ماکیان ایکس یک: تفاوت میان نسخهها
[نسخهٔ بررسیشده] | [نسخهٔ بررسیشده] |
بدون خلاصۀ ویرایش |
F.derakhshan (بحث | مشارکتها) |
||
خط ۷: | خط ۷: | ||
{{رصد جعبه ستاره |
{{رصد جعبه ستاره |
||
| مبدا=J2000 |
| مبدا=J2000 |
||
| بعد={{RA|۱۹|۵۸| |
| بعد={{RA|۱۹|۵۸|۲۱٫۶۷۵۶}}<ref name="SIMBAD">{{یادکرد وب |
||
| نویسنده=استاف | تاریخ=[[۳ مارس]]، [[۲۰۰۳ (میلادی)|]] |
| نویسنده=استاف | تاریخ=[[۳ مارس]]، [[۲۰۰۳ (میلادی)|]] |
||
| نشانی=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=HDE+226868 |
| نشانی=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=HDE+226868 |
||
خط ۱۴: | خط ۱۴: | ||
| تاریخ بازدید=2008-03-03 |
| تاریخ بازدید=2008-03-03 |
||
| زبان=انگلیسی}}</ref> |
| زبان=انگلیسی}}</ref> |
||
| میل={{DEC|+۳۵|۱۲| |
| میل={{DEC|+۳۵|۱۲|۰۵٫۷۷۵}}<ref name="SIMBAD"/> |
||
| قدر ظاهری= |
| قدر ظاهری=۸٫۹۵<ref name="SIMBAD"/> |
||
| صورت=[[ماکیان (صورت فلکی)|ماکیان]]}} |
| صورت=[[ماکیان (صورت فلکی)|ماکیان]]}} |
||
{{مشخصات جعبه ستاره |
{{مشخصات جعبه ستاره |
||
| کلاس=O9.7Iab<ref name="SIMBAD"/> |
| کلاس=O9.7Iab<ref name="SIMBAD"/> |
||
| b-v=+ |
| b-v=+۰٫۸۱<ref name="lob647">{{یادکرد |
||
| نویسنده=جی براگمن |
| نویسنده=جی براگمن |
||
| مقاله=[http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1973LicOB..24....1B رنگها، قدر و خطوط طیفی ماکیان ایکس یک] |
| مقاله=[http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1973LicOB..24....1B رنگها، قدر و خطوط طیفی ماکیان ایکس یک] |
||
خط ۲۹: | خط ۲۹: | ||
{{اخترسنجی جعبه ستاره |
{{اخترسنجی جعبه ستاره |
||
| سرعت شعاعی=−۱۳<ref name="SIMBAD"/> |
| سرعت شعاعی=−۱۳<ref name="SIMBAD"/> |
||
| حرکت مخصوص بعد= |
| حرکت مخصوص بعد=−۳٫۸۲<ref name="SIMBAD"/> |
||
| حرکت مخصوص میل= |
| حرکت مخصوص میل=−۷٫۶۲<ref name="SIMBAD"/> |
||
| اختلاف منظر= |
| اختلاف منظر=۰٫۵۸ |
||
| فاصله پارسک=۲۰۰۰ |
| فاصله پارسک=۲۰۰۰ |
||
| فاصله سال نوری=۶۰۰۰ |
| فاصله سال نوری=۶۰۰۰ |
||
خط ۴۰: | خط ۴۰: | ||
| سال=۱۹۹۷ | شماره=323 | صفحات=L49–L52 |
| سال=۱۹۹۷ | شماره=323 | صفحات=L49–L52 |
||
}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref> |
}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref> |
||
| قدر مطلق= |
| قدر مطلق=۰٫۲±-۶٫۵<ref name="apj321">{{یادکرد |
||
| نویسنده=نیکساو |
| نویسنده=نیکساو |
||
| مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/1987ApJ...321..425N The primary orbit and the absorption lines of HDE 226868 (Cygnus X-1)] |
| مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/1987ApJ...321..425N The primary orbit and the absorption lines of HDE 226868 (Cygnus X-1)] |
||
خط ۵۰: | خط ۵۰: | ||
| شعاع=۲۰–۲۲<ref name="MNRAS358"/> |
| شعاع=۲۰–۲۲<ref name="MNRAS358"/> |
||
| درخشندگی=(۳–۴){{چر}}×۱۰<sup>۵</sup><ref name="MNRAS358"/> |
| درخشندگی=(۳–۴){{چر}}×۱۰<sup>۵</sup><ref name="MNRAS358"/> |
||
| دما= |
| دما=۳۱٬۰۰۰<ref name="eas030610"/> |
||
| گرانش= |
| گرانش=۰٫۰۷±۳٫۳۱<ref name="hadrava">{{یادکرد گردهمایی |
||
| اول=Petr |آخر=Hadrava |
| اول=Petr |آخر=Hadrava |
||
| عنوان=Optical spectroscopy of Cyg X-1 |
| عنوان=Optical spectroscopy of Cyg X-1 |
||
خط ۶۵: | خط ۶۵: | ||
{{نام جعبه ستاره |
{{نام جعبه ستاره |
||
| نامها=[[بنر دارمشترانگ|BD]]+۳۴ ۳۸۱۵، [[کاتالوگ هنری دراپر|HD (یا HDE)]] ۲۲۶۸۶۸، [[رصدخانه اخترفیزیک اسمیتسون|SAO]] ۶۹۱۸۱، [[کاتالوگ ابرخس|HIP]] ۹۸۲۹۸، |
| نامها=[[بنر دارمشترانگ|BD]]+۳۴ ۳۸۱۵، [[کاتالوگ هنری دراپر|HD (یا HDE)]] ۲۲۶۸۶۸، [[رصدخانه اخترفیزیک اسمیتسون|SAO]] ۶۹۱۸۱، [[کاتالوگ ابرخس|HIP]] ۹۸۲۹۸، V1357 Cyg.<ref name="SIMBAD"/>}} |
||
{{پایان جعبه ستاره}} |
{{پایان جعبه ستاره}} |
||
'''ماکیان ایکس یک''' یا '''دجاجه ایکس یک'''<ref>{{یادکرد|نویسنده=کاکو، میکیو|نویسندگان سایر بخشها=تامسون، جنیفر |کتاب=فراسوی اینشتین|ناشر=انتشارات فاطمی|سال=۱۳۸۸|فصل=فصل ۱۵۱|شابک=ISBN 964-318-346-7|زبان=fa}}</ref>{{انگلیسی|Cygnus X-1|کوتاهشده: Cyg X-1{{رچ}}<ref name="science3656"/>}} منبعی مشهور از [[پرتو ایکس]] در فضا است که در صورت فلکی [[ماکیان (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 |
'''ماکیان ایکس یک''' یا '''دجاجه ایکس یک'''<ref>{{یادکرد|نویسنده=کاکو، میکیو|نویسندگان سایر بخشها=تامسون، جنیفر |کتاب=فراسوی اینشتین|ناشر=انتشارات فاطمی|سال=۱۳۸۸|فصل=فصل ۱۵۱|شابک=ISBN 964-318-346-7|زبان=fa}}</ref>{{انگلیسی|Cygnus X-1|کوتاهشده: Cyg X-1{{رچ}}<ref name="science3656"/>}} منبعی مشهور از [[پرتو ایکس]] در فضا است که در صورت فلکی [[ماکیان (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{{چر}}×۱۰<sup>−۲۳</sup> [[وات|W]][[متر|m]]<sup>−۲</sup>[[هرتز|Hz]]<sup>-۱</sup>{{رچ}}<ref>{{یادکرد |
||
| نویسنده=والتر لوین |
| نویسنده=والتر لوین |
||
| سال=2006 |
| سال=2006 |
||
خط ۸۱: | خط ۸۱: | ||
| زبان=انگلیسی}}</ref> |
| زبان=انگلیسی}}</ref> |
||
ماکیان ایکس یک [[دوتایی پرتو ایکس#.D8.AF.D9.88.D8.AA.D8.A7.DB.8C.DB.8C .D9.BE.D8.B1.D8.AA.D9.88 .D8.A7.DB.8C.DA.A9.D8.B3 .D9.BE.D8.B1.D8.AC.D8.B1.D9.85|دوتایی پرتو ایکس پرجرم]] است و حدود ۶۰۰۰ [[سال نوری]] از [[خورشید]] فاصله دارد که شامل یک [[ابرغول]] آبی [[ستاره متغیر|متغیر]] با نام HDE |
ماکیان ایکس یک [[دوتایی پرتو ایکس#.D8.AF.D9.88.D8.AA.D8.A7.DB.8C.DB.8C .D9.BE.D8.B1.D8.AA.D9.88 .D8.A7.DB.8C.DA.A9.D8.B3 .D9.BE.D8.B1.D8.AC.D8.B1.D9.85|دوتایی پرتو ایکس پرجرم]] است و حدود ۶۰۰۰ [[سال نوری]] از [[خورشید]] فاصله دارد که شامل یک [[ابرغول]] آبی [[ستاره متغیر|متغیر]] با نام HDE ۲۲۶۸۶۸، یک [[قرص برافزایشی]] *<ref>برابر از:[http://www.haftaseman.ir/webdb/?sb=1602 اینجا] آن را دیسک توأم، و صفحه تجمع نیز گفتهاند.</ref><ref>{{یادکرد |
||
|نویسنده=تد بان |
|نویسنده=تد بان |
||
|مقاله=همه آنچه میخواستید |
|مقاله=همه آنچه میخواستید دربارهٔ سیاهچالهها بدانید |
||
|ترجمه=امین اشرفی |
|ترجمه=امین اشرفی |
||
|ژورنال=دانشمند |
|ژورنال=دانشمند |
||
خط ۹۳: | خط ۹۳: | ||
}}</ref> که پرتو ایکس ایجاد میکند میشود.<ref name="apj304"/> مواد دور این سیاهچاله میلیونها درجه [[کلوین]] (K) دما دارند، و بدین علت در طول موج ایکس تابش میکنند.<ref>{{یادکرد وب |
}}</ref> که پرتو ایکس ایجاد میکند میشود.<ref name="apj304"/> مواد دور این سیاهچاله میلیونها درجه [[کلوین]] (K) دما دارند، و بدین علت در طول موج ایکس تابش میکنند.<ref>{{یادکرد وب |
||
| نویسنده=ساگاری نایکشین |
| نویسنده=ساگاری نایکشین |
||
| تاریخ=[[۳ نوامبر]] |
| تاریخ=[[۳ نوامبر]]، ۱۹۹۸ |
||
| نشانی=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998astro.ph.11059N |
| نشانی=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998astro.ph.11059N |
||
| عنوان=روشنایی پرتو ایکس در ماکیان ایکس یک |
| عنوان=روشنایی پرتو ایکس در ماکیان ایکس یک |
||
خط ۱۱۳: | خط ۱۱۳: | ||
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.<ref name="science300"/> |
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.<ref name="science300"/> |
||
ماکیان ایکس یک موضوع [[شرطبندی علمی]] بین [[استیون هاوکینگ]] و [[کیپ تورن|کیپ ثورن]] در سال ۱۹۷۴ |
ماکیان ایکس یک موضوع [[شرطبندی علمی]] بین [[استیون هاوکینگ]] و [[کیپ تورن|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.<ref>{{یادکرد وب |
||
| نویسنده=استاف | تاریخ=[[۲۷ فوریه]] |
| نویسنده=استاف | تاریخ=[[۲۷ فوریه]]، ۲۰۰۴ میلادی) |
||
| عنوان=ورود به کهکشان یا راه اصلی؟ |
| عنوان=ورود به کهکشان یا راه اصلی؟ |
||
| ناشر=دانشگاه اسوینبار |
| ناشر=دانشگاه اسوینبار |
||
خط ۱۲۶: | خط ۱۲۶: | ||
| فصل=From the ionosphere to high energy astronomy – a personal experience |
