YaChudo

Лебідь X-1

Переглядів: 0. Оновлено 23.10.2026.

HDE 226868

Розташування Лебідь X-1 (виділено) зліва від Ета Лебедя в сузір'ї Лебідь.
Дані спостереження
Епоха J2000
Сузір’я Лебідь
Пряме піднесення 19г 58х 21,67595с[1]
Схилення +35° 12′ 05,7783″[1]
Видима зоряна величина (V) 8,72–8,93[2]
Характеристики
Спектральний клас O9,7Iab[3]
Показник кольору (B−V) +0,81[4]
Показник кольору (U−B) −0,30[4]
Тип змінності Еліпсоїдальна змінна[2]
Астрометрія
Променева швидкість (Rv) −13[3] км/c
Власний рух (μ) Пр.сх.: −3,812±0,015[5] мас/р
Схил.: −6,310±0,017[5] мас/р
Паралакс (π) 0.4439 ± 0.0159 мас[5]
Відстань 7300 ± 300 св. р.
(2250 ± 80 пк)
Абсолютна зоряна
величина (MV) 		−6,5±0,2[6]
Фізичні характеристики
Маса 29+6
−3 M☉
Радіус 22,9+1,5
−2,5 R☉
Світність 320 000+82 000
−65 000 L☉
Ефективна температура 28 500±1 000 K
Вік 0,0048-0,0076[7] млрд. років
Інші позначення
AG (or AGK2)+35 1910, BD+34 3815, HD (or HDE) 226868, HIP 98298, SAO 69181, V1357 Cyg[3].

Лебідь X-1[8] (лат. Cygnus X-1) — подвійна зоряна система в сузір'ї Лебедя, яка складається з блакитного надгіганта й чорної діри, яка захоплює зоряний вітер від надгіганта, і навколо неї утворюється гарячий акреційний диск, який яскраво світиться в рентгенівському діапазоні. Це робить Лебідь X-1 рентгенівською подвійною системою й одним з найяскравіших рентгенівських джерел на земному небі.

Компоненти подвійної системи розташовані на відстані близько 7 000 світлових років від Землі й 0,2 а.о. один від одного. Ця система може належати до зоряної асоціації Лебідь OB3. Маса чорної діри становить близько 15 мас Сонця, а надгіганта — близько 30 мас Сонця. Імовірно, подвійна система виникла близько 5 мільйонів років тому, а початкова маса більшої зорі перевищувала 40 мас Сонця, але протягом еволюції ця зоря втратила більшу частину своєї маси у формі зоряного вітру і зрештою сколапсувала в чорну діру.

Лебідь X-1 відкрили 1964 року за допомогою суборбітальної ракети, і він дотепер залишається одним із найдетальніше досліджених астрономічних об'єктів свого класу. 1975 року Лебідь X-1 став предметом дружнього наукового парі між Стівеном Гокінгом і Кіпом Торном: Гокінг ставив на те, що компактний об'єкт у системі не є чорною дірою, при цьому сподіваючись програти. 1990 року під тиском нових спостережних даних Гокінг визнав свою поразку й погодився, що це чорна діра. Загалом компактний компонент Лебедя X-1 став першою загальновизнаною чорною дірою в подвійних рентгенівських системах.

Відкриття та спостереження

Спостереження рентгенівського випромінювання дає змогу вивчати небесні явища, пов'язані з газом температурою в мільйони градусів. Однак через те, що рентгенівське випромінювання поглинає атмосфера Землі, спостерігати небесні рентгенівські джерела неможливо без виведення приладів за межі атмосфери[9][10]. Лебідь X-1 відкрили за допомогою рентгенівських приладів, встановлених на геофізичній ракеті, запущеній з ракетного полігону «Вайт Сендс» у Нью-Мексико. У межах тривалої програми картографування таких джерел 1964 року провели огляд за допомогою двох суборбітальних ракет Aerobee. Ракети несли лічильники Гейгера для вимірювання рентгенівського випромінювання в діапазоні довжин хвиль 1–15 Å на ділянці неба завширшки 8,4°. Під час обертання ракет ці прилади сканували небо, створюючи карту щільно розташованих смуг огляду[11].

Унаслідок цих оглядів відкрили вісім нових джерел космічного рентгенівського випромінювання, зокрема Лебідь XR-1 (згодом Лебідь X-1) у сузір'ї Лебедя. Небесні координати цього джерела оцінили як пряме піднесення 19h53m і схилення 34,6°. Його не пов'язували з жодним особливо помітним радіо- чи оптичним джерелом на цій ділянці неба[11]. Це рентгенівське джерело є одним із найяскравіших на земному небі й має максимальну густину потоку 2,3×10−23 Вт/(м2⋅Гц) (2,3×103 Ян)[12][13].

Усвідомлюючи потребу в триваліших дослідженнях, 1963 року Ріккардо Джакконі та Герберт Гурскі запропонували перший орбітальний супутник для вивчення рентгенівських джерел. НАСА запустило свій супутник «Ухуру» в 1970 році[14], що дозволило виявити 300 нових рентгенівських джерел[15]. Тривалі спостереження «Ухуру» за Лебедем X-1 показали коливання інтенсивності рентгенівського випромінювання, що відбуваються кілька разів на секунду[16]. Така швидка змінність означала, що рентгенівське випромінювання має виникати в компактній області розміром не більш як ~105 км (приблизно розміром із Юпітер)[17], оскільки швидкість світла обмежує передавання впливів між віддаленішими ділянками.

У квітні-травні 1971 року Люк Брес і Джордж Майлі з Лейденської обсерваторії, а незалежно від них Роберт Єллмінг і Кемпбелл Вейд у Національній радіоастрономічній обсерваторії[18], виявили радіовипромінювання від Лебедя X-1, а визначене ними точне положення джерела радіовипромінювання ототожнило рентгенівське джерело із зорею AGK2 +35 1910, вона ж HDE 226868[19][20]. На небесній сфері ця зоря лежить приблизно за пів градуса від зорі 4-ї зоряної величини η Лебедя[21]. HDE 226868 є типовим надгігантом спектрального класу O[22]. Потужне рентгенівське випромінювання Лебедя X-1 могло виникати через акрецію газу з HDE 226868 на компактний об'єкт і нагрів газу до дуже високих температур під час такої акреції[23][24][25].

Луїза Вебстер і Пол Мердін з Гринвіцької королівської обсерваторії[26] та незалежно від них Чарльз Томас Болтон з Обсерваторії Девіда Данлепа в Торонтському університеті[27] оголосили 1972 року про відкриття масивного невидимого компаньйона HDE 226868. Вимірювання доплерівського зсуву в спектрі зорі довели наявність компаньйона й дали змогу оцінити його масу за орбітальними параметрами[28]. З огляду на велику передбачену масу об'єкта вони припустили, що це може бути чорна діра, оскільки максимально можлива маса нейтронної зорі не перевищує 3 мас Сонця[29].

