ویکی‌پدیا

ماکیان ایکس یک: تفاوت میان نسخه‌ها

نمایش تاریخچه به صورت تعاملی
[نسخهٔ بررسی‌شده][نسخهٔ بررسی‌شده]
→ تفاوت قدیمی‌ترتفاوت جدیدتر ←
محتوای حذف‌شده محتوای افزوده‌شده
دیداریویکی‌متن
جز تمیزکاری یادکردها (وظیفه ۱۹)
جز تمیزکاری یادکردها با ویرایشگر خودکار فارسی
خط ۲۱:
| b-v=+۰٫۸۱<ref name="lob647">{{یادکرد
| نویسنده=جی براگمن
|عنوان مقاله=[ رنگ‌ها، قدر و خطوط طیفی ماکیان ایکس یک | پیوند = http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1973LicOB..24....1B رنگ‌ها، قدر و خطوط طیفی ماکیان ایکس یک]
| ژورنال=بولتن آبزرواتوری
| سال=1973 | شماره=647
خط ۳۶:
| یادداشت اختلاف منظر=<ref>{{یادکرد
| نویسنده=پری‌من
|عنوان مقاله=[ کاتالوگ ابرخس | پیوند = http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1997A&A...323L..49P کاتالوگ ابرخس]
| ژورنال=نجوم و اخترفیزیک
| سال=۱۹۹۷ | شماره=323 | صفحات=L49–L52
خط ۴۲:
| قدر مطلق=۰٫۲±-۶٫۵<ref name="apj321">{{یادکرد
| نویسنده=نیک‌ساو
|عنوان مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/1987ApJ...321..425N The primary orbit and the absorption lines of HDE 226868 (Cygnus X-1)] | پیوند = http://adsabs.harvard.edu/abs/1987ApJ...321..425N
| ژورنال=Astrophysical Journal, Part 1
| سال=1987 | شماره=321 | صفحه=425–437
خط ۱۲۸:
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 (ستاره‌شناسی)|میل]] ۳۴٫۶°. در این مکان [[نور]] یا [[موج‌های رادیویی|امواج رادیویی]] خاص دیده نمی‌شد.<ref name="science3656">{{یادکرد
| نویسنده=باویر
|عنوان مقاله=[ Cosmic X-ray Sources | پیوند = http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/147/3656/394 Cosmic X-ray Sources] | ژورنال=Science
| سال=1965 | شماره=147 | دوره=3656 | صفحه=394–39
| doi=10.1126/science.147.3656.394
خط ۱۴۷:
|زبان=انگلیسی}}</ref> بررسی‌های اوهارو نشان داد در ماکیان ایکس یک بی‌ثباتی وجود دارد و در هر چند ثانیه تغییراتی در آن به وجود می‌آید.<ref>{{یادکرد
| نویسنده=ام. اودا
|عنوان مقاله=[ X-Ray Pulsations from Cygnus X-1 Observed from UHURU | پیوند = http://adsabs.harvard.edu/abs/1971ApJ...166L...1O X-Ray Pulsations from Cygnus X-1 Observed from UHURU]
| ژورنال=The Astrophysical Journal
| سال=۱۹۹۹ | شماره=166 | صفحه=L1–L7
خط ۱۵۴:
در مدت دوره، یک منبع امواج رادیویی در همان منطقه از فضا کشف شد که از همان منبع پرتو ایکس جاری می‌شد.<ref>{{یادکرد
| نویسنده=اس باویر
|عنوان مقاله=[On the Optical Identification of Cygnus&nbsp;X-1 http://adsabs.harvard.edu/abs/1971ApJ...168L..91K] | پیوند = On
|ژورنال=The Astrophysical Journal
| سال=1971 | شماره=168 | صفحه=L91–L93
| doi=10.1086/180790}}(یادکرد دست دوم)</ref> اندازه‌گیری‌های بیشتر نشان داد مکان انتشار امواج رادیویی متفاوت و در ستاره BD ۳۴°۳۸۱۵، است<ref>{{یادکرد
| نویسنده=هربرت گورسکی
|عنوان مقاله=[ The Association of X-Ray Sources with Bright Stars | پیوند = http://adsabs.harvard.edu/abs/1972ApJ...175L.141G The Association of X-Ray Sources with Bright Stars]
| ژورنال=The Astrophysical Journal
| سال=۱۹۷۲ | شماره=۱۷۵ | صفحه=L141–L144
خط ۱۷۱:
لویی وبستر و پائول ماردین، در [[رصدخانه سلطنتی گرینویچ]]،<ref>{{یادکرد
| نویسنده=لوییس وبستر
|عنوان مقاله=[ Cygnus X-1—a Spectroscopic Binary with a Heavy Companion | پیوند = http://www.nature.com/nature/journal/v235/n5332/abs/235037a0.html Cygnus X-1—a Spectroscopic Binary with a Heavy Companion]?