| فصل=From the ionosphere to high energy astronomy – a personal experience |
||
| عنوان=The Century of Space Science |
| عنوان=The Century of Space Science |
||
| ناشر=Springer | شابک=ISBN 0-7923-7196-8}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref><ref name="apj611"/> 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 |
| ناشر=Springer | شابک=ISBN 0-7923-7196-8}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref><ref name="apj611"/> 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.<ref name="science3656"/> |
||
در نتایج این |
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]] ۱۹<sup>h</sup>۵۳<sup>m</sup> و [[میل]] ۳۴٫۶°. در این مکان [[نور]] یا [[امواج رادیویی]] خاص دیده نمیشد.<ref name="science3656">{{یادکرد |
||
| نویسنده=باویر |
| نویسنده=باویر |
||
| مقاله=[http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/147/3656/394 Cosmic X-ray Sources] | ژورنال=Science |
| مقاله=[http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/147/3656/394 Cosmic X-ray Sources] | ژورنال=Science |
||
خط ۱۳۶: | خط ۱۳۶: | ||
در بررسیهای بیشتر، در ۱۹۶۳ و توسط [[ریکاردو گیاکونی]] و [[هرب گورسکی]] پیشنهاد دادند که همدم ستاره از لحاظ پرتو ایکس بررسی شود. [[ناسا]] [[اوهارو (فضاپیما)|فضاپیمای اوهارو]] را در سال ۱۹۷۰ برای این کار فرستاد،<ref>{{یادکرد وب |
در بررسیهای بیشتر، در ۱۹۶۳ و توسط [[ریکاردو گیاکونی]] و [[هرب گورسکی]] پیشنهاد دادند که همدم ستاره از لحاظ پرتو ایکس بررسی شود. [[ناسا]] [[اوهارو (فضاپیما)|فضاپیمای اوهارو]] را در سال ۱۹۷۰ برای این کار فرستاد،<ref>{{یادکرد وب |
||
| نویسنده=استاف | تاریخ=[[۲۶ ژوئن]] |
| نویسنده=استاف | تاریخ=[[۲۶ ژوئن]]، ۲۰۰۳ |
||
| نشانی=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/uhuru/uhuru.html |
| نشانی=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/uhuru/uhuru.html |
||
| عنوان=ماهواره اوهارو | ناشر=ناسا |
| عنوان=ماهواره اوهارو | ناشر=ناسا |
||
خط ۱۴۲: | خط ۱۴۲: | ||
| زبان=انگلیسی}}</ref> اوهارو ۳۰۰ منبع جدید پرتو ایکس را کشف کرد.<ref>{{یادکرد وب |
| زبان=انگلیسی}}</ref> اوهارو ۳۰۰ منبع جدید پرتو ایکس را کشف کرد.<ref>{{یادکرد وب |
||
| نویسنده=ریکاردو گیاکونی |
| نویسنده=ریکاردو گیاکونی |
||
| تاریخ=[[۸ دسامبر|December 8]] |
| تاریخ=[[۸ دسامبر|December 8]]، ۲۰۰۲ |
||
| نشانی=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2002/giacconi-lecture.html |
| نشانی=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2002/giacconi-lecture.html |
||
| عنوان=The Dawn of X-Ray Astronomy |
| عنوان=The Dawn of X-Ray Astronomy |
||
خط ۱۵۳: | خط ۱۵۳: | ||
| سال=۱۹۹۹ | شماره=166 | صفحه=L1–L7 |
| سال=۱۹۹۹ | شماره=166 | صفحه=L1–L7 |
||
| doi=10.1086/180726}}<small>(یادکرد دست دوم)</small></ref> این تغییرات سریع این معنی میداد |
| doi=10.1086/180726}}<small>(یادکرد دست دوم)</small></ref> این تغییرات سریع این معنی میداد |
||
زایش انرژی به اندازه مساحتی کوچک ۱۰<sup>۵</sup> km، است *<ref>این مسافت معادل حرکت سه ثانیه نور است.</ref> سرعت نور ارتباط بین فضاها را محدود میکند. برای یک مقایسه قطر [[خورشید]] |
زایش انرژی به اندازه مساحتی کوچک ۱۰<sup>۵</sup> km، است *<ref>این مسافت معادل حرکت سه ثانیه نور است.</ref> سرعت نور ارتباط بین فضاها را محدود میکند. برای یک مقایسه قطر [[خورشید]] ۱٫۴{{چر}}×۱۰<sup>۶</sup> کیلومتر است. |
||
در مدت دوره، یک منبع امواج رادیویی در همان منطقه از فضا کشف شد که از همان منبع پرتو ایکس جاری میشد.<ref>{{یادکرد |
در مدت دوره، یک منبع امواج رادیویی در همان منطقه از فضا کشف شد که از همان منبع پرتو ایکس جاری میشد.<ref>{{یادکرد |
||
خط ۱۷۰: | خط ۱۷۰: | ||
| سال=1999 | صفحه=91 | ناشر=Springer |
| سال=1999 | صفحه=91 | ناشر=Springer |
||
| شابک=ISBN 1-85233-165-8 |نقل قول=Eta Cygni is 25 arc minutes to the |
| شابک=ISBN 1-85233-165-8 |نقل قول=Eta Cygni is 25 arc minutes to the |
||
west-south-west of this star.}}(ارجاع دست دوم)</ref> BD ۳۴°۳۸۱۵ یک [[ابرغول]] است که، خودش در انتشار پرتو ایکس ناتوان |
west-south-west of this star.}}(ارجاع دست دوم)</ref> 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]]،<ref>{{یادکرد |
لویی وبستر و پائول ماردین، در [[رصدخانه سلطنتی گرینویچ]]،<ref>{{یادکرد |
||
خط ۱۸۲: | خط ۱۸۲: | ||
| مقاله=[http://www.nature.com/nature/journal/v235/n5336/abs/235271b0.html Identification of Cygnus X-1 with HDE 226868] |
| مقاله=[http://www.nature.com/nature/journal/v235/n5336/abs/235271b0.html Identification of Cygnus X-1 with HDE 226868] |
||
| ژورنال=نیچر | شماره=235 | دوره=2 | صفحه=271–273 |
| ژورنال=نیچر | شماره=235 | دوره=2 | صفحه=271–273 |
||
|doi=10.1038/235271b0}}</ref> در سال ۱۹۷۱ اعلام کردند که جرم پنهانی در همدم BD ۳۴°۳۸۱۵ قرار دارد. این کار از طریق |
|doi=10.1038/235271b0}}</ref> 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.<ref name="luminet">{{یادکرد |
||
| نویسنده=جین پیر لومینت | سال=۱۹۹۲ |
| نویسنده=جین پیر لومینت | سال=۱۹۹۲ |
||
| کتاب=سیاهچالهها | ناشر=انتشارات دانشگاه کمبریج |
| کتاب=سیاهچالهها | ناشر=انتشارات دانشگاه کمبریج |
||
خط ۱۹۳: | خط ۱۹۳: | ||
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.<ref>{{یادکرد وب |
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.<ref>{{یادکرد وب |
||
| نویسنده=براس لورستن | تاریخ=[[۱۰ نوامبر|November 10]] |
| نویسنده=براس لورستن | تاریخ=[[۱۰ نوامبر|November 10]]، ۱۹۹۷ |
||
| نشانی=http://news.utoronto.ca/bin/bulletin/nov10_97/art4.htm |
| نشانی=http://news.utoronto.ca/bin/bulletin/nov10_97/art4.htm |
||
| عنوان=The First Black Hole | publisher=University of Toronto |
| عنوان=The First Black Hole | publisher=University of Toronto |
||
| تاریخ بازدید=2008-03-11 |
| تاریخ بازدید=2008-03-11 |
||
|زبان=انگلیسی}} |
|زبان=انگلیسی}}</ref><ref>{{یادکرد |
||
</ref><ref>{{یادکرد |
|||
| نویسنده=شیپمن |
| نویسنده=شیپمن |
||
| مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/1975ApL....16....9S The implausible history of triple star models for Cygnus X-1 Evidence for a black hole] |
| مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/1975ApL....16....9S The implausible history of triple star models for Cygnus X-1 Evidence for a black hole] |
||
خط ۲۲۴: | خط ۲۲۳: | ||
== سیستم ستاره == |
== سیستم ستاره == |
||
این جرم فشرده همدم یک [[ابرغول|ابر غول]] آبی است که در |
این جرم فشرده همدم یک [[ابرغول|ابر غول]] آبی است که در طی۰٫۰۰۰۰۱۶±۵٫۵۹۹۸۲۹روز به دور مرکز ثقلشان میگردند.<ref>{{یادکرد |
||
| نویسنده=سی بروکسپ |
| نویسنده=سی بروکسپ |
||
| مقاله=[http://arxiv.org/abs/astro-ph/9812077 An Improved Orbital Ephemeris for Cygnus X-1] |
| مقاله=[http://arxiv.org/abs/astro-ph/9812077 An Improved Orbital Ephemeris for Cygnus X-1] |
||
|ژورنال=Astronomy & Astrophysics |
|ژورنال=Astronomy & Astrophysics |
||
| سال=۱۹۹۹ | شماره=343 | صفحه=861–864 |
| سال=۱۹۹۹ | شماره=343 | صفحه=861–864 |
||
}}(ارجاع دست دوم)</ref> 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 |
}}(ارجاع دست دوم)</ref> 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.<ref name="iorio"/><ref name="apj200">{{یادکرد |
||
| نویسند=سی. تی بولتون |
| نویسند=سی. تی بولتون |
||
| مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/1975ApJ...200..269B Optical observations and model for Cygnus X-1] |
| مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/1975ApJ...200..269B Optical observations and model for Cygnus X-1] |
||
خط ۲۳۶: | خط ۲۳۵: | ||