Подальші спостереження дедалі більше зміцнювали ці аргументи, і наприкінці 1973 року астрономічна спільнота загалом визнала, що компактний об'єкт Лебедя X-1 найімовірніше є чорною дірою[30][31]. Точніші вимірювання Лебедя X-1 виявили його змінність на часових масштабах порядку 1 мілісекунди. Такий інтервал узгоджується з турбулентністю в диску речовини навколо чорної діри — акреційному диску. Рентгенівські спалахи тривалістю близько третини секунди відповідають очікуваному часовому масштабу падіння речовини до чорної діри[32].

Рентгенівське зображення Лебедя X-1, отримане телескопом на повітряній кулі в межах проєкту HERO

Відтоді Лебідь X-1 є об'єктом детальних досліджень за допомогою орбітальних і наземних інструментів[3]. Подібність випромінювання рентгенівських подвійних систем, таких як HDE 226868/Лебідь X-1, та активних ядер галактик вказує на спільний механізм енерговиділення за участю чорної діри, акреційного диска та релятивістських джетів[33]. Тому Лебідь X-1 зараховують до класу об'єктів, званих мікроквазарами — меншого за масштабом аналога квазарів. Наукові дослідження подвійних систем на кшталт HDE 226868/Лебідь X-1 сприяють розумінню фізики активних галактик[34].

Подвійна система

Чорна діра і блакитний надгігант утворюють подвійну систему, у якій вони обертаються навколо спільного центра мас з періодом 5,599829 доби[35]. Під час спостереження з Землі компактний об'єкт ніколи не заходить за іншу зорю, тобто система не є затемнювано-подвійною. Однак нахил орбітальної площини до лінії зору із Землі залишається невизначеним: оцінки варіюються від 27° до 65°. У дослідженні 2007 року нахил оцінили в 48,0±6,8°, а велика піввісь становить приблизно 0,2 а. о., або 20 % відстані від Землі до Сонця. Вважають, що ексцентриситет орбіти дорівнює лише 0,018±0,002, тобто орбіта майже колова[36][37]. Очікують, що через п'ять мільярдів років система зіллється в одну чорну діру, можливо, породивши під час цього процесу гравітаційні хвилі[38].

Крива блиску Лебедя X-1[39]

Лебідь X-1 має таку ж швидкість, як асоціація масивних зір Лебідь OB3, що також розташована приблизно за 7 000 світлових років від Землі. Це означає, що Лебідь X-1 і ця OB-асоціація, ймовірно, утворилися одночасно й в одному місці. Якщо це так, то вік системи становить близько 5±1,5 млн років[40]. Швидкість руху HDE 226868 відносно Лебедя OB3 становить 9±3 км/с, що є типовим значенням випадкового руху всередині зоряної асоціації. HDE 226868 розташована приблизно за 60 пк від центру асоціації й могла досягти такої відстані приблизно за 7±2 млн років, що загалом узгоджується з оціненим віком асоціації[41]. Відстань до Лебедя X-1, обчислена за тригонометричним паралаксом, становить 1 860 ± 120 пк (6 070 ± 390 св. р.)[42], а за даними радіоастрометрії — 2 220 ± 170 пк (7 240 ± 550 св. р.)[43]

За галактичною широтою 4° і галактичною довготою 71°[3] ця система лежить усередині Чумацького Шляху вздовж того самого рукава Оріона, у якому розташоване Сонце[44], поблизу місця, де цей рукав наближається до рукава Стрільця. Лебідь X-1 також описували як об'єкт рукава Стрільця[45].

Чорна діра

Визначена різними методами маса компактного об'єкта перевищує максимальну масу нейтронної зорі — так звану межу Оппенгеймера — Волкова. Моделі зоряної еволюції дають значення маси компактного об'єкта 20±5 M☉[46]. Вимірювання, опубліковані 2021 року, дали оцінку маси 21,2±2,2 M☉[43][47]. У дослідженні 2025 року масу оцінили як 17,5 M☉, що може бути лише верхньою межею, тоді як інший метод дав 13,8 M☉[38]. Вимірювання періодів змінності рентгенівського випромінювання поблизу об'єкта дали оцінку маси 14,8±1 M☉. У будь-якому разі, найімовірніше цей об'єкт є чорною дірою[36][48] — областю простору, де гравітаційне поле настільки сильне, що не дозволяє електромагнітному випромінюванню вийти за межі внутрішньої області. Межу цієї області називають горизонтом подій, а її радіус — радіусом Шварцшильда (для чорної діри в Лебеді X-1 радіус Шварцшильда становить близько 44 км). Усе, що проходить через цю межу, включно з речовиною та фотонами, вже не може вирватися назовні[49].

Свідчення існування саме такого горизонту подій отримали 1992 року за допомогою спостережень в ультрафіолетовому діапазоні за допомогою високошвидкісного фотометра на космічному телескопі Габбла, а оголосили про цей результат 2001 року[50]. Коли самосвітні згустки речовини по спіралі наближаються до чорної діри, їхнє випромінювання надходить серією імпульсів, що зазнають дедалі більшого гравітаційного червоного зміщення в міру наближення речовини до горизонту[51][52]. Речовина, що падає на тверде компактне тіло, мала б випромінити завершальний спалах енергії, тоді як матеріал, який перетинає горизонт подій, цього не робить. Було зафіксовано два такі «згасаючі ланцюжки імпульсів» (англ. dying pulse trains), що узгоджується з існуванням чорної діри[53]. Те, що об'єкт має епізодичні рентгенівські спалахи тривалістю близько 1 мс, дає додаткову оцінку верхньої межі його розміру — 300 км[54]. Загалом загальновизнано, що цей об'єкт надто малий, аби бути будь-яким відомим типом звичайної зорі чи іншим можливим об'єктом, окрім чорної діри[55].

Зображення Лебедя X-1, отримане рентгенівською обсерваторією «Чандра»

Обертання компактного об'єкта поки що визначене недостатньо точно. Аналіз даних космічної рентгенівської обсерваторії «Чандра» не виявив ознак обертання компактного об'єкта Лебедя X-1[56][57]. Однак дані, оприлюднені 2011 року, вказують, що він обертається надзвичайно швидко — приблизно 790 разів на секунду[58].

Утворення

Наймасивніша зоря головної послідовності в асоціації Лебідь OB3 має масу близько 40 M☉. Оскільки масивніші зорі еволюціонують швидше, це означає, що зоря-попередниця чорної діри Лебедя X-1 мала масу понад 40 M☉[59]. З огляду на сучасну оцінку маси чорної діри, зоря-попередниця мала втратити понад 30 M☉ речовини. Частина цієї маси могла перейти до HDE 226868, а решту, найімовірніше, виніс потужний зоряний вітер. Збагачення зовнішньої атмосфери HDE 226868 гелієм може бути свідченням такого перенесення маси[60]. Імовірно, зоря-попередниця могла еволюціонувати в зорю Вольфа — Рає, яка викидає значну частину своєї атмосфери саме завдяки настільки сильному зоряному вітру[41].

