוג זה נתגלו בשנת 1992 בעזרת תצפיות בתחומי האולטרא-סגול שנעשו על ידי טלסקופ החלל האבל. כשגושי חומר זוהרים נופלים לתוך החור השחור, קרינתם תיפלט בסדרה של פעימות הנתונות להיסח כבידתי לאדום ככל שהחומר מתקרב יותר ויותר לאופק האירועים. כלומר, אורך-הגל של הקרינה האלקטרומגנטית יגדל בהדרגה, כפי שחוזה תורת היחסות הכללית. כשחומר פוגע בעצם דחוס מוצק הוא פולט פעימה אחרונה של אנרגיה, לעומת חומר החוצה אופק אירועים- שלא פולט את אותה פעימת אנרגיה סופית. עד כה נתגלו שני רצפי פעימות דועכות שכאלו, נתון אשר מעיד על קיומו של חור שחור.[18]

אופן סיבובו של האובייקט הדחוס עדיין אינו ידוע בצורה טובה. ניתוח קודם של מידע מטלסקופ החלל צ'אנדרה העיד על כך שברבור X-1 לא מסתובב בשום קנה מידה משמעותי.[19][20] לעומת זאת, ראיות שהוכרזו בשנת 2011 מעידות על כך שהוא סובב סביב צירו בקצב גבוה מאוד, כ-790 פעמים בשנייה.[21]

יצירה[עריכת קוד מקור | עריכה]

לכוכב המאסיבי ביותר בברבור-OB3 ישנה מסה של כ-40 מסות שמש. היות שכוכבים מאסיביים יותר מתפתחים מהר יותר, והיות והכוכבים בברבור-OB3 נוצרו בערך באותו הזמן, משמעות הדבר היא שהכוכב שממנו נוצר ברבור X-1 היה יותר מאסיבי מ-40 מסות שמש. בהינתן ההערכה הנוכחית למסתו של החור השחור, היה צריך הכוכב הקדום לאבד בערך 20 מסות שמש של חומר. ייתכן וחלק מהמסה הזו אבדה לכוכב המלווה, HDE2226868, בעוד ששאר המסה, בסבירות הגבוהה ביותר, הושלכה אל מחוץ למערכת על ידי רוחות שמש חזקות. ייתכן והעושר היחסי בהליום של האטמוספירה החיצונית של HDE226868 מעיד על חילוף מסה שכזה.[22] ייתכן והכוכב הקדום התפתח עד לכדי כוכב וולף-ראיה, אשר פולט חלק נכבד ממסתו על ידי רוח שמש חזקה שכזו.

אם הכוכב הקדום היה מסיים את חייו כסופר-נובה, אזי החומר היה נפלט מן המערכת במהירות גבוהה יחסית, כשם שקורה במקרים דומים אחרים. היות שהעצם נשאר במסלול, זה מלמד על כך שייתכן והכוכב הקדום קרס ישירות לכדי חור שחור מבלי להתפוצץ (או לכל היותר הפיק פיצוץ צנוע יחסית).[13]

דיסקת ספיחה[עריכת קוד מקור | עריכה]

האובייקט הדחוס מוקף על ידי דיסקה דקה ושטוחה של חומר, הידועה כדיסקת ספיחה. הדיסקה מחוממת כתוצאה מחיכוך בין הגזים במסלולים קרובים יותר לאופק האירועים, שנעים במהירות גבוהה יותר, לגזים במסלולים הרחוקים יותר, שנעים לאט יותר. הדיסקה מחולקת לאזור פנימי חם עם רמה יחסית גבוהה של יינון- היוצר פלזמה - ואזור קר יותר והרבה פחות מיונן, המשתרע עד לפי 500 מרדיוס שוורצשילד,[23] או בערך 15,000 ק"מ. רוח-השמש של הכוכב מספקת את החומר ליצירת דיסקת ספיחה סביב למקור הקרינה.[24] החומר בדיסקה הפנימית מחומם למיליוני מעלות, והטמפרטורה הגבוהה גורמת לחומר לפלוט קרינת רנטגן.[25][23]