}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref> فاصله زمین تا این سامانه برابر ۲٬۰۰۰ [[پارسک]] (۶٬۰۰۰[[سال نوری]]) است که توسط قمر مصنوعی [[ابرخس]] اندازهگیری شدهاست، اما در مورد این مقدار شک و تردیدهایی وجود دارد.<ref name="SIMBAD"/> |
}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref> فاصله زمین تا این سامانه برابر ۲٬۰۰۰ [[پارسک]] (۶٬۰۰۰[[سال نوری]]) است که توسط قمر مصنوعی [[ابرخس]] اندازهگیری شدهاست، اما در مورد این مقدار شک و تردیدهایی وجود دارد.<ref name="SIMBAD"/> |
||
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 |
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 ۲۲۶۸۶۸، Cygnus X-1 و این [[خوشه ستارگان|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 [[متر بر ثانیه|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.<ref name="science300">{{یادکرد |
||
| نویسند=فلیکس میرابل |
| نویسند=فلیکس میرابل |
||
| مقاله=[http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/300/5622/1119 Formation of a Black Hole in the Dark] |
| مقاله=[http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/300/5622/1119 Formation of a Black Hole in the Dark] |
||
خط ۲۶۴: | خط ۲۶۳: | ||
| سال=۲۰۰۵ | شماره=358 | صفحه=851–859 |
| سال=۲۰۰۵ | شماره=358 | صفحه=851–859 |
||
| doi=10.1111/j.1365-2966.2005.08796.x |
| doi=10.1111/j.1365-2966.2005.08796.x |
||
}} نکته: برای شعاع و درخشندگی، به جدول یک نگاه کنید ''d''=2 kpc.</ref> در صورتی که با روشهای دیگر ۱۰ برابر جرم خورشید تعیین شدهاست. بررسی دوره تناوب جسم پرتو ایکس مقدار جرمش به طور دقیق |
}} نکته: برای شعاع و درخشندگی، به جدول یک نگاه کنید ''d''=2 kpc.</ref> در صورتی که با روشهای دیگر ۱۰ برابر جرم خورشید تعیین شدهاست. بررسی دوره تناوب جسم پرتو ایکس مقدار جرمش به طور دقیق برابر۰٫۸±۸٫۷ جرم خورشید بهدست میدهد. در همه حالات این جسم بسیار مشابه سیاهچالهاست.<ref name="iorio">{{یادکرد |
||
| نویسنده=لورنزو یوریو |
| نویسنده=لورنزو یوریو |
||
| تاریخ=[[۲۴ ژوئیه]]، ۲۰۰۷ |
| تاریخ=[[۲۴ ژوئیه]]، ۲۰۰۷ | ژورنال=e-print |
||
| مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0707.3525I On the orbital and physical parameters of the HDE 226868/Cygnus X-1 binary system] |
| مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0707.3525I On the orbital and physical parameters of the HDE 226868/Cygnus X-1 binary system] |
||
| doi=10.1007/s10509-008-9839-y |
| doi=10.1007/s10509-008-9839-y |
||
خط ۲۷۸: | خط ۲۷۷: | ||
| عنوان=Scientists find black hole's 'point of no return' | ناشر=Massachusetts Institute of Technology | تاریخ بازدید=2008-03-28 | زبان=انگلیسی}}</ref> |
| عنوان=Scientists find black hole's 'point of no return' | ناشر=Massachusetts Institute of Technology | تاریخ بازدید=2008-03-28 | زبان=انگلیسی}}</ref> |
||
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 سرخ گرانشی|انتقال به قرمز گرانشی]] تغییر |
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 سرخ گرانشی|انتقال به قرمز گرانشی]] تغییر میکنند؛ که به همین دلیل [[طول موج|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.<ref name="pasp113">{{یادکرد | نویسنده=جوزف دولان | مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/2001PASP..113..974D Dying Pulse Trains in Cygnus XR-1: Evidence for an Event Horizon]? | ژورنال=The Publications of the Astronomical Society of the Pacific | سال=۲۰۰۱ | شماره=113 | دوهر=786 | صفحه=974–982 | doi=10.1086/322917}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref> |
||
[[تلسکوپ فضایی چاندرا]] [[خطوط طیفی]] اتم [[آهن]] را در پرتوهای ایکس بررسی کرد نتیجهاش این بود. یک [[سیاهچاله کر|سیاهچاله چرخان]] اجازه میدهد اتمهای در نزدیکی افق رویداد بچرخند اما برای ماکیان ایکس یک هیچ اتمی تا فاصه ۱۶۰ کیلومتری یافت نشد. اگرچه، این جسم ممکن است سیاهچاله باشد، اما این دادهها نشان میدهد این سیاهچاله نمیچرخد.<ref>{{یادکرد گردهمایی | آخر=Miller | اول=J. M. |
[[تلسکوپ فضایی چاندرا]] [[خطوط طیفی]] اتم [[آهن]] را در پرتوهای ایکس بررسی کرد نتیجهاش این بود. یک [[سیاهچاله کر|سیاهچاله چرخان]] اجازه میدهد اتمهای در نزدیکی افق رویداد بچرخند اما برای ماکیان ایکس یک هیچ اتمی تا فاصه ۱۶۰ کیلومتری یافت نشد. اگرچه، این جسم ممکن است سیاهچاله باشد، اما این دادهها نشان میدهد این سیاهچاله نمیچرخد.<ref>{{یادکرد گردهمایی | آخر=Miller | اول=J. M. |
||
| مشارکت=Fabian، A. C. ; Nowak، M. A. ; Lewin، W. H. G. | عنوان=Relativistic Iron Lines in Galactic Black Holes: Recent Results and Lines in the ASCA Archive | عنوانکتاب=Proceedings of the 10th Annual Marcel Grossmann Meeting on General Relativity | مکان=Rio de Janeiro، Brazil | تاریخ=July 20–26، 2003 | نشانی=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0402101 | تاریخ بازدید = 2008-03-11}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref><ref>{{یادکرد وب | نویسنده=روی استیو |
| مشارکت=Fabian، A. C. ; Nowak، M. A. ; Lewin، W. H. G. | عنوان=Relativistic Iron Lines in Galactic Black Holes: Recent Results and Lines in the ASCA Archive | عنوانکتاب=Proceedings of the 10th Annual Marcel Grossmann Meeting on General Relativity | مکان=Rio de Janeiro، Brazil | تاریخ=July 20–26، 2003 | نشانی=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0402101 | تاریخ بازدید = 2008-03-11}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref><ref>{{یادکرد وب | نویسنده=روی استیو | تاریخ=[[۱۷ سپتامبر]]، ۲۰۰۳ | عنوان= «Iron-Clad» Evidence For Spinning Black Hole |
||
| ناشر=Chandra press Room | نشانی=http://chandra.harvard.edu/press/03_releases/press_091703.html | تاریخ بازدید=2008-03-11}}</ref> یا به عبارت دیگر این یک [[سیاهچاله کر]] نیست.<ref name="History">{{یادکرد|فصل=سیاهچالهها|کتاب=[[تاریخچه زمان]]|نویسنده =[[استیون هاوکینگ]]|ترجمه=محمدرضا محجوب |
| ناشر=Chandra press Room | نشانی=http://chandra.harvard.edu/press/03_releases/press_091703.html | تاریخ بازدید=2008-03-11}}</ref> یا به عبارت دیگر این یک [[سیاهچاله کر]] نیست.<ref name="History">{{یادکرد|فصل=سیاهچالهها|کتاب=[[تاریخچه زمان]]|نویسنده =[[استیون هاوکینگ]]|ترجمه=محمدرضا محجوب |
||
|ناشر =شرکت سهامی انتشار|چاپ=اول|شهر=|کوشش=|ویرایش=|صفحه= |
|ناشر =شرکت سهامی انتشار|چاپ=اول|شهر=|کوشش=|ویرایش=|صفحه=۱۲۳–۱۲۷|سال=۱۳۸۳|شابک=ISBN 964-5735-19-X}}</ref> |
||
اگر جسم فشرده سیاهچاله باشد شعاع شوارتزیلد آن ۲۶ [[کیلومتر]] زمان تبخیر آن ۱{{چر}}×۱۰<sup>۶۶</sup> [[سال]] پس از به وجود آمدن<ref name="History"/> [[انتروپی|آنتروپی]]اش ۱٫۲۲{{چر}}×۱۰<sup>۵۶</sup> [[ژول]] بر [[کلوین]] *<ref> این عدد از فرمول زیر که در منبع درج شدهاست به دستآمده:{{سخ}} |
اگر جسم فشرده سیاهچاله باشد شعاع شوارتزیلد آن ۲۶ [[کیلومتر]] زمان تبخیر آن ۱{{چر}}×۱۰<sup>۶۶</sup> [[سال]] پس از به وجود آمدن<ref name="History"/> [[انتروپی|آنتروپی]]اش ۱٫۲۲{{چر}}×۱۰<sup>۵۶</sup> [[ژول]] بر [[کلوین]] *<ref> این عدد از فرمول زیر که در منبع درج شدهاست به دستآمده:{{سخ}} |
||
خط ۲۹۰: | خط ۲۸۹: | ||
==== شکلگیری ==== |
==== 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 |
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 [[هلیم|هلیوم]] خارج شده از ستاره HDE ۲۲۶۸۶۸ نیز گواه سیاهچاله بودن این امر را تأیید میکند.<ref>{{یادکرد | نویسنده=فیلیپ پودیلوزسکی | مقاله=[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0207153 On the formation and evolution of black-hole binaries] | ژورنال=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | سال=۲۰۰۲ | دوره=2 | شماره=341 | صفحه=385–404 | doi=10.1046/j.1365-8711.2003.06464.x}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref> این امکان وجود دارد که ستاره پدر یک [[ستاره]] [[ستاره ولف-رایه|ولف رایت]] باشد، که بخش قابل توجهی از پوستهاش را با یک باد ستارهای قوی از دست دادهاست.<ref name="science300"/> |