Якби зоря-попередниця вибухнула як наднова, то спостереження подібних об'єктів показують, що залишок найімовірніше був би викинутий із системи з відносно великою швидкістю. Оскільки об'єкт залишився на орбіті, це свідчить, що зоря-попередниця могла безпосередньо колапсувати в чорну діру без вибуху (або ж спричинила лише порівняно слабкий вибух)[41].

Акреційний диск

Рентгенівський спектр Лебедя X-1, отриманий космічною обсерваторією «Чандра», який показує характерний пік поблизу 6,4 кеВ, зумовлений іонізованим залізом в акреційному диску. Цей пік зазнає гравітаційного червоного зміщення й розширення через ефект Доплера[61]

Вважають, що навколо компактного об'єкта обертається тонкий плоский акреційний диск. Цей диск сильно нагрівається через тертя між іонізованим газом на швидших внутрішніх орбітах і газом на повільніших зовнішніх орбітах. Він поділяється на гарячу внутрішню область із відносно високим ступенем іонізації й холоднішу, слабше іонізовану зовнішню область, що простягається приблизно до 500 радіусів Шварцшильда[62], або близько 15 000 км. Речовина у внутрішній частині диска нагрівається до мільйонів градусів, породжуючи спостережуване рентгенівське випромінювання[63][62].

Хоча Лебідь X-1 нерегулярно змінний, він зазвичай є найяскравішим на земному небі постійним джерелом жорсткого рентгенівського випромінювання з енергіями приблизно від 30 до кількох сотень кілоелектронвольт[10]. Рентгенівське випромінювання виникає тоді, коли фотони нижчої енергії з тонкого внутрішнього акреційного диска збільшують енергію внаслідок зворотнього комптонівського розсіювання на електронах дуже високої температури в геометрично товстішій, але майже прозорій короні, яка його оточує, а також частково через подальше відбиття від поверхні тонкого диска[64]. Крім того, рентгенівське випромінювання може зазнавати комптонівського розсіяння біля основи джета, а не тільки в короні диска[65].

Рентгенівське випромінювання Лебедя X-1 може змінюватися за частково повторюваною схемою, яку називають квазіперіодичними осциляціями. Маса компактного об'єкта може визначати відстань, на якій навколишня плазма починає випромінювати ці квазіперіодичні осциляції: зі зменшенням маси радіус теж зменшується. Цей метод використовували для оцінювання маси чорної діри Лебедя X-1, що дало змогу перевірити результати інших визначень маси[66].

Пульсацій зі сталим періодом, подібних до тих, що виникають унаслідок обертання нейтронної зорі, у Лебедя X-1 ніколи не спостерігали[67][68]. Пульсації нейтронних зір спричиняє обертання магнітного поля нейтронної зорі, однак теорема про відсутність волосся гарантує, що магнітне поле чорної діри точно орієнтоване вздовж її осі обертання, а отже є статичним. Наприклад, рентгенівську подвійну систему V 0332+53 вважали можливим кандидатом у чорні діри, доки не виявили пульсації[69]. У Лебедя X-1 ніколи не фіксували рентгенівських спалахів, подібних до тих, що спостерігають у нейтронних зір[70]. Лебідь X-1 непередбачувано перемикається між двома рентгенівськими станами. У найпоширенішому стані рентгенівське випромінювання є «жорстким», тобто більша його частина має високу енергію. У рідкіснішому стані випромінювання є «м'яким», і більша частина фотонів має нижчу енергію. М'який стан також виявляє сильнішу змінність. Вважають, що жорсткий стан виникає в короні, яка оточує внутрішню частину непрозорішого акреційного диска. М'який стан настає тоді, коли диск наближається до компактного об'єкта (можливо, до 150 км), що супроводжується охолодженням або викидом корони. Коли формується нова корона, Лебідь X-1 знову переходить у жорсткий стан[71].

Потік рентгенівського випромінювання Лебедя X-1 змінюється періодично кожні 5,6 доби, особливо під час верхнього сполучення, коли HDE 226868 лежить між спостерігачем і компактним об'єктом. Це вказує, що випромінювання частково перекривається навколозоряною речовиною, якою може бути зоряний вітер від HDE 226868. У випромінюванні також є періодичність близько 300 діб, яку може спричиняти прецесія акреційного диска[72].

Джети

На зображенні показано дугоподібну ударну хвилю, що виникла внаслідок взаємодії джета акреційного диска Лебедя X-1 зі щільною міжзоряною хмарою

Коли акретована речовина падає до компактного об'єкта, вона втрачає гравітаційну потенціальну енергію. Частина цієї вивільненої енергії розсіюється через релятивістські джети, спрямовані перпендикулярно до акреційного диска. Ця пара джетів уносить від акреційного диска надлишок енергії та моменту імпульсу. Їх можуть створювати магнітні поля в газі, що оточує компактний об'єкт[73].

Джети Лебедя X-1 випромінюють не дуже ефективно, віддаючи в електромагнітний спектр лише невелику частку своєї енергії. Оцінений кут між джетами та лінією зору становить 30°, і вони можуть прецесувати[71]. Один із джетів стикається з відносно щільною ділянкою міжзоряного середовища, утворюючи енергетичне кільце, яке можна виявити за його радіовипромінюванням. Це зіткнення, ймовірно, формує туманність, виявлену у видимому діапазоні. Щоб утворити цю туманність, джет повинен мати середню потужність близько 4–14×1036 ерг/с, або (9±5)×1029 Вт[74]. Це більш ніж у 1 000 разів перевищує потужність, яку випромінює Сонце[75]. У протилежному напрямку такого кільця немає, оскільки той джет спрямований в область нижчої густини міжзоряного середовища[76].

HDE 226868

Художнє зображення подвійної системи HDE 226868 — Лебідь X-1

HDE 226868 — це зоря-надгігант спектрального класу O9.7 Iab[3], майже на межі спектральних класів O та B. Температуру її поверхні оцінюють у 31 000 K[77], масу — у 25–35 M☉[78], радіус — у 15–17 R☉[36], а світність — 300 000–400 000 L☉[46][79]. Для порівняння, компактний об'єкт обертається навколо HDE 226868 на відстані близько 40 R☉, тобто удвічі більшій за радіус цієї зорі[80].

Припливна сила від гравітації масивного компаньйона надає HDE 226868 краплеподібну форму, яку додатково спотворює обертання зорі. Через це блиск змінюється на 0,06 зоряної величини протягом кожного 5,6-добового орбітального циклу, а мінімум блиску настає тоді, коли система орієнтована вздовж лінії зору[81].