| ژورنال=نیچر | سال=۱۹۷۲
| شماره=235 | دوره=2 | صفحه=37–38
خط ۱۷۷:
}}</ref> و [[چالرز توماس بولتن]]، از [[رصدخانه دیوید دانلوپ]] که در [[دانشگاه تورنتو]] قرار دارد،<ref>{{یادکرد
| نویسنده=بولتون | سال=1972
|عنوان مقاله=[ Identification of Cygnus X-1 with HDE 226868 | پیوند = 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
|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
خط ۱۸۴:
| شابک=0-521-40906-3}}(ارجاع دست دوم)</ref> 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.<ref>{{یادکرد
| نویسنده=آی بومباسی
|عنوان مقاله=[ The maximum mass of a neutron star | پیوند = http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A&A...305..871B The maximum mass of a neutron star]
| ژورنال=Astronomy and Astrophysics
| سال=1996 | شماره=305 | صفحه=871–877
خط ۱۹۶:
|زبان=انگلیسی}}</ref><ref>{{یادکرد
| نویسنده=شیپ‌من
|عنوان 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] | پیوند = http://adsabs.harvard.edu/abs/1975ApL....16....9S
| ژورنال=Astrophysical Letters
| سال=۱۹۷۵ | شماره=16 | دوره=1 | صفحه=9–12
}}(ارجاع دست دوم)</ref> 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.<ref name="apj189">{{یادکرد
| نویسنده=آرای روچیلد
|عنوان مقاله=[ Millisecond Temporal Structure in Cygnus X-1 | پیوند = http://adsabs.harvard.edu/abs/1974ApJ...189L..13R Millisecond Temporal Structure in Cygnus X-1]
| ژورنال=The Astrophysical Journal
| سال=۱۹۷۴ | شماره=189 | صفحه=77–115
خط ۲۰۹:
ماکیان ایکس یک تاکنون توسط رصدخانه‌های بسیاری رصد و بررسی شده‌است.<ref name="SIMBAD"/> 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 [[افشانه نسبیتی|افشانه]]‌ها است.<ref>{{یادکرد
| نویسنده=المر کوردینگ
|عنوان مقاله=[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0608628 Accretion states and radio loudness in Active Galactic Nuclei: analogies with X-ray binaries] | پیوند = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0608628
| ژورنال=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| سال=2006 | شماره=372 | صفحه=1366–1378
خط ۲۲۲:
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
|عنوان مقاله=[http://arxiv.org/abs/astro-ph/9812077 An Improved Orbital Ephemeris for Cygnus X-1] | پیوند = http://arxiv.org/abs/astro-ph/9812077
|ژورنال=Astronomy & Astrophysics
| 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 [[گرفت|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 مداری|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
|عنوان مقاله=[ Optical observations and model for Cygnus X-1 | پیوند = http://adsabs.harvard.edu/abs/1975ApJ...200..269B Optical observations and model for Cygnus X-1]
| ژورنال=The Astrophysical Journal
| سال=۱۹۷۵ | شماره=200 | صفحه=269–277
خط ۲۳۴:
این سامانه، حرکاتی نیز با مجموعه ستاره‌ای به نام ماکیان OB3 دارد که در ۲٬۰۰۰ سال نوری از خورشید قرار دارد. این به معنی این است که HDE 226868, Cygnus X-1 و این [[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
|عنوان مقاله=[ Formation of a Black Hole in the Dark | پیوند = http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/300/5622/1119 Formation of a Black Hole in the Dark]
| ژورنال=Science | سال=2003 | شماره=300
| دوره=5622 | صفحه=1119–1120
خط ۲۵۶:
[[جرم خورشید]] پیش‌بینی می‌کند،<ref name="MNRAS358">{{یادکرد
| نویسنده=جی زیوسکی
|عنوان مقاله=[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0501102 Evolutionary constraints on the masses of the components of HDE 226868/Cyg X-1 binary system] | پیوند = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0501102
| ژورنال=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| سال=۲۰۰۵ | شماره=358 | صفحه=851–859