||
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.<ref name="science300"/> |
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.<ref name="science300"/> |
||
خط ۳۳۴: | خط ۳۳۳: | ||
| تاریخ بازدید=2008-04-02 |
| تاریخ بازدید=2008-04-02 |
||
|زبان=انگلیسی}}</ref> |
|زبان=انگلیسی}}</ref> |
||
ماکیان ایکس یک تغییرات غیرقابل پیشبینی بین دو حالت پرتو ایکس دارد، اگرچه ممکن است به طور 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.<ref name="apj626"/> |
ماکیان ایکس یک تغییرات غیرقابل پیشبینی بین دو حالت پرتو ایکس دارد، اگرچه ممکن است به طور 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.<ref name="apj626"/> |
||
پرتوهای ایکس شارشیافته از ماکیان ایکس یک در مدت |
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.<ref name="apj531">{{یادکرد |
||
| نویسنده=جی. کیتوماتو |
| نویسنده=جی. کیتوماتو |
||
| مقاله=''GINGA'' All-Sky Monitor Observations of Cygnus X-1 |
| مقاله=''GINGA'' All-Sky Monitor Observations of Cygnus X-1 |
||
خط ۳۴۳: | خط ۳۴۲: | ||
==== افشانهها ==== |
==== افشانهها ==== |
||
دو زائده از دو طرف جسم فشرده به بیرون پرتاب میشوند، و [[انرژی پتانسیل]] گرانشی از دست میدهند. بخشی از اتلاف انرژی توسط [[افشانه نسبیتی|افشانه]]ها صورت میگیرد، و عمود بر قرص برافزایشی هستند، که با سرعت [[نسبیت خاص|نسبیتی]] حرکت میکنند. (یعنی سرعتشان نسبت به [[سرعت نور]] قابل توجهاست |
دو زائده از دو طرف جسم فشرده به بیرون پرتاب میشوند، و [[انرژی پتانسیل]] گرانشی از دست میدهند. بخشی از اتلاف انرژی توسط [[افشانه نسبیتی|افشانه]]ها صورت میگیرد، و عمود بر قرص برافزایشی هستند، که با سرعت [[نسبیت خاص|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.<ref>{{یادکرد |
||
| نویسنده=میتشل بگلمن |
| نویسنده=میتشل بگلمن |
||
| مقاله=[http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/300/5627/1898 Evidence for Black Holes] |
| مقاله=[http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/300/5627/1898 Evidence for Black Holes] | صفحه=1898–1903 |
||
| ژورنال=Science | سال=۲۰۰۳ | شماره=300 | دوره=5627 |
| ژورنال=Science | سال=۲۰۰۳ | شماره=300 | دوره=5627 |
||
| doi=10.1126/science.1085334 |
| doi=10.1126/science.1085334 |
||
خط ۳۵۵: | خط ۳۵۴: | ||
| زورنال=The Astrophysics Journal |
| زورنال=The Astrophysics Journal |
||
| سال=۲۰۰۵ | شماره=626 | صفحه=1015–1019 |
| سال=۲۰۰۵ | شماره=626 | صفحه=1015–1019 |
||
| doi=10.1086/430125}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref> 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 [[طیف مرئی|طول موج مرئی]] نیز قابل دیدن بود. برای تولید چنین سحابی به طور متوسط جت <span dir="ltr">( |
| doi=10.1086/430125}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref> 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 [[طیف مرئی|طول موج مرئی]] نیز قابل دیدن بود. برای تولید چنین سحابی به طور متوسط جت <span dir="ltr">(۱۴–۴){{چر}}×۱۰<sup>۳۶</sup></span> [[ارگ]]/، یا <span dir="ltr">(۹±۵){{چر}}×۱۰<sup>۲۹</sup></span>[[وات]] انرژی صرف کرد.<ref>{{یادکرد |
||
| نویسنده=دی. ام راسل |
| نویسنده=دی. ام راسل |
||
| مقاله=[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0701645 The jet-powered optical nebula of Cygnus X-1] |
| مقاله=[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0701645 The jet-powered optical nebula of Cygnus X-1] |
||
خط ۳۷۲: | خط ۳۷۱: | ||
| doi=10.1038/nature03879}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref> |
| doi=10.1038/nature03879}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref> |
||
در سال ۲۰۰۶ ماکیان ایکس یک اولین احتمال سیاهچالهها بود که [[پرتو گاما|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 |
در سال ۲۰۰۶ ماکیان ایکس یک اولین احتمال سیاهچالهها بود که [[پرتو گاما|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.<ref>{{یادکرد |
||
| نویسنده=آلبرت اتل |
| نویسنده=آلبرت اتل |
||
| مقاله=[http://arxiv.org/abs/0706.1505 Very High Energy Gamma-ray Radiation from the Stellar-mass Black Hole Cygnus X-1] |
| مقاله=[http://arxiv.org/abs/0706.1505 Very High Energy Gamma-ray Radiation from the Stellar-mass Black Hole Cygnus X-1] |
||
خط ۳۸۲: | خط ۳۸۱: | ||
=== اچدیای ۲۲۶۸۶۸ === |
=== اچدیای ۲۲۶۸۶۸ === |
||
[[پرونده:Cygnus_X-1.png|چپ|بندانگشتی|یک تصویر خیالی از ماکیان ایکس یک و ستاره همدم. ''طراحی از اسا/هابل. '']] |
[[پرونده:Cygnus_X-1.png|چپ|بندانگشتی|یک تصویر خیالی از ماکیان ایکس یک و ستاره همدم. ''طراحی از اسا/هابل. '']] |
||
اچدیای ۲۲۶۸۶۸ {{انگلیسی|HDE 226868}} یک ابرغول با [[ردهبندی ستارگان|رده طیفی]] |
اچدیای ۲۲۶۸۶۸ {{انگلیسی|HDE 226868}} یک ابرغول با [[ردهبندی ستارگان|رده طیفی]] ۰۹٫۷ {{چر}}Iab{{رچ}}<ref name="SIMBAD"/>که در سر حد بین کلاس O و کلاس B است؛ و دمای سطح آن ۳۱٬۰۰۰ درجه [[کلوین]] است.<ref name="eas030610">{{یادکرد وب |
||
| نویسنده=استاف | تاریخ=[[۱۰ ژوئن|June 10]]، ۲۰۰۳ |
| نویسنده=استاف | تاریخ=[[۱۰ ژوئن|June 10]]، ۲۰۰۳ |
||
| نشانی=http://hubble.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=32700 |
| نشانی=http://hubble.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=32700 |
||
| عنوان=Integral's view of Cygnus X-1 | publisher=ESA |
| عنوان=Integral's view of Cygnus X-1 | publisher=ESA |
||
| تاریخ بازدید=2008-03-20 |
| تاریخ بازدید=2008-03-20 |
||
|زبان=انگلیسی}}</ref> و جرمش بین ۲۰ تا ۴۰ برابر [[جرم خورشید]] است. با مدل تکاملی ستارهای فاصله این ستاره ۲٬۰۰۰ پارسک و شعاعش |
|زبان=انگلیسی}}</ref> 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 خورشیدی|شعاع خورشید]] و درخشندگی ۳۰۰٬۰۰۰–۴۰۰٬۰۰۰ برابر [[درخشندگی خورشید]] پیشبینی میشود.<ref name="MNRAS358"/><ref name="iorio"/>برای مقایسه، فاصله جسم فشرده با ستاره حدود ۴۰ برابر شعاع خورشید است، یا دو برابر شعاع ستاره.<ref name="apj620"/> |
||
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 |
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.<ref name="caballero">{{یادکرد گردهمایی |
||
| اول=M. D. | آخر=Caballero |
| اول=M. D. | آخر=Caballero |
||
| عنوان=OMC-INTEGRAL: Optical Observations of X-Ray Sources |
| عنوان=OMC-INTEGRAL: Optical Observations of X-Ray Sources |
||
| عنوانکتاب=Proceedings of the 5th INTEGRAL Workshop on the INTEGRAL Universe |
| عنوانکتاب=Proceedings of the 5th INTEGRAL Workshop on the INTEGRAL Universe |
||
| صفحه=875–878 | ناشر=ESA |
| صفحه=875–878 | ناشر=ESA |
||
|تاریخ= |
|تاریخ=۱۶–۲۰ فوریه ۲۰۰۴ | مکان=مونیخ. آلمان |
||
| نشانی=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ESASP.552..875C |
| نشانی=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ESASP.552..875C |
||
| تاریخ بازدید=2008-03-17}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref> دلیل این مسئله میتواند این باشد که این نورها توسط سیاهچاله احتمالی جذب میشوند<ref>{{یادکرد |
| تاریخ بازدید=2008-03-17}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref> دلیل این مسئله میتواند این باشد که این نورها توسط سیاهچاله احتمالی جذب میشوند<ref>{{یادکرد |
||
خط ۴۱۲: | خط ۴۱۱: | ||
| ژورنال=Astronomy and Astrophysics |
| ژورنال=Astronomy and Astrophysics |
||
| سال=1978 | شماره=63 | صفحه=1–2 |