У порівнянні зі спектром подібної до неї зорі Альнілам, HDE 226868 виявляє надлишок гелію й нестачу вуглецю в атмосфері[82]. Ультрафіолетові спектральні лінії HDE 226868 та воднева лінія H-альфа мають профілі, подібні до профілів зорі P Лебедя, що вказує на газову оболонку навколо зорі, яка віддаляється від неї зі швидкістю близько 1 500 км/с[83][84].

Як і інші зорі цього спектрального типу, HDE 226868, імовірно, втрачає масу через зоряний вітер зі швидкістю приблизно 2,5×10−6 M☉ на рік, тобто 1 M☉ за 400 000 років[85]. Гравітаційний вплив компактного об'єкта, схоже, змінює форму цього зоряного вітру, утворюючи спрямований потік замість сферично симетричного[80], і саме зоряний вітер постачає речовину до акреційного диска навколо компактного об'єкта[86]. Рентгенівське випромінювання з області навколо компактного об'єкта нагріває та іонізує цей зоряний вітер. Коли об'єкт проходить через різні його ділянки протягом 5,6-добової орбіти, змінюються ультрафіолетові лінії[87], радіовипромінювання[88], а також сам рентгенівський потік[89].

Порожнина Роша HDE 226868 визначає область простору навколо зорі, у межах якої орбітальна речовина залишається гравітаційно зв'язаною з нею. Речовина, що виходить за межі цієї порожнини, може падати до орбітального компаньйона. Вважають, що ця порожнина майже сягає поверхні HDE 226868, але не переповнюється, тому компаньйон не зриває речовину безпосередньо з поверхні зорі. Проте значна частина зоряного вітру після виходу за межі цієї області потрапляє в акреційний диск компактного об'єкта[86].

Газ і пил між Землею та HDE 226868 зменшують видиму зоряну величину зорі та роблять її колір червонішим, оскільки червоне світло ефективніше проходить крізь пил у міжзоряному середовищі. Оцінене значення міжзоряного поглинання (AV) становить 3,3 зоряної величини[90]. Без цього поглинання HDE 226868 була б зорею п'ятої величини[91], яку можна було б бачити неозброєним оком[92].

Парі Гокінга й Торна

Плакат НАСА із серії «Галактика жахів» (англ. Galaxy of Horrors), присвячений Лебедю X-1[93]

Лебідь X-1 став предметом парі між фізиками Стівеном Гокінгом і Кіпом Торном, у якому Гокінг ставив проти існування чорних дір у цій області, при цьому сподіваючись програти[94]. У книзі «Коротка історія часу» він писав[95]:

Це був своєрідний страховий поліс для мене. Я виконав багато робіт щодо чорних дір, і все це було б марним, якби виявилося, що чорних дір не існує. Але в такому разі мене втішила б перемога в парі, за яку я отримав би чотирирічну передплату на журнал «Private Eye». Якщо ж чорні діри існують, Кіп отримає однорічну передплату «Penthouse». Коли ми укладали парі 1975 року, ми були на 80% певні, що Лебідь X-1 є чорною дірою. Тепер [1988 року], я сказав би, що ми впевнені приблизно на 95%, але результат парі ще не визначений.

Гокінг визнав свою поразку в парі 1990 року, коли спостережні дані значно посилили аргументи на користь того, що в системі справді є чорна діра[96], що знайшло відображення в новому виданні його «Короткої історії часу»[97]. У власній книзі «Чорні діри та складки часу» Торн повідомляє, що Гокінг визнав поразку, проникнувши до кабінету Торна, поки той перебував у Росії, знайшовши рамку з текстом парі та поставивши свій підпис[98]. Хоча Гокінг зазначав, що парі уклали 1975 року, сам письмовий текст парі (написаний рукою Торна й підписаний ним та Гокінгом) містить додаткові підписи свідків під приміткою «засвідчено 10 грудня 1974»[99]. Цю дату підтвердив Кіп Торн у випуску «Nova» на PBS від 10 січня 2018 року[100]. Тепер компактний компонент Лебедя X-1 вважають першим рентгенівським джерелом, визнаним переважною більшістю наукової спільноти як чорна діра[101][102].

У масовій культурі

Лебідь X-1 є темою циклу пісень у двох частинах «Cygnus X-1» канадського прогресив-рок-гурту «Rush». Перша частина, «Book I: The Voyage», є останньою композицією альбому 1977 року «A Farewell to Kings». Друга частина, «Book II: Hemispheres», відкриває наступний альбом 1978 року «Hemispheres». Текст описує дослідника на борту космічного корабля «Росинант», який прямує до чорної діри, вважаючи, що через неї можна потрапити ще кудись. Чим ближче він підлітає, тим важче керувати кораблем, і зрештою його затягує сила тяжіння[103].

У науково-фантастичному художньому фільмі 1979 року «Чорна діра» виробництва The Walt Disney Company дослідницький космічний корабель «Сигнус» (англ. Cygnus), яким командує доктор Ганс Райнгардт і який вивчає чорну діру, імовірно (хоча це прямо не сказано) названо на честь першої ідентифікованої чорної діри — компактного компонента Лебедя X-1[104].