خط ۲۶۳:
| نویسنده=لورنزو یوریو
| تاریخ=[[۲۴ ژوئیه]]، ۲۰۰۷ | ژورنال=e-print
|عنوان مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0707.3525I On the orbital and physical parameters of the HDE 226868/Cygnus X-1 binary system] | پیوند = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0707.3525I
| doi=10.1007/s10509-008-9839-y
}}</ref><ref name="soha"/><ref name="esa070516">{{یادکرد وب | lنویسنده=تد استروهمایر | تاریخ=[[۱۶ مه|May 16]]، ۲۰۰۷
خط ۲۷۴:
| 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 می‌کنند؛ که به همین دلیل [[طول موج]]شان 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 |عنوان مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/2001PASP..113..974D Dying Pulse Trains in Cygnus XR-1: Evidence for an Event Horizon] | پیوند = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001PASP..113..974D? | ژورنال=The Publications of the Astronomical Society of the Pacific | سال=۲۰۰۱ | شماره=113 | دوهر=786 | صفحه=974–982 | doi=10.1086/322917}}(ارجاع دست دوم)</ref>
[[تلسکوپ فضایی چاندرا]] [[خط طیف نوری|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 فاصله 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}}(ارجاع دست دوم)</ref><ref>{{یادکرد وب|نویسنده=روی استیو|کد زبان=en|تاریخ=۱۷ سپتامبر ۲۰۰۳|وبگاه=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|نشانی=http://chandra.harvard.edu/press/03_releases/press_091703.html|عنوان=Iron-Clad" Evidence For Spinning Black Hole"|ناشر=Chandra press Room|تاریخ بازدید=5 May 2018}}</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
خط ۲۸۵:
 
==== 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 [[هلیم|هلیوم]] خارج شده از ستاره HDE ۲۲۶۸۶۸ نیز گواه سیاه‌چاله بودن این امر را تأیید می‌کند.<ref>{{یادکرد | نویسنده=فیلیپ پودیلوزسکی |عنوان مقاله=[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0207153 On the formation and evolution of black-hole binaries] | پیوند = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0207153 | 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}}(ارجاع دست دوم)</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"/>
 
==== قرص برافزایشی ====
خط ۲۹۱:
|فصل=سیاه‌چاله‌ها|کتاب=ساختار ستارگان و کهکشان‌ها|نویسنده =پال هاچ|ترجمه=توفیق حیدرزاده|ناشر =موسسه جغرافیای و کارتوگرافی گیتاشناسی|شهر=تهران|کوشش=|ویرایش=|صفحه=۱۸۱و۱۸۲|سال=۱۳۸۴|شابک=964-6241-10-7}}</ref> و شعاع این لوح نزدیک ۵۰۰ برابر شعاع شوارتزشیلد سیاه‌چاله‌است،<ref name="mnras325">{{یادکرد
| نویسنده=ای. جی. یانگ
|عنوان مقاله=[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0103214 A Complete Relativistic Ionized Accretion Disc in Cygnus X-1] | پیوند = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0103214
| ژورنال=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| سال=۲۰۰۱ | شماره=325 | صفحه=1045–1052
خط ۲۹۸:
اگرچه پرتوهایش متغیر است اما یکی از بزرگترین منبع پرتو ایکس آسمان<ref name="apj611">{{یادکرد
| نویسنده=سی. زی لی
|عنوان مقاله=[ X-Ray Spectral Variability in Cygnus X-1 | پیوند = http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/422209 X-Ray Spectral Variability in Cygnus X-1]
| ژورنال=The Astrophysical Journal
| سال=1999 | شماره=611 | صفحه=1084–1090
خط ۳۱۰:
|عنوان=خواص سیاه‌چاله‌ها}}</ref> 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.<ref>{{یادکرد
| نویسنده=جی سی لینگ
|عنوان مقاله=[http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/304323 Gamma-Ray Spectra and Variability of Cygnus X-1 Observed by BATSE] | پیوند = http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/304323