| سال=1978 | شماره=63 | صفحه=1–2 |
||
}}(ارجاع دست دوم) |
}}(ارجاع دست دوم)</ref><ref>{{یادکرد |
||
</ref><ref>{{یادکرد |
|||
| نویسنده=جی. دبلیو سورز |
| نویسنده=جی. دبلیو سورز |
||
| مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...506..424S Tomographic Analysis of Hα Profiles in HDE 226868/Cygnus X-1 |
| مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...506..424S Tomographic Analysis of Hα Profiles in HDE 226868/Cygnus X-1 |
||
] |
] | ژورنال=The Astrophysical Journal |
||
| سال=1998 | شماره=506 |
| سال=1998 | شماره=506 |
||
| دوره=1 | صفحه=424–430 |
| دوره=1 | صفحه=424–430 |
||
| doi=10.1086/306246}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref> |
| doi=10.1086/306246}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref> |
||
این ستاره از طریق [[بادهای ستارهای]] هر سال حدود |
این ستاره از طریق [[بادهای ستارهای]] هر سال حدود ۲٫۵{{چر}}×۱۰<sup>-۶</sup> جرم خورشید از دست میدهد<ref>{{یادکرد |
||
| نویسنده=جی. بی هاتچین |
| نویسنده=جی. بی هاتچین |
||
| مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/1976ApJ...203..438H Stellar winds from hot supergiants] |
| مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/1976ApJ...203..438H Stellar winds from hot supergiants] |
||
خط ۴۳۰: | خط ۴۲۸: | ||
| ژورنال=The Astrophysical Journal |
| ژورنال=The Astrophysical Journal |
||
| سال=۲۰۰۵ | شماره=۶۲۰ | صفحه=398–404 |
| سال=۲۰۰۵ | شماره=۶۲۰ | صفحه=398–404 |
||
| doi=10.1086/426701}}(ارجاع دست دوم)</ref> 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 |
| doi=10.1086/426701}}(ارجاع دست دوم)</ref> 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،<ref>{{یادکرد |
||
| نویسنده=سیکوا ورتیلک |
| نویسنده=سیکوا ورتیلک |
||
| مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/2006HEAD....9.0131V X-Ray Ionization Effects on the Stellar Wind of Cygnus X-1] |
| مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/2006HEAD....9.0131V X-Ray Ionization Effects on the Stellar Wind of Cygnus X-1] |
||
خط ۴۴۸: | خط ۴۴۶: | ||
}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref> |
}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref> |
||
[[لب روش]] برای ستاره HDE |
[[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.<ref name="apj304">{{یادکرد |
||
| نویسنده=دی. آر جیاس |
| نویسنده=دی. آر جیاس |
||
| مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/1986ApJ...304..371G The optical spectrum of HDE 226868 = Cygnus X-1. II — Spectrophotometry and mass estimates] |
| مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/1986ApJ...304..371G The optical spectrum of HDE 226868 = Cygnus X-1. II — Spectrophotometry and mass estimates] |
||
خط ۴۵۵: | خط ۴۵۳: | ||
| doi=10.1086/164171}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref> |
| doi=10.1086/164171}}<small>(ارجاع دست دوم)</small></ref> |
||
گاز و گردوغبار میان ستارهای بین این ستاره و خورشید قدر ظاهری ستاره را کاهش میدهد و البته به انتقال قرمز ستاره نیز |
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({{چر}}A<sub>V</sub>{{رچ}}) ۳٫۳ است.<ref>{{یادکرد |
||
| نویسنده=بروس مارگون |
| نویسنده=بروس مارگون |
||
| مقاله= [http://articles.adsabs.harvard.edu/abs/1973ApJ...185L.113M On the Distance to Cygnus X-1] |
| مقاله= [http://articles.adsabs.harvard.edu/abs/1973ApJ...185L.113M On the Distance to Cygnus X-1] |
||
خط ۴۸۸: | خط ۴۸۶: | ||
== منابع == |
== منابع == |
||
;عمومی: |
;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، |
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: |
;ویژه: |
||
{{پانویس|۲}} |
{{پانویس|۲}} |
||
خط ۴۹۷: | خط ۴۹۵: | ||
| نشانی=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=32709 |
| نشانی=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=32709 |
||
| عنوان=Artist's impression of Cygnus X-1 |
| عنوان=Artist's impression of Cygnus X-1 |
||
| ناشر=ESA | تاریخ بازدید= |
| ناشر=ESA | تاریخ بازدید=۲۰۰۸–۰۳-۲۴ |
||
| زبان=انگلیسی}} |
| زبان=انگلیسی}} |
||
* {{یادکرد وب |
* {{یادکرد وب |
||
خط ۵۰۴: | خط ۵۰۲: | ||
| عنوان=Cygnus X-1، the black hole |
| عنوان=Cygnus X-1، the black hole |
||
| ناشر=Astronomical Observatory of the Jagiellonian University |
| ناشر=Astronomical Observatory of the Jagiellonian University |
||
| تاریخ بازدید= |
| تاریخ بازدید=۲۰۰۸–۰۳-۲۴ |
||
| زبان=انگلیسی}} |
| زبان=انگلیسی}} |
||
* {{یادکرد وب |
* {{یادکرد وب |
||
خط ۵۱۰: | خط ۵۰۸: | ||
| نشانی=http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2002/cas-projects/austria_cygnus_1/ |
| نشانی=http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2002/cas-projects/austria_cygnus_1/ |
||
| عنوان=Black Hole in Cygnus | ناشر=ESA |
| عنوان=Black Hole in Cygnus | ناشر=ESA |
||
| تاریخ بازدید= |
| تاریخ بازدید=۲۰۰۸–۰۳-۲۹ |
||
| زبان=انگلیسی}} |
| زبان=انگلیسی}} |
||
* {{ویکیآسمان |
* {{ویکیآسمان |
||
|z= |
|z=۸ |
||
|en=Cygnus X-1}} |
|en=Cygnus X-1}} |
||
{{Sky|19|58|21.6756|+|35|12|05.775|6000}} |
{{Sky|19|58|21.6756|+|35|12|05.775|6000}} |
نسخهٔ ۸ ژوئیهٔ ۲۰۱۵، ساعت ۲۳:۳۷
اطلاعات رصدی مبدأ J2000 اعتدال J2000 | |
---|---|
صورت فلکی | ماکیان |
بعد | ۱۹h ۵۸m ۲۱٫۶۷۵۶s[۲] |
میل | ۰۵٫۷۷۵″ ۱۲′ +۳۵°[۲] |
قدر ظاهری (ع) | ۸٫۹۵[۲] |
مشخصات | |
نوع طیف | O9.7Iab[۲] |
شاخص رنگ U−B | −0.30[۳] |
شاخص رنگ B−V | +۰٫۸۱[۳] |
نوع متغیر | متغیر بیضوی |
اخترسنجی | |
سرعت شعاعی (Rv) | −۱۳[۲] ک.م./ث |
حرکت خاص (μ) | بعد: −۳٫۸۲[۲] mas/yr میل: −۷٫۶۲[۲] mas/yr |
اختلافمنظر (π) | ۰٫۵۸ mas |
فاصله | ۶۰۰۰ سال نوری (۲۰۰۰ پارسک) |
قدر مطلق (MV) | ۰٫۲±-۶٫۵[۴] |
جزئیات | |
جرم | ۲۰–۴۰[۵] M☉ |
شعاع | ۲۰–۲۲[۶] R☉ |
درخشندگی | (۳–۴)&#۸٬۲۰۶;×۱۰۵[۶] L☉ |
گرانش سطحی (log g) | ۰٫۰۷±۳٫۳۱[۷] cgs |
درجه حرارت | ۳۱٬۰۰۰[۸] کلوین |
سن | ۵ میلیون[۹] سال |
نامگذاریهای دیگر | |
ماکیان ایکس یک یا دجاجه ایکس یک[۱۰](به انگلیسی: Cygnus X-1، کوتاهشده: Cyg X-1[۱۱]) 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 ۲٫۳×۱۰−۲۳ Wm−۲Hz-۱[۱۲] تولید میکند. ماکیان ایکس یکی از بزرگترین احتمالات برای سیاهچاله است. این جسم حدود ۸٫۷ برابر جرم خورشید، جرم دارد[۵] و هرچه در اطرافش باشد به مشابه این رفتار میکند که در کنار یک سیاهچالهاست. شعاع افق رویداد آن ۲۶ کیلومتر محاسبه میشود.[۱۳]
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 *[۱۴][۱۵] که پرتو ایکس ایجاد میکند میشود.[۱۶] مواد دور این سیاهچاله میلیونها درجه کلوین (K) دما دارند، و بدین علت در طول موج ایکس تابش میکنند.[۱۷][۱۸][۱۹][۲۰] یک جفت افشانه فضایی به شکل عمودی از دو سر سیاهچاله خارج میشود.[۲۱]
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.[۹]
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.[۲۲]
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.[۲۳][۲۴] 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.[۱۱]
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 ۱۹h۵۳m و میل ۳۴٫۶°. در این مکان نور یا امواج رادیویی خاص دیده نمیشد.[۱۱]
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،[۲۵] اوهارو ۳۰۰ منبع جدید پرتو ایکس را کشف کرد.[۲۶] بررسیهای اوهارو نشان داد در ماکیان ایکس یک بیثباتی وجود دارد و در هر چند ثانیه تغییراتی در آن به وجود میآید.[۲۷] این تغییرات سریع این معنی میداد زایش انرژی به اندازه مساحتی کوچک ۱۰۵ km، است *[۲۸] سرعت نور ارتباط بین فضاها را محدود میکند. برای یک مقایسه قطر خورشید ۱٫۴×۱۰۶ کیلومتر است.