אף על פי שהוא משתנה מאוד ובצורה בלתי צפויה, ברבור X-1 הוא המקור הבהיר ביותר של קרינת רנטגן בשמיים.[26] קרני הרנטגן האלו מופקים כאשר פוטונים מאנרגיה נמוכה בדיסקת הספיחה הפנימית הדקה מקבלים אנרגיה דרך פיזור קומפטון עם אלקטרונים בטמפרטורה גבוהה מאוד. תהליך זה מתרחש בעטרה שקופה ועבה העוטפת את העצם, ובנוסף הקרינה מוחזרת מפני השטח של הדיסקה הפנימית.[27] אפשרות אחרת למקור הקרינה הוא שקרני הרנטגן מפוזרים בפיזור קומפטון על ידי בסיסי הסילונים, במקום הדיסקה והעטרה.[28]

פליטות קרינת הרנטגן מברבור X-1 יכולות להשתנות בתבניות מחזוריות חלקית הנקראות QPOs(אנג'), או 'תנודות קוואזי-חזוריות' בתרגום חופשי. מן התצפיות עולה כי מסת העצם הדחוס קובעת את המרחק שבו הפלזמה המקיפה את העצם מתחילה לפלוט תנודות אלו, כאשר הרדיוס המינימלי לפליטה יורד ככל שמסת העצם הדחוס יורדת. בעזרת תכונה זו, התקבלה מדידה עצמאית מטכניקות אחרות למסת העצם הדחוס.[29]

פעימות עם מחזור קבוע, בדומה לאלו הנובעות מסיבובו העצמי של כוכב נייטרונים, מעולם לא נצפו מגיעות מברבור X-1.[30][31]פעימות אלו מתרחשות כתוצאה מהשדה המגנטי של כוכב הנייטרונים; אולם, משפט האין-שיער מבטיח שבחורים שחורים אין קטבים מגנטיים, ולכן ברבור X-1 אינו פולט פעימות מחזוריות בדומה לכוכבי נייטרונים. ברבור X-1 משתנה בין שני מצבי קרינת רנטגן באופן בלתי צפוי, אף על פי שייתכן וקרני הרנטגן משתנות באופן רציף בין שני המצבים בעצמן. במצב הנפוץ ביותר, קרני הרנטגן "קשות", כלומר, יותר קרני רנטגן הן בעלות אנרגיות גבוהות. במצב הנפוץ פחות, קרני הרנטגן "רכות", כאשר יותר קרני רנטגן נמצאות באנרגיות נמוכות. המצב ה"רך" מראה שינויים רבים יותר. המצב ה"קשה" נובע, כנראה, בעטרה המקיפה את החלק הפנימי של דיסקת הספיחה האטומה יותר לאור. המצב ה"רך" נובע מתנועת דיסקת הספיחה קרוב אל העצם הדחוס- כ-150 קילומטרים- ולאחריה קירור או פליטה של העטרה. כאשר עטרה חדשה נוצרת, ברבור X-1 חוזר אל המצב ה"קשה".[32]

ניתן להסביר את המעבר הספקטרלי של ברבור X-1 על ידי פתרון זרימה אדבקטיבית בשני רכיבים.[33] מצב "קשה" נובע מקומפטוניזציה הפוכה של פוטוני מקור מהדיסקה הקפלריאנית, ובצורה דומה, פוטוני סינכוטרון מופקים על ידי האלקטרונים החמים בשכבת הגבול הנתמכת על ידי לחץ צנטריפוגלי.[34]