Див. також

Примітки

  1. ↑ а б van Leeuwen, F. (Листопад 2007), Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653—664, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357
  2. ↑ а б Samus, N. N. та ін. (2017). General Catalogue of Variable Stars. Astronomy Reports. 5.1. 61 (1): 80—88. Bibcode:2017ARep...61...80S. doi:10.1134/S1063772917010085. S2CID 255195566.
  3. ↑ а б в г д е V1357 Cyg. SIMBAD. Страсбурзький центр астрономічних даних. Процитовано 3 березня 2008.
  4. ↑ а б Bregman, J.; Butler, D.; Kemper, E.; Koski, A.; Kraft, R. P.; Stone, R. P. S. (1973). Colors, magnitudes, spectral types and distances for stars in the field of the X-ray source Cyg X-1. Lick Observatory Bulletin. 647: 1. Bibcode:1973LicOB..24....1B.
  5. ↑ а б в Vallenari, A. та ін. (2023). Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties. Astronomy and Astrophysics. 674: A1. arXiv:2208.00211. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940. S2CID 244398875. Gaia DR3 record for this source at VizieR.
  6. ↑ Ninkov, Z.; Walker, G. A. H.; Yang, S. (1987). The primary orbit and the absorption lines of HDE 226868 (Cygnus X-1). Astrophysical Journal. 321: 425—437. Bibcode:1987ApJ...321..425N. doi:10.1086/165641. Архів оригіналу за 22 вересня 2017. Процитовано 4 листопада 2018.
  7. ↑ Wong, Tsing-Wai; Valsecchi, Francesca; Fragos, Tassos; Kalogera, Vassiliki (22 лютого 2012). Understanding Compact Object Formation And Natal Kicks. III. The Case Of Cygnus X-1. The Astrophysical Journal. American Astronomical Society. 747 (2): 12. arXiv:1107.5585. Bibcode:2012ApJ...747..111W. doi:10.1088/0004-637X/747/2/111. S2CID 119097709.
  8. ↑ Лебідь // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 252. — ISBN 966-613-263-X.
  9. ↑ Herbert, Friedman (2002). From the ionosphere to high energy astronomy – a personal experience. The Century of Space Science. Springer. ISBN 0-7923-7196-8.
  10. ↑ а б Liu, C. Z.; Li, T. P. (2004). X-Ray Spectral Variability in Cygnus X-1. The Astrophysical Journal. 611 (2): 1084—1090. arXiv:astro-ph/0405246. Bibcode:2004ApJ...611.1084L. doi:10.1086/422209. S2CID 208868049.
  11. ↑ а б Bowyer, S.; Byram, E. T.; Chubb, T. A.; Friedman, H. (1965). Cosmic X-ray Sources. Science. 147 (3656): 394—398. Bibcode:1965Sci...147..394B. doi:10.1126/science.147.3656.394. PMID 17832788. S2CID 206565068.
  12. ↑ Lewin, Walter; Van Der Klis, Michiel (2006). Compact Stellar X-ray Sources. Cambridge University Press. с. 159. ISBN 0-521-82659-4.
  13. ↑ 2010 X-Ray Sources. The Astronomical Almanac. U.S. Naval Observatory. Архів оригіналу за 28 березня 2010. Процитовано 4 серпня 2009.. Стаття вказує 235–1320 мкЯн на енергіях 2–10 кеВ, де янський (Ян) дорівнює 10−26 Вт м−2 Гц−1.
  14. ↑ The Uhuru Satellite. NASA. 26 червня 2003. Архів оригіналу за 14 травня 2008. Процитовано 9 травня 2008.
  15. ↑ Giacconi, Riccardo (8 грудня 2002). The Dawn of X-Ray Astronomy. The Nobel Foundation. Процитовано 24 березня 2008.
  16. ↑ Oda, M.; Gorenstein, P.; Gursky, H.; Kellogg, E.; Schreier, E.; Tananbaum, H.; Giacconi, R. (Травень 1971). X-Ray Pulsations from Cygnus X-1 Observed from UHURU. The Astrophysical Journal (англ.). 166: L1. Bibcode:1971ApJ...166L...1O. doi:10.1086/180726. ISSN 0004-637X.
  17. ↑ This is the distance light can travel in a third of a second.
  18. ↑ Kristian, J.; Brucato, R.; Visvanathan, N.; Lanning, H.; Sandage, A. (1971). On the Optical Identification of Cygnus X-1. The Astrophysical Journal. 168: L91—L93. Bibcode:1971ApJ...168L..91K. doi:10.1086/180790.
  19. ↑ Braes, L. L. E.; Miley, G. K. (23 липня 1971). Physical Sciences: Detection of Radio Emission from Cygnus X-1. Nature. 232 (5308): 246. Bibcode:1971Natur.232Q.246B. doi:10.1038/232246a0. PMID 16062947. S2CID 33340308.
  20. ↑ Braes, L. L. E.; Miley, G. K. (1971). Variable Radio Emission from X-Ray Sources. Veröffentlichungen Remeis-Sternwarte Bamberg. 9 (100): 173. Bibcode:1972VeBam.100......
  21. ↑ Abrams, Bernard; Stecker, Michael (1999). Structures in Space: Hidden Secrets of the Deep Sky. Springer. с. 91. ISBN 1-85233-165-8. Ета Лебедя розташована за 25 кутових мінут на захід-південний захід від цієї зорі.
  22. ↑ Walborn, Nolan R. (1973). The Spectrum of HDE 226868. The Astrophysical Journal Letters. 179: L123—L127. doi:10.1086/181131.
  23. ↑ Ramachandran, V.; Sander, A. A. C.; Oskinova, L. M.; Schoesser, E. C.; Pauli, D.; Hamann, W.-R.; Mahy, L.; Bernini-Peron, M.; Brigitte, M.; Kubátová, B. (2025). Comprehensive UV and optical spectral analysis of Cygnus X-1: stellar and wind parameters, abundances, and evolutionary implications. Astronomy & Astrophysics. 698: A37. arXiv:2504.05885. Bibcode:2025A&A...698A..37R. doi:10.1051/0004-6361/202554184.
  24. ↑ Webster, B. Louise; Murdin, Paul (1972). Cygnus X-1—a Spectroscopic Binary with a Heavy Companion. Nature. 235 (5332): 37—38. Bibcode:1972Natur.235...37W. doi:10.1038/235037a0.
  25. ↑ NICER observes X-ray flares from Cygnus X-1. NASA HEASARC. NASA. Процитовано 19 квітня 2026.
  26. ↑ Webster, B. Louise; Murdin, Paul (1972). Cygnus X-1—a Spectroscopic Binary with a Heavy Companion?. Nature. 235 (5332): 37—38. Bibcode:1972Natur.235...37W. doi:10.1038/235037a0. S2CID 4195462.
  27. ↑ Bolton, C. T. (1972). Identification of Cygnus X-1 with HDE 226868. Nature. 235 (5336): 271—273. Bibcode:1972Natur.235..271B. doi:10.1038/235271b0. S2CID 4222070.
  28. ↑ Luminet, Jean-Pierre (1992). Black Holes. Cambridge University Press. ISBN 0-521-40906-3.
  29. ↑ Bombaci, I. (1996). The maximum mass of a neutron star. Astronomy and Astrophysics. 305: 871—877. arXiv:astro-ph/9608059. Bibcode:1996A&A...305..871B. doi:10.1086/310296. S2CID 119085893.