در مدت دوره، یک منبع امواج رادیویی در همان منطقه از فضا کشف شد که از همان منبع پرتو ایکس جاری میشد.[۲۹] اندازهگیریهای بیشتر نشان داد مکان انتشار امواج رادیویی متفاوت و در ستاره BD ۳۴°۳۸۱۵، است[۳۰] که، در کره سماوی، مکان این ستاره در نیم درجهای از ستاره قدر چهارم اتا ماکیان قرار دارد.[۱] 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،[۳۱] و چالرز توماس بولتن، از رصدخانه دیوید دانلوپ که در دانشگاه تورنتو قرار دارد،[۳۲] 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.[۳۳] 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.[۳۴][۳۵]
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.[۳۶][۳۷] 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.[۳۸]
ماکیان ایکس یک تاکنون توسط رصدخانههای بسیاری رصد و بررسی شدهاست.[۲] 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.[۳۹] به این علت، ماکیان ایکس یک در زمره ستارگانی قرار میگیرد که به آنها ریزتپاختر میگویند.[۴۰]
سیستم ستاره
این جرم فشرده همدم یک ابر غول آبی است که در طی۰٫۰۰۰۰۱۶±۵٫۵۹۹۸۲۹روز به دور مرکز ثقلشان میگردند.[۴۱] 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.[۵][۴۲] 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.[۲]
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 ۲۲۶۸۶۸، 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.[۹]
با عرض سماوی ۳ درجه و طول سماوی ۷۱ درجه،[۲]احتمال میرود در بازوی جبار در کهکشان راه شیری باشد،[۴۳] این بازو در نزدیکی بازوی کمان قرار دارد اما ثابت شدهاست که ماکیان ایکس یک در این بازو نیست،[۴۴] با وجود اینکه در کهکشان راه شیری مرز مشحصی بین بازوها وجود ندارد.
جرم فشرده
جرم این جسم فشرده به طور دقیق مطمئن نیست. مدل تکاملی ستارگان جرم آن را ۵±۲۰ جرم خورشید پیشبینی میکند،[۶] در صورتی که با روشهای دیگر ۱۰ برابر جرم خورشید تعیین شدهاست. بررسی دوره تناوب جسم پرتو ایکس مقدار جرمش به طور دقیق برابر۰٫۸±۸٫۷ جرم خورشید بهدست میدهد. در همه حالات این جسم بسیار مشابه سیاهچالهاست.[۵][۴۵][۲۰] چون بیشتر از سه برابر جرم خورشید، جرم لاشه باشد محتملترین امکان سیاهچاله است.[۴۶][۳۵]
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.[۴۷] هر چیزی که به داخل آن سقوط کند(ماده یا فوتون) امکان فرار ندارد.[۴۸]
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.[۴۹] 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 فاصه ۱۶۰ کیلومتری یافت نشد. اگرچه، این جسم ممکن است سیاهچاله باشد، اما این دادهها نشان میدهد این سیاهچاله نمیچرخد.[۵۰][۵۱] یا به عبارت دیگر این یک سیاهچاله کر نیست.[۵۲]
اگر جسم فشرده سیاهچاله باشد شعاع شوارتزیلد آن ۲۶ کیلومتر زمان تبخیر آن ۱×۱۰۶۶ سال پس از به وجود آمدن[۵۲] آنتروپیاش ۱٫۲۲×۱۰۵۶ ژول بر کلوین *[۵۳] خواهد بود.[۵۴]
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.[۵۵] 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.[۹] 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.[۹]
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[۳۵] و شعاع این لوح نزدیک ۵۰۰ برابر شعاع شوارتزشیلد سیاهچالهاست،[۱۸] یا حدود ۱۵٬۰۰۰ کیلومتر.
اگرچه پرتوهایش متغیر است اما یکی از بزرگترین منبع پرتو ایکس آسمان[۲۴] و بزرگترین منبع پرتو ایکس در صورت فلکی ماکیان است.[۵۶] 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.[۵۷] یک امکان دیگر این است که پرتوهای ایکس از طریق پراکندگی کامپتون و از تاج یا افشانهها بیرون آمده باشند.[۵۸]
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[۵۹] وجود داشته باشد.[۶۰] ماکیان ایکس یک تغییرات غیرقابل پیشبینی بین دو حالت پرتو ایکس دارد، اگرچه ممکن است به طور 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.[۶۱]
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.[۶۲]
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.[۶۳]
جتهای ماکیان ایکس یک از لحاظ نور تاریک هستند. بنابر تخمینها جتها انحراف ۳۰ درجه دارند.[۶۱] 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 به طور متوسط جت (۱۴–۴)×۱۰۳۶ ارگ/، یا (۹±۵)×۱۰۲۹وات انرژی صرف کرد.[۶۴] این انرژی ۱٬۰۰۰ برابر انرزی شارش یافته از خورشید است.[۶۵] تاکنون حلقهای در مخالف مسیر وجود ندارند زیرا چگالی جتها کم است.[۶۶]
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.[۶۷]
اچدیای ۲۲۶۸۶۸
اچدیای ۲۲۶۸۶۸ (به انگلیسی: HDE 226868) یک ابرغول با رده طیفی ۰۹٫۷ Iab[۲]که در سر حد بین کلاس O و کلاس B است؛ و دمای سطح آن ۳۱٬۰۰۰ درجه کلوین است.[۸] 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.[۶][۵]برای مقایسه، فاصله جسم فشرده با ستاره حدود ۴۰ برابر شعاع خورشید است، یا دو برابر شعاع ستاره.[۶۸]
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.[۶۹] دلیل این مسئله میتواند این باشد که این نورها توسط سیاهچاله احتمالی جذب میشوند[۷۰]
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.[۷۱] 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.[۷۲][۷۳] این ستاره از طریق بادهای ستارهای هر سال حدود ۲٫۵×۱۰-۶ جرم خورشید از دست میدهد[۷۴] 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.[۶۸] 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،[۷۵] امواج رادیویی،[۷۶] و پرتوهای ایکس خودشان متغیر هستند.[۷۷]
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.[۱۶]
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.[۷۸] بدون کاهش قدر از طریق غبار میان ستارهای این ستاره از قدر پنجم خواهد بود[۷۹] و میتوانست با چشم غیرمسلح هم دیده شود.[۸۰]
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.[۵۲]
در ویرایش دهمین سالگرد کتاب تاریخچه زمان هاوکینگ شرط را واگذار کرد[۵۲]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.[۸۱]
جستارهای وابسته
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
- ↑ ۱٫۰ ۱٫۱ برنارد آبرامز (۱۹۹۹)، Structures in Space: Hidden Secrets of the Deep Sky، Springer، ص. ۹۱، شابک ISBN ۱-۸۵۲۳۳-۱۶۵-۸ مقدار
|شابک=
را بررسی کنید: invalid character (کمک)،Eta Cygni is 25 arc minutes to the west-south-west of this star.
کاراکتر line feed character در|نقل قول=
در موقعیت 35 (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ ۲٫۰۰ ۲٫۰۱ ۲٫۰۲ ۲٫۰۳ ۲٫۰۴ ۲٫۰۵ ۲٫۰۶ ۲٫۰۷ ۲٫۰۸ ۲٫۰۹ ۲٫۱۰ ۲٫۱۱ استاف (۳ مارس، [[۲۰۰۳ (میلادی)|]]). "ماکیان ایکس یک دوتای پرجرم پرتو ایکس" (به انگلیسی). Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2008-03-03.