| ژورنال=The Astrophysical Journal
| سال=۱۹۹۷ | شماره=484 | صفحه=375–382
| doi=10.1086/304323}}(ارجاع دست دوم)</ref> یک امکان دیگر این است که پرتوهای ایکس از طریق پراکندگی کامپتون و از تاج یا افشانه‌ها بیرون آمده باشند.<ref>{{یادکرد
| نویسنده=ان. کیلیفس
|عنوان مقاله=[http://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0273117705014286 Spectra and time variability of black-hole binaries in the low/hard state] | پیوند = http://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0273117705014286
| ژورنال=Advances in Space Research
| سال=۲۰۰۶ | شماره=38 | دوهر=12 | صفحه=2810–2812
خط ۳۳۸:
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
|عنوان مقاله=[ Evidence for Black Holes | پیوند = 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
| doi=10.1126/science.1085334
خط ۳۴۵:
جت‌های ماکیان ایکس یک از لحاظ نور تاریک هستند. بنابر تخمین‌ها جت‌ها انحراف ۳۰ درجه دارند.<ref name="apj626">{{یادکرد
| نویسنده=دیه‌گو تورس
|عنوان مقاله=[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0503186 Probing the Precession of the Inner Accretion Disk in Cygnus X-1] | پیوند = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0503186
| زورنال=The Astrophysics Journal
| سال=۲۰۰۵ | شماره=626 | صفحه=1015–1019
| doi=10.1086/430125}}(ارجاع دست دوم)</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 به‌طور متوسط جت <span dir="ltr">(۱۴–۴){{چر}}×۱۰<sup>۳۶</sup></span> [[ارگ (یکا)|ارگ]]/، یا <span dir="ltr">(۹±۵){{چر}}×۱۰<sup>۲۹</sup></span>[[وات]] انرژی صرف کرد.<ref>{{یادکرد
| نویسنده=دی. ام راسل
|عنوان مقاله=[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0701645 The jet-powered optical nebula of Cygnus X-1] | پیوند = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0701645
| ژورنال=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| سال=۲۰۰۷ | شماره=376 | دوره=3 | صفحه=1341–1349
| doi=10.1111/j.1365-2966.2007.11539.x}}(ارجاع دست دوم)</ref> این انرژی ۱٬۰۰۰ برابر انرژی شارش یافته از خورشید است.<ref>{{یادکرد
| نویسنده=جولیانو ساکمن
|عنوان مقاله=[ Our Sun. III. Present and Future | پیوند = http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...418..457S Our Sun. III. Present and Future]
| ژورنال=The Astrophysical Journal
| سال=۱۹۹۳ | شماره=418 | صفحه=457–468
| doi=10.1086/173407}}(ارجاع دست دوم)</ref> تاکنون حلقه‌ای در مخالف مسیر وجود ندارند زیرا چگالی جت‌ها کم است.<ref>{{یادکرد
| نویسنده=ای. گالو
|عنوان مقاله=[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0508228 A dark jet dominates the power output of the stellar black hole Cygnus X-1] | پیوند = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0508228
| ژورنال=[[طبیعت (مجله)|مجلهٔ طبیعت]] | سال=۲۰۰۵ | شماره=۴۳۶
| دوره=7052 | صفحهs=819–821
خط ۳۶۷:
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
|عنوان مقاله=[http://arxiv.org/abs/0706.1505 Very High Energy Gamma-ray Radiation from the Stellar-mass Black Hole Cygnus X-1] | پیوند = http://arxiv.org/abs/0706.1505
| ژورنال=Astrophysical Journal Letters
| سال=۲۰۰۷ | شماره=۶۶۵ | صفحه=L51–L54
خط ۳۹۶:
وقتی که طیف ستاره با ستاره مشابه یعنی [[نظام (ستاره)|اپسیلون جبار]] مطابقت داده شد، نشان داده شد مقدار زیادی [[هلیم|هلیوم]] و مقدار کمی [[کربن]] در جو ستاره وجود دارند.<ref>{{یادکرد
| نویسنده=جی. کالیزو
|عنوان مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/1995RMxAA..31...63C Spectral variations and a classical curve-of-growth analysis of HDE 226868 (Cyg X-1] | پیوند = http://adsabs.harvard.edu/abs/1995RMxAA..31...63C)
| ژورنال=Rev. Mex. Astron. Astrofis.