שטף קרינת הרנטגן מברבור X-1 משתנה באופן מחזורי כל 5.6 ימים, במיוחד בזמן התקבצות עליונה כאשר האובייקטים הסובבים מיושרים בצורה מרבית עם כדור הארץ ובעצם הדחוס רחוק יותר. עובדה זו מצביעה על כך שפליטות הקרינה נחסמות על ידי החומר הכוכבי המקיף את המערכת, שייתכן והוא רוח-שמש מהכוכב HDE226868. יש בערך מחזור של 300 ימים בפליטות הקרינה שיגולות להיגרם מנקיפת דיסקת הספיחה.[35]

סילונים[עריכת קוד מקור | עריכה]

כשחומר מדיסקת הספיחה נופל לתוך העצם הדחוס, הוא מאבד אנרגיה פוטנציאלית כבידתית. חלק מהאנרגיה המשוחררת מפוזרת על ידי סילוני חלקיקים, המיושרים במאונך למישור דיסקת הספיחה, הזורמים החוצה במהירויות יחסותיות, כלומר, באחוז ניכר ממהירות האור. זוג הסילונים האלו מספקים אמצעי עבור דיסקת הספיחה להשיל מעצמה מסה ותנע זוויתי עודפים. ייתכן והסילונים נוצרו על ידי שדות מגנטיים בתוך הגז הסובב את העצם הדחוס.[36]

הסילונים של ברבור X-1 הם פולטי אור בלתי-יעילים ולכן הם פולטים רק חלק קטן מהאנרגיה שלהם בתור קרינה אלקטרומגנטית, ולפיכך, הם נראים 'אפלים'. הזווית המוערכת בין הסילונים לקו הראיה מכדור הארץ הוא 30° וייתכן והם מבצעים תנועת נקיפה.[32] אחד הסילונים מתנגש עם חלק יחסית דחוס בתווך הבין-כוכבי ויוצר טבעת אנרגטית שיכולה להיקלט על ידי פליטות הקרינה שלה בתדרי הרדיו. כנראה, התנגשות זו יוצרת ערפילית ניתנת לצפייה באור נראה. כדי ליצור ערפילית שכזו, לסילון הפוגע צריך להיות הספק ממוצע של 9±5 ×10^29 ואט.[37] הספק זה הוא יותר מאלף פעמים ההספק הנפלט על ידי השמש.[38] בכיוון הנגדי, לא נצפתה טבעת דומה היות שהסילון השני פונה לאזור דליל יותר של החלל הבין-כוכבי.[39]

בשנת 2006, ברבור X-1 היה לחור השחור הראשון בעל מסה כוכבית להראות עדויות לפליטת קרני גמא מעל 100 GeV. האות נצפה ביחד עם פרץ של קרינת רנטגן "קשה", תצפית אשר מרמזת על קשר בין האירועים. פרץ קרני הרנטגן יכול היה להיווצר כאשר הסילון של העצם הדחוס פגש ברוח השמש של HDE226868.[40]

HDE 226868[עריכת קוד מקור | עריכה]

HDE226868 הוא כוכב על-ענק כחול בעל סיווג ספקטרלי של O9.7 Iab- על הגבול בין כוכב מסוג O לסוג B. טמפרטורת פני השטח שלו היא 31,000 קלווין[41] ומסה מוערכת של בין 20 עד 40 מסות שמש. בהתבסס על מודלים התפתחותיים של כוכבים ובהינתן מרחקו של הכוכב מהשמש כ-2,000 פארסק, לכוכב ישנו רדיוס של 15 עד 17 פעמים רדיוסה של השמש[11] ובערך 300,000 עד 400,000 פעמים עוצמת ההארה של השמש.[15][42] לשם השוואה, מוערך כי העצם הדחוס סובב את HDE226868 במרחק של בערך 40 רדיוסי שמש, או פעמיים רדיוס הכוכב עצמו.[43]