{{cite web}}
: Check date values in:|تاریخ=
(help) - ↑ ۳٫۰ ۳٫۱ جی براگمن (۱۹۷۳)، بولتن آبزرواتوری، ش. ۶۴۷ پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); پارامتر|تاریخ بازیابی=
نیاز به وارد کردن|پیوند=
دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ نیکساو (۱۹۸۷)، Astrophysical Journal، Part 1، ش. ۳۲۱، ص. ۴۲۵–۴۳۷ پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); پارامتر|تاریخ بازیابی=
نیاز به وارد کردن|پیوند=
دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ ۵٫۰ ۵٫۱ ۵٫۲ ۵٫۳ ۵٫۴ لورنزو یوریو (۲۴ ژوئیه، ۲۰۰۷)، e-print، doi:10.1007/s10509-008-9839-y تاریخ وارد شده در
|تاریخ=
را بررسی کنید (کمک); پارامتر|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک) - ↑ ۶٫۰ ۶٫۱ ۶٫۲ ۶٫۳ جی زیوسکی (۲۰۰۵)، Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ش. ۳۵۸، ص. ۸۵۱–۸۵۹، doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08796.x پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک) نکته: برای شعاع و درخشندگی، به جدول یک نگاه کنید d=2 kpc. - ↑ 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)
- ↑ ۸٫۰ ۸٫۱ استاف (June 10، ۲۰۰۳). "Integral's view of Cygnus X-1" (به انگلیسی). ESA. Retrieved 2008-03-20.
{{cite web}}
: Check date values in:|تاریخ=
(help) - ↑ ۹٫۰ ۹٫۱ ۹٫۲ ۹٫۳ ۹٫۴ Science، ج. ۵۶۲۲ ش. ۳۰۰، ص. ۱۱۱۹–۱۱۲۰، ۲۰۰۳، doi:10.1126/science.1083451، PMID 12714674 از پارامتر ناشناخته
|نویسند=
صرفنظر شد (کمک); پارامتر|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); پارامتر|تاریخ بازیابی=
نیاز به وارد کردن|پیوند=
دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ کاکو، میکیو (۱۳۸۸)، «فصل ۱۵۱»، فراسوی اینشتین، تامسون، جنیفر، انتشارات فاطمی، شابک ISBN ۹۶۴-۳۱۸-۳۴۶-۷ مقدار
|شابک=
را بررسی کنید: invalid character (کمک) - ↑ ۱۱٫۰ ۱۱٫۱ ۱۱٫۲ باویر (۱۹۶۵)، Science، ج. ۳۶۵۶ ش. ۱۴۷، ص. ۳۹۴–۳۹، doi:10.1126/science.147.3656.394، PMID 17832788 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ والتر لوین (۲۰۰۶)، Compact Stellar X-ray Sources، Cambridge University Press، ص. p٫ ۱۵۹، شابک ISBN ۰-۵۲۱-۸۲۶۵۹-۴ مقدار
|شابک=
را بررسی کنید: invalid character (کمک)(یادکرد دست دوم) - ↑ "سیاهچالهها" (به انگلیسی). دانشگاه هنگکنگ. ۲۸ ژوئن، ۲۰۰۶. Retrieved 2008-03-28.
{{cite web}}
: Check date values in:|تاریخ=
(help); Unknown parameter|=
ignored (help) - ↑ برابر از:اینجا آن را دیسک توأم، و صفحه تجمع نیز گفتهاند.
- ↑ تد بان (شهریور ۱۳۸۷)، ترجمهٔ امین اشرفی، دانشمند، ج. ۶ ش. ۵۳۹، ص. ۲۸ پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک) - ↑ ۱۶٫۰ ۱۶٫۱ دی. آر جیاس (۱۹۸۶)، «The optical spectrum of HDE ۲۲۶۸۶۸ = Cygnus X-۱٫ II — Spectrophotometry and mass estimates»، ش. ۳۰۴، ص. ۳۷۱–۳۹۳، doi:10.1086/164171 از پارامتر ناشناخته
|زورنال=
صرفنظر شد (کمک); پارامتر|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ ساگاری نایکشین (۳ نوامبر، ۱۹۹۸). "روشنایی پرتو ایکس در ماکیان ایکس یک" (به انگلیسی). دانشگاه کرنل. Retrieved 2008-03-29.
{{cite web}}
: Check date values in:|تاریخ=
(help) - ↑ ۱۸٫۰ ۱۸٫۱ ای. جی. یانگ (۲۰۰۱)، Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ش. ۳۲۵، ص. ۱۰۴۵–۱۰۵۲، doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04498.x پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ «سیاه چاله». دریافتشده در ۳ اوت ۲۰۰۸. تاریخ وارد شده در
|تاریخ بازدید=
را بررسی کنید (کمک) - ↑ ۲۰٫۰ ۲۰٫۱ «سیاهچاله». گروه سها. دریافتشده در ۳ اوت ۲۰۰۸. تاریخ وارد شده در
|تاریخ بازدید=
را بررسی کنید (کمک) - ↑ Memorie della Società Astronomica Italiana، ش. ۷۵، ص. ۲۸۲–۲۹۰، ۲۰۰۵ از پارامتر ناشناخته
|نوسنده=
صرفنظر شد (کمک); پارامتر|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|ژورنال=
وجود دارد (کمک); پارامتر|تاریخ بازیابی=
نیاز به وارد کردن|پیوند=
دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ استاف (۲۷ فوریه، ۲۰۰۴ میلادی)). "ورود به کهکشان یا راه اصلی؟" (به انگلیسی). دانشگاه اسوینبار. Retrieved 2008-03-31.
{{cite web}}
: Check date values in:|تاریخ=
(help) - ↑ فربرد هریتمن (۲۰۰۲)، «From the ionosphere to high energy astronomy – a personal experience»، The Century of Space Science، Springer، شابک ISBN ۰-۷۹۲۳-۷۱۹۶-۸ مقدار
|شابک=
را بررسی کنید: invalid character (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ ۲۴٫۰ ۲۴٫۱ سی. زی لی (۱۹۹۹)، The Astrophysical Journal، ش. ۶۱۱، ص. ۱۰۸۴–۱۰۹۰، doi:10.1086/422209 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ استاف (۲۶ ژوئن، ۲۰۰۳). "ماهواره اوهارو" (به انگلیسی). ناسا. Retrieved 2008-05-09.
{{cite web}}
: Check date values in:|تاریخ=
(help) - ↑ ریکاردو گیاکونی (December 8، ۲۰۰۲). "The Dawn of X-Ray Astronomy" (به انگلیسی). The Nobel Foundation. Retrieved 2008-03-24.
{{cite web}}
: Check date values in:|تاریخ=
(help) - ↑ ام. اودا (۱۹۹۹)، The Astrophysical Journal، ش. ۱۶۶، ص. L۱–L۷، doi:10.1086/180726 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(یادکرد دست دوم) - ↑ این مسافت معادل حرکت سه ثانیه نور است.
- ↑ اس باویر (۱۹۷۱)، The Astrophysical Journal، ش. ۱۶۸، ص. L۹۱–L۹۳، doi:10.1086/180790 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(یادکرد دست دوم) - ↑ هربرت گورسکی (۱۹۷۲)، The Astrophysical Journal، ش. ۱۷۵، ص. L۱۴۱–L۱۴۴، doi:10.1086/181003 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ لوییس وبستر (۱۹۷۲)، نیچر، ج. ۲ ش. ۲۳۵، ص. ۳۷–۳۸، doi:10.1038/235037a0 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک) - ↑ بولتون (۱۹۷۲)، نیچر، ج. ۲ ش. ۲۳۵، ص. ۲۷۱–۲۷۳، doi:10.1038/235271b0 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک) - ↑ جین پیر لومینت (۱۹۹۲)، سیاهچالهها، انتشارات دانشگاه کمبریج، شابک ISBN ۰-۵۲۱-۴۰۹۰۶-۳ مقدار
|شابک=
را بررسی کنید: invalid character (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ آی بومباسی (۱۹۹۶)، Astronomy and Astrophysics، ش. ۳۰۵، ص. ۸۷۱–۸۷۷، doi:10.1088/1367-2630/7/1/199 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ ۳۵٫۰ ۳۵٫۱ ۳۵٫۲ پال هاچ (۱۳۸۴)، «سیاهچالهها»، ساختار ستارگان و کهکشانها، ترجمهٔ توفیق حیدرزاده، تهران: موسسه جغرافیای و کارتوگرافی گیتاشناسی، ص. ۱۸۱و۱۸۲، شابک ISBN ۹۶۴-۶۲۴۱-۱۰-۷ مقدار
|شابک=
را بررسی کنید: invalid character (کمک) پارامتر|چاپ=
اضافه است (کمک) - ↑ براس لورستن (November 10، ۱۹۹۷). "The First Black Hole" (به انگلیسی). University of Toronto. Retrieved 2008-03-11.
{{cite web}}
: Check date values in:|تاریخ=
(help) - ↑ شیپمن (۱۹۷۵)، Astrophysical Letters، ج. ۱ ش. ۱۶، ص. ۹–۱۲ پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ آرای روچیلد (۱۹۷۴)، The Astrophysical Journal، ش. ۱۸۹، ص. ۷۷–۱۱۵، doi:10.1086/181452 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ المر کوردینگ (۲۰۰۶)، Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ش. ۳۷۲، ص. ۱۳۶۶–۱۳۷۸، doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10954.x پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ جیم برینرد (July 20، ۲۰۰۵). "X-rays from AGNs" (به انگلیسی). The Astrophysics Spectator. Retrieved 2008-03-24.
{{cite web}}
: Check date values in:|تاریخ=
(help) - ↑ سی بروکسپ (۱۹۹۹)، Astronomy & Astrophysics، ش. ۳۴۳، ص. ۸۶۱–۸۶۴ پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ The Astrophysical Journal، ش. ۲۰۰، ص. ۲۶۹–۲۷۷، ۱۹۷۵ از پارامتر ناشناخته
|نویسند=
صرفنظر شد (کمک); پارامتر|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ اچ گورسکی (۱۹۷۱)، Astrophysical Journal، ش. ۱۶۷، ص. L۱۵ http://adsabs.harvard.edu/abs/1971ApJ...167L..15G پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ جرج جیئوبل. "7.0 The Milky Way Galaxy" (به انگلیسی). In The Public Domain. Retrieved 2008-06-29.