| سال=۱۹۹۵ | شماره=۳۱ | دوره=1
خط ۴۰۲:
}}(ارجاع دست دوم)</ref> 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 [[متر بر ثانیه|کیلومتر بر ثانیه]] است.<ref>{{یادکرد
| نویسنده=پی. اس کونتی
|عنوان مقاله=[ Stellar parameters of five early type companions of X-ray sources | پیوند = http://adsabs.harvard.edu/abs/1978A&A....63..225C Stellar parameters of five early type companions of X-ray sources]
| ژورنال=Astronomy and Astrophysics
| سال=1978 | شماره=63 | صفحه=1–2
}}(ارجاع دست دوم)</ref><ref>{{یادکرد
| نویسنده=جی. دبلیو سورز
|عنوان مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...506..424S Tomographic Analysis of Hα Profiles in HDE 226868/Cygnus X-1] | پیوند = http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...506..424S | ژورنال=The Astrophysical Journal
| سال=1998 | شماره=506
| دوره=1 | صفحه=424–430
خط ۴۱۳:
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
|عنوان مقاله=[ Stellar winds from hot supergiants | پیوند = http://adsabs.harvard.edu/abs/1976ApJ...203..438H Stellar winds from hot supergiants]
| ژورنال=The Astrophysical Journal
| سال=۱۹۷۶ | شماره=۲۰۳ | صفحه=438–447
خط ۴۲۳:
| 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
|عنوان مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/2006HEAD....9.0131V X-Ray Ionization Effects on the Stellar Wind of Cygnus X-1] | پیوند = http://adsabs.harvard.edu/abs/2006HEAD....9.0131V
| ژورنال=Bulletin of the American Astronomical Society
| سال=۲۰۰۶ | شماره=۳۸ | صفحه=334
}}(ارجاع دست دوم)</ref> امواج رادیویی،<ref>{{یادکرد
| نوینسده=جی. جی پولی
|عنوان مقاله=[http://arxiv.org/abs/astro-ph/9809305v1 Orbital modulation and longer-term variability in the radio emission from Cygnus X-1] | پیوند = http://arxiv.org/abs/astro-ph/9809305v1
| ژورنال=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
|سال=۱۹۹۹ | شماره=۳۰۲ | دوره=1 | صفحه=L1–L5
| doi=10.1046/j.1365-8711.1999.02225.x}}(ارجاع دست دوم)</ref> و پرتوهای ایکس خودشان متغیر هستند.<ref>{{یادکرد
| نویسنده=دی. آر جی‌اس
|عنوان = Wind Accretion and State Transitions in Cygnus X-1 | پیوند مقاله= [http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/345345 Wind Accretion and State Transitions in Cygnus X-1]
| ژورنال=The Astrophysical Journal
| سال=2003 | شماره=583 | صفحه=424–436
خط ۴۴۱:
[[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
|عنوان مقاله=[http://adsabs.harvard.edu/abs/1986ApJ...304..371G The optical spectrum of HDE 226868 = Cygnus X-1. II&nbsp;— Spectrophotometry and mass estimates] | پیوند = http://adsabs.harvard.edu/abs/1986ApJ...304..371G
| زورنال=The Astrophysical Journal, Part 1
| سال=۱۹۸۶ | شماره=۳۰۴ | صفحه=371–393
خط ۴۴۸:
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
|عنوان = On the Distance to Cygnus X-1 | پیوند مقاله= [http://articles.adsabs.harvard.edu/abs/1973ApJ...185L.113M On the Distance to Cygnus X-1]
| ژورنال=The Astrophysical Journal
| سال=۱۹۷۳ | شماره=۱۸۵ | دوره=2 | صفحه=L113–L116
برگرفته از «https://fa.wikipedia.org/wiki/ماکیان_ایکس_یک»