  30. ↑ Rolston, Bruce (10 листопада 1997). The First Black Hole. University of Toronto. Архів оригіналу за 7 березня 2008. Процитовано 11 березня 2008.
  31. ↑ Shipman, H. L.; Yu, Z.; Du, Y. W. (1975). The implausible history of triple star models for Cygnus X-1 Evidence for a black hole. Astrophysical Letters. 16 (1): 9—12. Bibcode:1975ApL....16....9S. doi:10.1016/S0304-8853(99)00384-4.
  32. ↑ Rothschild, R. E.; Boldt, E. A.; Holt, S. S.; Serlemitsos, P. J. (1974). Millisecond Temporal Structure in Cygnus X-1. The Astrophysical Journal. 189: 77—115. Bibcode:1974ApJ...189L..13R. doi:10.1086/181452.
  33. ↑ Koerding, Elmar; Jester, Sebastian; Fender, Rob (2006). Accretion states and radio loudness in Active Galactic Nuclei: analogies with X-ray binaries. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 372 (3): 1366—1378. arXiv:astro-ph/0608628. Bibcode:2006MNRAS.372.1366K. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10954.x. S2CID 14833297.
  34. ↑ Brainerd, Jim (20 липня 2005). X-rays from AGNs. The Astrophysics Spectator. Процитовано 24 березня 2008.
  35. ↑ Brocksopp, C.; Tarasov, A. E.; Lyuty, V. M.; Roche, P. (1999). An Improved Orbital Ephemeris for Cygnus X-1. Astronomy & Astrophysics. 343: 861—864. arXiv:astro-ph/9812077. Bibcode:1999A&A...343..861B.
  36. ↑ а б в Orosz, Jerome (1 грудня 2011). The Mass of the Black Hole In Cygnus X-1. The Astrophysical Journal. 742 (2): 84. arXiv:1106.3689. Bibcode:2011ApJ...742...84O. doi:10.1088/0004-637X/742/2/84. S2CID 18732012.
  37. ↑ Bolton, C. T. (1975). Optical observations and model for Cygnus X-1. The Astrophysical Journal. 200: 269—277. Bibcode:1975ApJ...200..269B. doi:10.1086/153785.
  38. ↑ а б Ramachandran, V.; Sander, A. a. C.; Oskinova, L. M.; Schösser, E. C.; Pauli, D.; Hamann, W.-R.; Mahy, L.; Bernini-Peron, M.; Brigitte, M.; Kubátová, B. (8 квітня 2025). Comprehensive UV and optical spectral analysis of Cygnus X-1 - Stellar and wind parameters, abundances, and evolutionary implications. Astronomy & Astrophysics (англ.). 698: A37. arXiv:2504.05885. Bibcode:2025A&A...698A..37R. doi:10.1051/0004-6361/202554184. ISSN 0004-6361.
  39. ↑ Kemp, J. C.; Karitskaya, E. A.; Kumsiashvili, M. I.; Lyutyi, V. M.; Cherepashchuk, A. M. (Квітень 1987). Longperiod Optical Variability of the CYGNUS-X-1 System. Soviet Astronomy. 31 (2): 170. Bibcode:1987SvA....31..170K.
  40. ↑ Rao, Anjali; Gandhi, Poshak; Knigge, Christian; Paice, John A.; Leigh, Nathan W. C.; Boubert, Douglas (2020). Kinematic study of the association Cyg OB3 with Gaia DR2. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 495 (1): 1491—1500. arXiv:1908.00810. doi:10.1093/mnras/staa1217.
  41. ↑ а б в Mirabel, I. Félix; Rodrigues, Irapuan (2003). Formation of a Black Hole in the Dark. Science. 300 (5622): 1119—1120. arXiv:astro-ph/0305205. Bibcode:2003Sci...300.1119M. doi:10.1126/science.1083451. PMID 12714674. S2CID 45544180.
  42. ↑ Reid, Mark J.; McClintock, Jeffrey E.; Narayan, Ramesh; Gou, Lijun; Remillard, Ronald A.; Orosz, Jerome A. (Грудень 2011). The Trigonometric Parallax of Cygnus X-1. The Astrophysical Journal. 742 (2): 83. arXiv:1106.3688. Bibcode:2011ApJ...742...83R. doi:10.1088/0004-637X/742/2/83. S2CID 96429771.
  43. ↑ а б Miller-Jones, James C. A.; Bahramian, Arash та ін. (5 березня 2021). Cygnus X-1 contains a 21–solar mass black hole—Implications for massive star winds. Science (англ.). 371 (6533): 1046—1049. arXiv:2102.09091. Bibcode:2021Sci...371.1046M. doi:10.1126/science.abb3363. ISSN 0036-8075. PMID 33602863. S2CID 231951746.
  44. ↑ Gursky, H.; Gorenstein, P.; Kerr, F. J.; Grayzeck, E. J. (1971). The Estimated Distance to Cygnus X-1 Based on its Low-Energy X-Ray Spectrum. Astrophysical Journal. 167: L15. Bibcode:1971ApJ...167L..15G. doi:10.1086/180751.
  45. ↑ Goebel, Greg. 7.0 The Milky Way Galaxy. In The Public Domain. Архів оригіналу за 12 червня 2008. Процитовано 29 червня 2008.
  46. ↑ а б Ziółkowski, J. (2005). Evolutionary constraints on the masses of the components of HDE 226868/Cyg X-1 binary system. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 358 (3): 851—859. arXiv:astro-ph/0501102. Bibcode:2005MNRAS.358..851Z. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08796.x. S2CID 119334761. Note: for radius and luminosity, see Table 1 with d=2 kpc.
  47. ↑ Overbye, Dennis (18 лютого 2021). A Famous Black Hole Gets a Massive Update – Cygnus X-1, one of the first identified black holes, is much weightier than expected, raising new questions about how such objects form. The New York Times. Процитовано 21 лютого 2021.
  48. ↑ Strohmayer, Tod; Shaposhnikov, Nikolai; Schartel, Norbert (16 травня 2007). New technique for 'weighing' black holes. ESA. Процитовано 10 березня 2008.
  49. ↑ Scientists find black hole's 'point of no return'. Massachusetts Institute of Technology. 9 січня 2006. Архів оригіналу за 13 січня 2006. Процитовано 28 березня 2008.
  50. ↑ Hubble Mission Team (11 січня 2001). 'Death Spiral' Around a Black Hole Yields Tantalizing Evidence of an Event Horizon. NASA. Процитовано 20 квітня 2026.
  51. ↑ Narayan, Ramesh; McClintock, Jeffrey E. (2008). Advection-dominated accretion and the black hole event horizon. New Astronomy Reviews. 51 (10—12): 733—751. arXiv:0803.0322. doi:10.1016/j.newar.2008.03.002.
  52. ↑ Dolan, Joseph F. (2001). Dying Pulse Trains in Cygnus XR-1: Evidence for an Event Horizon?. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 113 (786): 974—982. doi:10.1086/322917.
  53. ↑ Dolan, Joseph F. (2001). Dying Pulse Trains in Cygnus XR-1: Evidence for an Event Horizon?. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 113 (786): 974—982. Bibcode:2001PASP..113..974D. doi:10.1086/322917.