פני השטח של HDE226868 מעוותים על ידי כוחות גאות מהמלווה המאסיבי שלו, היוצרים צורת טיפה שבתורה מעוותת יותר על ידי הסיבוב העצמי של הכוכב. מצב זה גורם לבהירות הכוכב להשתנות בעד כ-0.06 סדרי גודל בכל מחזור סיבוב של המערכת הבינארית, כ-5.6 ימים. הבהירות המינימלית מתרחשת כאשר המערכת מיושרת עם קו הצפייה מכדור הארץ.[44] הצורה האליפסואידית של השינויים בעוצמת האור נובעים מהאפלת שפה והחשכה כבידתית ( :Gravity darkening) של פני השטח של הכוכב.[45]

כשמשווים בין ספקטרום הפליטה של HDE226868 לעומת כוכבים דומים כמו אלנילם, הכוכב מראה נוכחות יתר של הליום ונוכחות מופחתת של פחמן באטמוספירה שלו.[46] קווי הפליטה באולטרה-סגול ובמימן-אלפא של הכוכב מראים פרופיל דומה לזה של הכוכב P בברבור, אשר מעידים על כך שהכוכב מוקף על ידי מעטפת גזית המואצת החוצה מן הכוכב במהירות של 1,500 קילומטרים לשנייה.[47][48]

כמו כוכבים אחרים מסוגו הספקטרלי, HDE226868 משיל מעליו מסה דרך רוח-שמש בקצב מוערך של כ־10^-6×2.5 מסות שמש בשנה.[49] כמות זו שוות ערך לאיבוד מסת שמש שלמה כל 400,000 שנים. ההשפעות הכבידתיות של העצם הדחוס נראות כמעצבות את רוח-השמש של הכוכב, ומפיקות צורת זרימה ממוקדת לעומת צורה כדורית סימטרית.[43] קרני רנטגן מהאזור המקיף את העצם הדחוס מחממות ומייננות את רוח השמש הזו. ככל שהעצם הדחוס נע דרך אזורים שונים של רוח השמש במהלך מחזור הסיבוב של המערכת, משתנים קווי הפליטה בתדרי הרדיו,[50] בעל-סגול,[51] ובטווחי קרינת הרנטגן.[52]

אונת רוש של HDE226868 מגדירה אזור בחלל מסביב לכוכב שבו חומר במסלול יישאר כבול כבידתית לכוכב. חומר החוצה את גבול האונה יכול ליפול לעבר העצם הדחוס במערכת. ייתכן ואונת רוש של הכוכב קרובה לפני השטח שלו אך לא גולשת מעבר, כך שחומר בפני השטח של הכוכב לא נשאב החוצה ממנו על ידי העצם הדחוס המלווה אותו. אולם, חלק ניכר מרוח השמש הנפלטת על ידי הכוכב נמשכת לעבר דיסקת הספיחה של העצם הדחוס אחרי שהיא עוברת דרך האונה הזו.[24]

ענני הגז והאבק בין השמש ל-HDE226868 גורמים להפחתה בבהירות הנראית של הכוכב ולהסחה של צבעו לאדום, שכן אורכי גל ארוכים יותר- ולכן אדומים יותר- חודרים יותר דרך ענני הגז והאבק בצורה יותר יעילה. ההפחתה בבהירות נראית הנובעת מבליעת הקרינה ופיזורה על ידי עננים אלו היא כ-3.3 בסולם הבהירות.[53] ללא ההפחתה הזו בבהירות, כלומר, ללא החומר השוכן בין השמש לHDE226868, היה הכוכב נראה בבהירות 5[54] בשמי כדור הארץ- ולכן ניתן לצפייה בעין בלתי-מזוינת.[55]

ההתערבות בין קיפ ת'ורן וסטיבן הוקינג[עריכת קוד מקור | עריכה]

ברבור X-1 היה מושא התערבות בין האסטרופיזיקאים קיפ תורן וסטיבן הוקינג, שבה הוקינג התערב כנגד קיומם של חורים שחורים באזור. בדיעבד, הוקינג תיאר את ההתערבות כמעין "פוליסת ביטוח". בספרו, קיצור תולדות הזמן, כתב הוקינג:

"בשבילי, זו הייתה מעין פוליסת ביטוח. הייתי יכול לעבוד הרבה על חורים שחורים, וכל העבודה הזו הייתה הולכת לטמיון אילו היה מסתבר כי חורים שחורים אינם קיימים. במקרה הזה, הייתה לי נחמה בכך שזכיתי בהתערבותי, שהייתה מזכה אותי במנוי לארבע שנים למגזין 'Private Eye'. אילו חורים שחורים כן קיימים, קיפ היה מקבל מנוי לשנה אחת של פנטהאוז. כשהתערבנו בשנת 1975 היינו בטוחים ב-80% כי ברבור X-1 הוא חור שחור. עתה [1988], הייתי אומר שאנו בטוחים בערך ב-95%, אך ההתערבות עודנה עומדת."[56]

לפי מהדורת העשור המעודכנת של קיצור תולדות הזמן, הוקינג הודה בהפסד בהתערבות לאור מידע תצפיתי חדש בזמנו שהעיד לטובת החורים השחורים.[57] תורן דיווח בספרו, Black Holes and Time Warps ('חורים שחורים ועיוותי זמן'), כי הוקינג הודה בהפסד בכך שפרץ למשרדו של תורן בזמן ששהה ברוסיה, וחתם על ההתערבות הממוסגרת.[58] (בעוד שהוקינג התייחס להתערבות כמתחילה ב-1975, ההתערבות הכתובה עצמה-בכתב ידו של תורן וחתימתו שלו ושל הוקינג- נושאת חתימותיהם של עדים נוספים תחת מקרה עליו רשום כי "ההתערבות נחזיתה ביום העשירי לחודש דצמבר, 1974". תאריך זה אושר על ידי תורן בפרק של סדרת הטלוויזיה Nova ששודר בערוץ PBS ב-10 בינואר 2018.[59])

בתרבות הפופולרית[עריכת קוד מקור | עריכה]

להקת הרוק הקנדית ראש כללה באלבומיה A Farewell to Kings משנת 1977 ו-Hemispheres משנת 1978 שיר בשני חלקים הנקרא "Cygnus X-1", המגולל את סיפורו של חוקר השט אל תוך החור השחור בברבור X-1 ומעשיו ביקום אליו הוא מגיע.

ראו גם[עריכת קוד מקור | עריכה]

קישורים חיצוניים[עריכת קוד מקור | עריכה]

ויקישיתוף מדיה וקבצים בנושא ברבור X-1 בוויקישיתוף

הערות שוליים[עריכת קוד מקור | עריכה]