- ↑ "New technique for 'weighing' black holes" (به انگلیسی). اسا. May 16، ۲۰۰۷. Retrieved 2008-03-10.
{{cite web}}
: Check date values in:|تاریخ=
(help); Unknown parameter|lنویسنده=
ignored (help)(ارجاع دست دوم) - ↑ زیلیک و اسمیت (۱۳۷۸)، «مرگ ستارگان»، نجوم و اخترفیزیک مقدماتی، ترجمهٔ جمشید قنبری، تقی عدالتی، مشهد: دانشگاه امام رضا، ص. ۲۱۹، شابک ISBN ۹۶۴-۶۵۸۲-۱۴-۱ مقدار
|شابک=
را بررسی کنید: invalid character (کمک) پارامتر|چاپ=
اضافه است (کمک) - ↑ ا. ای. روزلر (۱۹۹۸)، Chaos، Solitons & Fractals، ج. ۷ ش. ۹، ص. ۱۰۲۵–۱۰۳۴، doi:10.1016/S0960-0779(98)80004-0 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ استاف (۹ ژانویه، ۲۰۰۶). "Scientists find black hole's 'point of no return'" (به انگلیسی). Massachusetts Institute of Technology. Retrieved 2008-03-28.
{{cite web}}
: Check date values in:|تاریخ=
(help) - ↑ جوزف دولان (۲۰۰۱)، The Publications of the Astronomical Society of the Pacific، ش. ۱۱۳، ص. ۹۷۴–۹۸۲، doi:10.1086/322917 از پارامتر ناشناخته
|دوهر=
صرفنظر شد (کمک); پارامتر|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ 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)
- ↑ روی استیو (۱۷ سپتامبر، ۲۰۰۳). ««Iron-Clad» Evidence For Spinning Black Hole». Chandra press Room. دریافتشده در 2008-03-11. تاریخ وارد شده در
|تاریخ=
را بررسی کنید (کمک) - ↑ ۵۲٫۰ ۵۲٫۱ ۵۲٫۲ ۵۲٫۳ استیون هاوکینگ (۱۳۸۳)، «سیاهچالهها»، تاریخچه زمان، ترجمهٔ محمدرضا محجوب، شرکت سهامی انتشار، ص. ۱۲۳–۱۲۷، شابک ISBN ۹۶۴-۵۷۳۵-۱۹-X مقدار
|شابک=
را بررسی کنید: invalid character (کمک) پارامتر|چاپ=
اضافه است (کمک) - ↑ این عدد از فرمول زیر که در منبع درج شدهاست به دستآمده:
که در آن s آنتروپی، A مساحت افق رویداد، k ثابت بولتزمن، c سرعت نور G ثابت جهانی گرانش و ثابت کاهیده پلانک است. - ↑ استیون هاوکینگ (۱۳۸۴)، «ریخت و شکل زمان»، جهان در پوست گردو، ترجمهٔ محمدرضا محجوب، حریر، ص. ۹۹، شابک ISBN ۹۶۴-۹۳۳۴۲-۵-۴ مقدار
|شابک=
را بررسی کنید: invalid character (کمک) پارامتر|چاپ=
اضافه است (کمک) - ↑ فیلیپ پودیلوزسکی (۲۰۰۲)، Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ج. ۲ ش. ۳۴۱، ص. ۳۸۵–۴۰۴، doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06464.x پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ میرترابی, محمدتقی (زمستان ۱۳۸۳). "خواص سیاهچالهها" در همایش سیاهچالهها و ستارههای نوترونی..
- ↑ جی سی لینگ (۱۹۹۷)، The Astrophysical Journal، ش. ۴۸۴، ص. ۳۷۵–۳۸۲، doi:10.1086/304323 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ ان. کیلیفس (۲۰۰۶)، Advances in Space Research، ش. ۳۸، ص. ۲۸۱۰–۲۸۱۲، doi:10.1016/j.asr.2005.09.045 از پارامتر ناشناخته
|دوهر=
صرفنظر شد (کمک); پارامتر|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ cross-check
- ↑ 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.
{{cite web}}
: Check date values in:|تاریخ=
(help); Unknown parameter|کار=
ignored (help) - ↑ ۶۱٫۰ ۶۱٫۱ دیهگو تورس (۲۰۰۵)، «Probing the Precession of the Inner Accretion Disk in Cygnus X-۱»، ش. ۶۲۶، ص. ۱۰۱۵–۱۰۱۹، doi:10.1086/430125 از پارامتر ناشناخته
|زورنال=
صرفنظر شد (کمک); پارامتر|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ جی. کیتوماتو (۲۰۰۰)، The Astrophysical Journal، ج. ۵۳۱، ص. ۵۴۶–۵۵۲، doi:10.1086/308423 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ میتشل بگلمن (۲۰۰۳)، Science، ج. ۵۶۲۷ ش. ۳۰۰، ص. ۱۸۹۸–۱۹۰۳، doi:10.1126/science.1085334، PMID 12817138 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ دی. ام راسل (۲۰۰۷)، Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ج. ۳ ش. ۳۷۶، ص. ۱۳۴۱–۱۳۴۹، doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11539.x پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ جولیانو ساکمن (۱۹۹۳)، The Astrophysical Journal، ش. ۴۱۸، ص. ۴۵۷–۴۶۸، doi:10.1086/173407 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ ای. گالو (۲۰۰۵)، مجلهٔ طبیعت، ج. ۷۰۵۲ ش. ۴۳۶، doi:10.1038/nature03879 از پارامتر ناشناخته
|صفحهs=
صرفنظر شد (کمک); پارامتر|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ آلبرت اتل (۲۰۰۷)، Astrophysical Journal Letters، ش. ۶۶۵، ص. L۵۱–L۵۴، doi:10.1086/521145 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ ۶۸٫۰ ۶۸٫۱ جی. ام میلر (۲۰۰۵)، The Astrophysical Journal، ش. ۶۲۰، ص. ۳۹۸–۴۰۴، doi:10.1086/426701 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ 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)
- ↑ آرتور کوکس (۲۰۰۱)، Allen's Astrophysical Quantities، Springer، ص. ۴۰۷، شابک ISBN ۰-۳۸۷-۹۵۱۸۹-X مقدار
|شابک=
را بررسی کنید: invalid character (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ جی. کالیزو (۱۹۹۵)، Rev. Mex. Astron. Astrofis.، ج. ۱ ش. ۳۱، ص. ۶۳–۸۶ پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ پی. اس کونتی (۱۹۷۸)، Astronomy and Astrophysics، ش. ۶۳، ص. ۱–۲ پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ جی. دبلیو سورز (۱۹۹۸)، The Astrophysical Journal، ج. ۱ ش. ۵۰۶، ص. ۴۲۴–۴۳۰، doi:10.1086/306246 کاراکتر line feed character در
|مقاله=
در موقعیت 112 (کمک); پارامتر|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ جی. بی هاتچین (۱۹۷۶)، The Astrophysical Journal، ش. ۲۰۳، ص. ۴۳۸–۴۴۷، doi:10.1086/154095 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک) - ↑ سیکوا ورتیلک (۲۰۰۶)، Bulletin of the American Astronomical Society، ش. ۳۸، ص. ۳۳۴ پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ج. ۱ ش. ۳۰۲، ص. L۱–L۵، ۱۹۹۹، doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02225.x از پارامتر ناشناخته
|نوینسده=
صرفنظر شد (کمک); پارامتر|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ دی. آر جیاس (۲۰۰۳)، The Astrophysical Journal، ش. ۵۸۳، ص. ۴۲۴–۴۳۶، doi:10.1086/345345 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ بروس مارگون (۱۹۷۳)، The Astrophysical Journal، ج. ۲ ش. ۱۸۵، ص. L۱۱۳–L۱۱۶، doi:10.1086/181333 پارامتر
|عنوان= یا |title=
ناموجود یا خالی (کمک); پیوند خارجی در|مقاله=
وجود دارد (کمک); از|مقاله=
صرفنظر شد (کمک)(ارجاع دست دوم) - ↑ "Interstellar Reddening" (به انگلیسی). Swinburne University of Technology.
{{cite web}}
: Unknown parameter|تایخ بازدید=
ignored (help) - ↑ جیم کالر. "Cygnus X-1" (به انگلیسی). دانشگاه ایلینویز. Retrieved 2008-03-19.
- ↑ کیپ ثورن (۱۹۹۴)، سیاهچالهها و ریسمان زمان، W. W. Norton & Company، شابک ISBN ۰-۳۹۳-۳۱۲۷۶-۳ مقدار
|شابک=
را بررسی کنید: invalid character (کمک)(ارجاع دست دوم)
ییوند به بیرون
- استاف (June 10، ۲۰۰۵). "Artist's impression of Cygnus X-1" (به انگلیسی). ESA. Retrieved 2008–03-24.
{{cite web}}
: Check date values in:|تاریخ بازدید=
و|تاریخ=
(help) - استاف (April 1، ۱۹۹۶). "Cygnus X-1، the black hole" (به انگلیسی). Astronomical Observatory of the Jagiellonian University. Retrieved 2008–03-24.
{{cite web}}
: Check date values in:|تاریخ بازدید=
و|تاریخ=
(help) - دبلیو. سیرمن. (December 18، ۲۰۰۲). "Black Hole in Cygnus" (به انگلیسی). ESA. Retrieved 2008–03-29.
{{cite web}}
: Check date values in:|تاریخ بازدید=
و|تاریخ=
(help) - ماکیان ایکس یک در ویکیاسکای. اوآرجی: DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Hydrogen α, [۱]، Astrophoto, نقشۀ آسمان، Articles and images