  54. ↑ Harko, T. (28 червня 2006). Black Holes. University of Hong Kong. Архів оригіналу за 10 лютого 2009. Процитовано 28 березня 2008.
  55. ↑ The Illustrated Encyclopedia of the Universe. New York, NY: Watson-Guptill. 2001. с. 175. ISBN 0-8230-2512-8.
  56. ↑ Miller, Jon M.; Fabian, Andrew C.; Nowak, Michael A.; Lewin, Walter H. G. (2006). Relativistic Iron Lines in Galactic Black Holes:. Recent Results and Lines in the ASCA Archive. The Tenth Marcel Grossmann Meeting. On Recent Developments in Theoretical and Experimental General Relativity: 1296. arXiv:astro-ph/0402101. Bibcode:2006tmgm.meet.1296M. doi:10.1142/9789812704030_0093. ISBN 978-981-256-667-6.
  57. ↑ Roy, Steve; Watzke, Megan (17 вересня 2003). "Iron-Clad" Evidence For Spinning Black Hole. Chandra Press Release. Chandra press Room: 21. Bibcode:2003cxo..pres...21. Процитовано 11 березня 2008.
  58. ↑ Gou, Lijun; McClintock, Jeffrey E.; Reid, Mark J.; Orosz, Jerome A.; Steiner, James F.; Narayan, Ramesh; Xiang, Jingen; Remillard, Ronald A.; Arnaud, Keith A.; Davis, Shane W. (9 листопада 2011). The Extreme Spin of the Black Hole in Cygnus X-1. The Astrophysical Journal. American Astronomical Society. 742 (85): 85. arXiv:1106.3690. Bibcode:2011ApJ...742...85G. doi:10.1088/0004-637X/742/2/85. S2CID 16525257.
  59. ↑ Mirabel, I. F.; Rodrigues, I. (2003). Formation of a Black Hole in the Dark. Science. 300 (5623): 1119—1121. arXiv:astro-ph/0305205. doi:10.1126/science.1083451.
  60. ↑ Podsiadlowski, Philipp; Saul, Rappaport; Han, Zhanwen (2003). On the forme web and evolution of black-hole binaries. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 341 (2): 385—404. arXiv:astro-ph/0207153. Bibcode:2003MNRAS.341..385P. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06464.x. S2CID 119476943.
  61. ↑ More Images of Cygnus X-1, XTE J1650-500 & GX 339-4. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics/Chandra X-ray Center. 30 серпня 2006. Процитовано 30 березня 2008.
  62. ↑ а б Young, A. J.; Fabian, A. C.; Ross, R. R.; Tanaka, Y. (2001). A Complete Relativistic Ionized Accretion Disc in Cygnus X-1. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 325 (3): 1045—1052. arXiv:astro-ph/0103214. Bibcode:2001MNRAS.325.1045Y. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04498.x. S2CID 14226526.
  63. ↑ Nayakshin, Sergei; Dove, James B. (3 листопада 1998), X-rays From Magnetic Flares In Cygnus X-1: The Role Of A Transition Layer, arXiv:astro-ph/9811059
  64. ↑ Ling, J. C.; Wheaton, Wm. A.; Wallyn, P.; Mahoney, W. A.; Paciesas, W. S.; Harmon, B. A.; Fishman, G. J.; Zhang, S. N.; Hua, X. M. (1997). Gamma-Ray Spectra and Variability of Cygnus X-1 Observed by BATSE. The Astrophysical Journal. 484 (1): 375—382. Bibcode:1997ApJ...484..375L. doi:10.1086/304323.
  65. ↑ Kylafis, N.; Giannios, D.; Psaltis, D. (2006). Spectra and time variability of black-hole binaries in the low/hard state. Advances in Space Research. 38 (12): 2810—2812. Bibcode:2006AdSpR..38.2810K. doi:10.1016/j.asr.2005.09.045.
  66. ↑ Titarchuk, Lev; Shaposhnikov, Nikolai (9 лютого 2008). On the nature of the variability power decay towards soft spectral states in X-ray binaries. Case study in Cyg X-1. The Astrophysical Journal. 678 (2): 1230—1236. arXiv:0802.1278. Bibcode:2008ApJ...678.1230T. doi:10.1086/587124. S2CID 5195999.
  67. ↑ Fabian, A. C.; Miller, J. M. (9 серпня 2002). Black Holes Reveal Their Innermost Secrets. Science. 297 (5583): 947—948. doi:10.1126/science.1074957. PMID 12169716. S2CID 118027201.
  68. ↑ Wen, Han Chin (Березень 1998). Ten Microsecond Time Resolution Studies of Cygnus X-1 (Дипломна робота). Stanford University. с. 6. Bibcode:1997PhDT.........6W.
  69. ↑ Stella, L.; White, N. E.; Davelaar, J.; Parmar, A. N.; Blissett, R. J.; van der Klis, M. (1985). The discovery of 4.4 second X-ray pulsations from the rapidly variable X-ray transient V0332 + 53 (PDF). Astrophysical Journal Letters. 288: L45—L49. Bibcode:1985ApJ...288L..45S. doi:10.1086/184419.
  70. ↑ Narayan, Ramesh (2003). Evidence for the black hole event horizon. Astronomy & Geophysics. 44 (6): 77—115. arXiv:gr-qc/0204080. Bibcode:2003A&G....44f..22N. doi:10.1046/j.1468-4004.2003.44622.x.
  71. ↑ а б Torres, Diego F.; Romero, Gustavo E.; Barcons, Xavier; Lu, Youjun (2005). Probing the Precession of the Inner Accretion Disk in Cygnus X-1. The Astrophysical Journal. 626 (2): 1015—1019. arXiv:astro-ph/0503186. Bibcode:2005ApJ...626.1015T. doi:10.1086/430125. S2CID 16569507.
  72. ↑ Kitamoto, S.; E. Wataru, E.; Miyamoto, S.; Tsunemi, H.; Ling, J. C.; Wheaton, W. A.; Paul, B. (2000). GINGA All-Sky Monitor Observations of Cygnus X-1. The Astrophysical Journal. 531 (1): 546—552. Bibcode:2000ApJ...531..546K. doi:10.1086/308423.
  73. ↑ Begelman, Mitchell C. (2003). Evidence for Black Holes. Science. 300 (5627): 1898—1903. Bibcode:2003Sci...300.1898B. doi:10.1126/science.1085334. PMID 12817138. S2CID 46107747.
  74. ↑ Russell, D. M.; Fender, R. P.; Gallo, E.; Kaiser, C. R. (2007). The jet-powered optical nebula of Cygnus X-1. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 376 (3): 1341—1349. arXiv:astro-ph/0701645. Bibcode:2007MNRAS.376.1341R. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11539.x. S2CID 18689655.
  75. ↑ Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E. (1993). Our Sun. III. Present and Future. The Astrophysical Journal. 418: 457—468. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407.