  1. ^ 1 2 James C. A. Miller-Jones, Arash Bahramian, Jerome A. Orosz, Ilya Mandel, Cygnus X-1 contains a 21-solar mass black hole - implications for massive star winds, Science 371, 2021-03-05, עמ' 1046–1049 doi: 10.1126/science.abb3363
  2. ^ 1 2 Overbye, Dennis (2021-02-18). "A Famous Black Hole Gets a Massive Update". The New York Times (באנגלית אמריקאית). ISSN 0362-4331. נבדק ב-2021-04-28.
  3. ^ HKU Astronomy and Astrophysics Group - Public Info - Black Holes by Dr. T. Harko, web.archive.org, ‏2009-02-10
  4. ^ 1 2 S. Bowyer, E. T. Byram, T. A. Chubb, H. Friedman, Cosmic X-ray Sources, Science 147, 1965, עמ' 394–398 doi: 10.1126/science.147.3656.394
  5. ^ Vassiliki Kalogera, Gordon Baym, The Maximum Mass of a Neutron Star, The Astrophysical Journal 470, 1996-10-10, עמ' L61–L64 doi: 10.1086/310296
  6. ^ H. L. Shipman, The Implausible History of Triple Star Models for Cygnus X-1: Evidence for a Black Hole, Astrophysical Letters 16, 1975-02-XX, עמ' 9
  7. ^ U. of T. The Bulletin, November 10, 1997, Articles, web.archive.org, ‏2008-03-07
  8. ^ R. E. Rothschild, E. A. Boldt, S. S. Holt, P. J. Serlemitsos, Millisecond Temporal Structure in Cygnus X-1, The Astrophysical Journal Letters 189, 1974-04-01, עמ' L13 doi: 10.1086/181452
  9. ^ C. Brocksopp, A. E. Tarasov, V. M. Lyuty, P. Roche, An Improved Orbital Ephemeris for Cygnus X-1, arXiv:astro-ph/9812077, 1998-12-03
  10. ^ C. T. Bolton, Orbital elements and an analysis of models for HDE 226868 = Cygnus X-1., The Astrophysical Journal 200, 1975-09-XX, עמ' 269–277 doi: 10.1086/153785
  11. ^ 1 2 3 Jerome A. Orosz, Jeffrey E. McClintock, Jason P. Aufdenberg, Ronald A. Remillard, The Mass of the Black Hole in Cygnus X-1, The Astrophysical Journal 742, 2011-12-01, עמ' 84 doi: 10.1088/0004-637X/742/2/84
  12. ^ Mark J. Reid, Jeffrey E. McClintock, Ramesh Narayan, Lijun Gou, The Trigonometric Parallax of Cygnus X-1, The Astrophysical Journal 742, 2011-12-01, עמ' 83 doi: 10.1088/0004-637X/742/2/83
  13. ^ 1 2 Felix Mirabel, Irapuan Rodrigues, Formation of a Black Hole in the Dark, Science 300, 2003-05-16, עמ' 1119–1120 doi: 10.1126/science.1083451
  14. ^ H. Gursky, P. Gorenstein, F. J. Kerr, E. J. Grayzeck, The Estimated Distance to Cygnus X-1 Based on its Low-Energy X-Ray Spectrum, The Astrophysical Journal 167, 1971-07-XX, עמ' L15 doi: 10.1086/180751
  15. ^ 1 2 J. Ziolkowski, Evolutionary constraints on the masses of the components of HDE 226868/Cyg X-1 binary system, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 358, 2005-04-11, עמ' 851–859 doi: 10.1111/j.1365-2966.2005.08796.x
  16. ^ New technique for ‘weighing’ black holes, www.esa.int (באנגלית)
  17. ^ Scientists find black hole's 'point of no return' - MIT News Office, web.archive.org, ‏2006-01-13
  18. ^ Joseph F. Dolan, Dying Pulse Trains in Cygnus XR‐1: Evidence for an Event Horizon?1, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 113, 2001-08-01, עמ' 974 doi: 10.1086/322917
  19. ^ J. M. Miller, A. C. Fabian, M. A. Nowak, W. H. G. Lewin, Relativistic Iron Lines in Galactic Black Holes: Recent Results and Lines in the ASCA Archive, The Tenth Marcel Grossmann Meeting, 2006-02-XX, עמ' 1296–1300 doi: 10.1142/9789812704030_0093
  20. ^ Chandra Press Room :: "Iron-Clad" Evidence For Spinning Black Hole :: September 17, 2003, chandra.harvard.edu