  76. ↑ Gallo, E.; Fender, Rob; Kaiser, Christian; Russell, David; Morganti, Raffaella; Oosterloo, Tom; Heinz, Sebastian (2005). A dark jet dominates the power output of the stellar black hole Cygnus X-1. Nature. 436 (7052): 819—821. arXiv:astro-ph/0508228. Bibcode:2005Natur.436..819G. doi:10.1038/nature03879. PMID 16094361. S2CID 4404783.
  77. ↑ Integral's view of Cygnus X-1. ESA. 10 червня 2003. Процитовано 20 березня 2008.
  78. ↑ Ziolkowski, Janusz (2014). Masses of the components of the HDE 226868/Cyg X-1 binary system. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 440: L61. arXiv:1401.1035. Bibcode:2014MNRAS.440L..61Z. doi:10.1093/mnrasl/slu002. S2CID 54841624.
  79. ↑ Iorio, Lorenzo (2008). On the orbital and physical parameters of the HDE 226868/Cygnus X-1 binary system. Astrophysics and Space Science. 315 (1—4): 335—340. arXiv:0707.3525. Bibcode:2008Ap&SS.315..335I. doi:10.1007/s10509-008-9839-y. S2CID 7759638.
  80. ↑ а б Miller, J. M.; Wojdowski, P.; Schulz, N. S.; Marshall, H. L.; Fabian, A. C.; Remillard, R. A.; Wijnands, R.; Lewin, W. H. G. (2005). Revealing the Focused Companion Wind in Cygnus X-1 with Chandra. The Astrophysical Journal. 620 (1): 398—404. arXiv:astro-ph/0208463. Bibcode:2005ApJ...620..398M. doi:10.1086/426701. S2CID 51806148.
  81. ↑ Caballero, M. D. (16–20 лютого 2004). OMC-INTEGRAL: Optical Observations of X-Ray Sources. Proceedings of the 5th INTEGRAL Workshop on the INTEGRAL Universe (ESA SP-552). 16–20 February 2004. Munich, Germany: ESA. 552: 875—878. Bibcode:2004ESASP.552..875C.
  82. ↑ Canalizo, G.; Koenigsberger, G.; Peña, D.; Ruiz, E. (1995). Spectral variations and a classical curve-of-growth analysis of HDE 226868 (Cyg X-1). Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 31 (1): 63—86. Bibcode:1995RMxAA..31...63C.
  83. ↑ Conti, P. S. (1978). Stellar parameters of five early type companions of X-ray sources. Astronomy and Astrophysics. 63: 225. Bibcode:1978A&A....63..225C.
  84. ↑ Sowers, J. W.; Gies, D. R.; Bagnuolo, W. G.; Shafter, A. W.; Wiemker, R.; Wiggs, M. S. (1998). Tomographic Analysis of Hα Profiles in HDE 226868/Cygnus X-1. The Astrophysical Journal. 506 (1): 424—430. Bibcode:1998ApJ...506..424S. doi:10.1086/306246.
  85. ↑ Hutchings, J. B. (1976). Stellar winds from hot supergiants. The Astrophysical Journal. 203: 438—447. Bibcode:1976ApJ...203..438H. doi:10.1086/154095.
  86. ↑ а б Gies, D. R.; Bolton, C. T. (1986). The optical spectrum of HDE 226868 = Cygnus X-1. II — Spectrophotometry and mass estimates. The Astrophysical Journal. 304: 371—393. Bibcode:1986ApJ...304..371G. doi:10.1086/164171.
  87. ↑ Vrtilek, Saeqa D.; Hunacek, A.; Boroson, B. S. (2006). X-Ray Ionization Effects on the Stellar Wind of Cygnus X-1. Bulletin of the American Astronomical Society. 38: 334. Bibcode:2006HEAD....9.0131V.
  88. ↑ Pooley, G. G.; Fender, R. P.; Brocksopp, C. (1999). Orbital modulation and longer-term variability in the radio emission from Cygnus X-1. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 302 (1): L1—L5. arXiv:astro-ph/9809305. Bibcode:1999MNRAS.302L...1P. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02225.x. S2CID 2123824.
  89. ↑ Gies, D. R.; Bolton, C. T.; Thomson, J. R.; Huang, W.; McSwain, M. V.; Riddle, R. L.; Wang, Z.; Wiita, P. J.; Wingert, D. W.; Csák, B.; Kiss, L. L. (2003). Wind Accretion and State Transitions in Cygnus X-1. The Astrophysical Journal. 583 (1): 424—436. arXiv:astro-ph/0206253. Bibcode:2003ApJ...583..424G. doi:10.1086/345345. S2CID 6241544.
  90. ↑ Margon, Bruce; Bowyer, Stuart; Stone, Remington P. S. (1973). On the Distance to Cygnus X-1. The Astrophysical Journal. 185 (2): L113—L116. Bibcode:1973ApJ...185L.113M. doi:10.1086/181333.
  91. ↑ Interstellar Reddening. Swinburne University of Technology. Процитовано 10 серпня 2006.
  92. ↑ Kaler, Jim. Cygnus X-1. University of Illinois. Процитовано 19 березня 2008.
  93. ↑ Devoured by Gravity. NASA. 13 квітня 2021. Процитовано 15 квітня 2021.
  94. ↑ Inside Einstein's Mind. Nova. Сезон 42. Епізод 23. 25 листопада 2015. Подія сталася на 43:54. PBS. Кіп Торн: «Насправді Стівен Гокінг був надзвичайно зацікавлений у тому, щоб цей об'єкт виявився чорною дірою. Тож він зробив ставку проти себе як своєрідний страховий поліс: так він бодай щось отримав би у виграш, якби з'ясувалося, що Лебідь X-1 не є чорною дірою»
  95. ↑ Hawking, Stephen (1988). A Brief History of Time. Bantam Books. ISBN 0-553-05340-X.
  96. ↑ Galaxy Entree or Main Course?. Swinburne University. 27 лютого 2004. Процитовано 31 березня 2008.
  97. ↑ Hawking, Stephen (1998). A Brief History of Time (вид. Updated and Expanded Tenth Anniversary). Bantam Doubleday Dell Publishing Group. ISBN 0-553-38016-8.
  98. ↑ Thorne, Kip (1994). Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy. W. W. Norton & Company. ISBN 0-393-31276-3.
  99. ↑ Vaughan, Simon. Hawking Thorne wager. University of Leicester. Архів оригіналу за 13 травня 2020. Процитовано 4 лютого 2018.
  100. ↑ Black Hole Apocalypse. PBS.org. 10 січня 2018. Процитовано 4 лютого 2018.
  101. ↑ Observations: Seeing in X-ray wavelengths. ESA. 5 листопада 2004. Процитовано 12 серпня 2008.
  102. ↑ Glister, Paul (29 листопада 2011). Cygnus X-1: A Black Hole Confirmed. Centauri Dreams: Imagining and Planning Interstellar Exploration. Процитовано 6 вересня 2024.
  103. ↑ Berti, Jim; Bowman, Durrell, ред. (2011). Rush and philosophy: heart and mind united. Popular culture and philosophy. Chicago: Open Court. с. 196. ISBN 978-0-8126-9716-2.
  104. ↑ Hogan, David J. (2006). Hogan, David J. (ред.). Science fiction America: essays on SF cinema. Jefferson, NC: McFarland. с. 231. ISBN 978-0-7864-2149-7.

Література

Посилання

Ця сторінка належить до добрих статей української Вікіпедії.

Джерело: стаття у Вікіпедії та історія редагувань (автори).