  21. ^ Lijun Gou, Jeffrey E. McClintock, Mark J. Reid, Jerome A. Orosz, The Extreme Spin of the Black Hole in Cygnus X-1, The Astrophysical Journal 742, 2011-12-01, עמ' 85 doi: 10.1088/0004-637X/742/2/85
  22. ^ Philipp Podsiadlowski, Saul Rappaport, Zhanwen Han, On the formation and evolution of black-hole binaries, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 341, 2003-05-XX, עמ' 385–404 doi: 10.1046/j.1365-8711.2003.06464.x
  23. ^ 1 2 A. J. Young, A. C. Fabian, R. R. Ross, Y. Tanaka, A Complete Relativistic Ionized Accretion Disc in Cygnus X-1, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 325, 2001-08-11, עמ' 1045–1052 doi: 10.1046/j.1365-8711.2001.04498.x
  24. ^ 1 2 D. R. Gies, C. T. Bolton, The Optical Spectrum of HDE 226868=Cygnus X-1. II. Spectrophotometry and Mass Estimates, The Astrophysical Journal 304, 1986-05-XX, עמ' 371 doi: 10.1086/164171
  25. ^ Sergei Nayakshin, James B. Dove, X-rays From Magnetic Flares In Cygnus X-1: The Role Of A Transition Layer, arXiv:astro-ph/9811059, 1998-11-03
  26. ^ C. Z. Liu, T. P. Li, X-Ray Spectral Variability in Cygnus X-1, The Astrophysical Journal 611, 2004-08-20, עמ' 1084–1090 doi: 10.1086/422209
  27. ^ J. C. Ling, Wm. A. Wheaton, P. Wallyn, W. A. Mahoney, Gamma‐Ray Spectra and Variability of Cygnus X‐1 Observed by BATSE, The Astrophysical Journal 484, 1997-07-20, עמ' 375–382 doi: 10.1086/304323
  28. ^ N. Kylafis, D. Giannios, D. Psaltis, Spectra and time variability of black-hole binaries in the low/hard state, Advances in Space Research 38, 2006-01-XX, עמ' 2810–2812 doi: 10.1016/j.asr.2005.09.045
  29. ^ Lev Titarchuk, Nikolai Shaposhnikov, 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, 2008-05-10, עמ' 1230–1236 doi: 10.1086/587124
  30. ^ A. C. Fabian, J. M. Miller, Black Holes Reveal Their Innermost Secrets, Science 297, 2002-08-09, עמ' 947–948 doi: 10.1126/science.1074957
  31. ^ Han Chin Wen, Ten Microsecond Time Resolution Studies of Cygnus X-1, Ph.D. Thesis, 1997, עמ' 4875
  32. ^ 1 2 Diego F. Torres, Gustavo E. Romero, Xavier Barcons, Youjun Lu, Probing the precession of the inner accretion disk in Cygnus X-1, The Astrophysical Journal 626, 2005-06-20, עמ' 1015–1019 doi: 10.1086/430125
  33. ^ Sandip K. Chakrabarti, Lev G. Titarchuk, Spectral Properties of Accretion Disks Around Galactic and Extragalactic Black Holes, The Astrophysical Journal 455, 1995-12-XX, עמ' 623 doi: 10.1086/176610
  34. ^ Sandip K. Chakrabarti, Samir Mandal, The Spectral Properties of Shocked Two-Component Accretion Flows in the Presence of Synchrotron Emission, The Astrophysical Journal 642, 2006-05-XX, עמ' L49–L52 doi: 10.1086/504319
  35. ^ Shunji Kitamoto, Wataru Egoshi, Sigenori Miyamoto, Hiroshi Tsunemi, GINGA All-Sky Monitor Observations of Cygnus X-1, The Astrophysical Journal 531, 2000-03-XX, עמ' 546–552 doi: 10.1086/308423
  36. ^ Mitchell C. Begelman, Evidence for Black Holes, Science 300, 2003-06-XX, עמ' 1898–1904 doi: 10.1126/science.1085334
  37. ^ D. M. Russell, R. P. Fender, E. Gallo, C. R. Kaiser, The jet-powered optical nebula of Cygnus X-1, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 376, 2007-04-11, עמ' 1341–1349 doi: 10.1111/j.1365-2966.2007.11539.x
  38. ^ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer, Our Sun. III. Present and Future, The Astrophysical Journal 418, 1993-11-XX, עמ' 457 doi: 10.1086/173407
  39. ^ E. Gallo, R. Fender, C. Kaiser, D. Russell, A dark jet dominates the power output of the stellar black hole Cygnus X-1, Nature 436, 2005-08-XX, עמ' 819–821 doi: 10.1038/nature03879
  40. ^ MAGIC Collaboration, J. Albert, Very High Energy Gamma-ray Radiation from the Stellar-mass Black Hole Cygnus X-1, The Astrophysical Journal 665, 2007-08-10, עמ' L51–L54 doi: 10.1086/521145
  41. ^ ESA Science & Technology - Integral's view of Cygnus X-1, sci.esa.int
  42. ^ Lorenzo Iorio, On the orbital and physical parameters of the HDE 226868/Cygnus X-1 binary system, Astrophysics and Space Science 315, 2008-06-XX, עמ' 335–340 doi: 10.1007/s10509-008-9839-y
  43. ^ 1 2 J. M. Miller, P. Wojdowski, N. S. Schulz, H. L. Marshall, Revealing the Focused Companion Wind in Cygnus X-1 with Chandra, The Astrophysical Journal 620, 2005-02-10, עמ' 398–404 doi: 10.1086/426701
  44. ^ M. D. Caballero, A. Domingo, D. Rísquez, J. M. Mas-Hesse, OMC-INTEGRAL: Optical Observations of X-Ray Sources, 5th INTEGRAL Workshop on the INTEGRAL Universe 552, 2004-10-XX, עמ' 875
  45. ^ Arthur N. Cox, Allen’s Astrophysical Quantities 4th, Springer, 2001, ISBN 038795189X. (באנגלית)
  46. ^ G. Canalizo, G. Koenigsberger, D. Peña, E. Ruiz, Spectral variations and a classical curve-of-growth analysis of HDE 226868 (Cyg X-1)., Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica 31, 1995-04-XX, עמ' 63–86
  47. ^ P. S. Conti, Stellar parameters of five early type companions of X-ray sources., Astronomy and Astrophysics 63, 1978-02-XX, עמ' 225–235
  48. ^ J. W. Sowers, D. R. Gies, Jr W. G. Bagnuolo, A. W. Shafter, Tomographic Analysis of Hα Profiles in HDE 226868/Cygnus X-1, The Astrophysical Journal 506, 1998-10-10, עמ' 424 doi: 10.1086/306246
  49. ^ J. B. Hutchings, Stellar winds from hot supergiants., The Astrophysical Journal 203, 1976-01-XX, עמ' 438–447 doi: 10.1086/154095
  50. ^ G. G. Pooley, R. P. Fender, C. Brocksopp, Orbital modulation and longer-term variability in the radio emission from Cygnus X-1, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 302, 1999-01-01, עמ' L1–L5 doi: 10.1046/j.1365-8711.1999.02225.x
  51. ^ Saeqa D. Vrtilek, A. Hunacek, B. S. Boroson, X-Ray Ionization Effects on the Stellar Wind of Cygnus X-1, AAS/High Energy Astrophysics Division #9 9, 2006-09-XX, עמ' 1.31
  52. ^ D. R. Gies, C. T. Bolton, J. R. Thomson, W. Huang, Wind Accretion and State Transitions in Cygnus X-1, The Astrophysical Journal 583, 2003-01-20, עמ' 424–436 doi: 10.1086/345345
  53. ^ Bruce Margon, Stuart Bowyer, Remington P. S. Stone, On the Distance to Cygnus X-1, The Astrophysical Journal 185, 1973-11-XX, עמ' L113 doi: 10.1086/181333
  54. ^ Interstellar Reddening | COSMOS, astronomy.swin.edu.au
  55. ^ Cygus X-1, stars.astro.illinois.edu
  56. ^ Stephen Hawking, A brief history of time : from the big bang to black holes, 1988, ISBN 0-553-05243-8
  57. ^ Stephen Hawking, A brief history of time, Updated and expanded tenth anniversary ed, New York: Bantam Books, 1998, ISBN 0-553-10953-7
  58. ^ Kip S. Thorne, Black holes and time warps : Einstein's outrageous legacy, 1994, ISBN 0-393-03505-0
  59. ^ Black Hole Apocalypse, ‏February 4th 2018
אוחזר מתוך "https://he.wikipedia.org/w/index.php?title=ברבור_X-1&oldid=38324209"