Cisne X-1
Fuente de rayos X galácticos en la constelación de Cygnus que muy probablemente sea un agujero negro

Cisne X-1
Ubicación de Cygnus X-1 (en un círculo)
Datos de observación
Época J2000       Equinoccio J2000
ConstelaciónCisne
Ascensión recta19 horas 58 minutos 21,67574 segundos [1]
Declinación+35° 12′ 05.7845″ [1]
Magnitud aparente  (V)8,95 [2]
Características
Tipo espectralO9.7Iab [2]
Índice de color U−B-0,30 [3]
Índice de color B−V+0,81 [3]
Tipo de variableVariable elipsoidal
Astrometria
Velocidad radial (R v )−2,70 ± 3,2 [2]  km/s
Movimiento propio (μ) REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: −3,812 ± 0,015  mas / año [1]
Dic.: −6,310 ± 0,017  mas / año [1]
Paralaje (π)0,4439 ± 0,0149  mas [1]
Distancia7.300 ± 200 años  luz
(2.250 ± 80  años luz )
Magnitud absoluta  (M V )-6,5 ± 0,2 [4]
Detalles
Cisne X-1
Masa21.2 [5] [6]  M ☉
Detalles
HDE226868
Masa20–40  millones ☉
Radio20–22 [7]  R ☉
Luminosidad3–4 × 10 5 [7]  L ☉
Gravedad superficial (log  g )3,31 ± 0,07 [8]  cgs
Temperatura31 000 [9]  K
Rotacióncada 5,6 días
Edad4.8-7.6 [10]  millones
Otras denominaciones
AG (o AGK2) +35 1910, BD +34 3815, HD (o HDE)  226868, HIP  98298, SAO  69181, V1357 Cyg. [2]
Referencias de bases de datos
SIMBADdatos

Cygnus X-1 (abreviado Cyg X-1 ) [11] es una fuente de rayos X galáctica en la constelación de Cygnus y fue la primera fuente de este tipo ampliamente aceptada como un agujero negro . [12] [13] Fue descubierta en 1964 durante un vuelo de cohete y es una de las fuentes de rayos X más fuertes detectables desde la Tierra, produciendo una densidad de flujo de rayos X máxima de2,3 × 10 −23  W /( m 2 ⋅ Hz ) (2,3 × 10 3  jansky ). [14] [15] Sigue siendo uno de los objetos astronómicos más estudiados de su clase. Ahora se estima que el objeto compacto tiene una masa de aproximadamente 21,2 veces la masa del Sol [5] [6] y se ha demostrado que es demasiado pequeño para ser cualquier tipo conocido de estrella normal u otro objeto probable además de un agujero negro. [16] Si es así, el radio de su horizonte de sucesos tiene300  km "como límite superior de la dimensión lineal de la región de origen" de explosiones ocasionales de rayos X que duran solo alrededor de 1 ms. [17]

Cygnus X-1 pertenece a un sistema binario de rayos X de alta masa , ubicado a unos 2,22 kiloparsecs del Sol , [5] que incluye una estrella variable supergigante azul designada HDE 226868 , [18] que orbita a aproximadamente 0,2 UA, o el 20% de la distancia de la Tierra al Sol. Un viento estelar de la estrella proporciona material para un disco de acreción alrededor de la fuente de rayos X. [19] La materia en el disco interior se calienta a millones de grados, generando los rayos X observados. [20] [21] Un par de chorros relativistas , dispuestos perpendicularmente al disco, transportan parte de la energía del material que cae hacia el espacio interestelar. [22]

Este sistema puede pertenecer a una asociación estelar llamada Cygnus OB3, lo que significaría que Cygnus X-1 tiene alrededor de 5 millones de años y se formó a partir de una estrella progenitora que tenía más de40  masas solares . La mayor parte de la masa de la estrella se desprendió, probablemente en forma de viento estelar. Si esta estrella hubiera explotado como una supernova , la fuerza resultante probablemente habría expulsado el remanente del sistema. Por lo tanto, la estrella podría haber colapsado directamente en un agujero negro. [23]

Cygnus X-1 fue objeto de una apuesta científica amistosa entre los físicos Stephen Hawking y Kip Thorne en 1975, en la que Hawking, que apostaba a que no era un agujero negro, esperaba perder. [24] Hawking aceptó la apuesta en 1990 después de que los datos observacionales hubieran reforzado la hipótesis de que efectivamente había un agujero negro en el sistema. En 2004 [actualizar], esta hipótesis carecía de evidencia empírica directa, pero era generalmente aceptada en base a evidencia indirecta. [25]

Descubrimiento y observación

La observación de las emisiones de rayos X permite a los astrónomos estudiar fenómenos celestes que involucran gases con temperaturas de millones de grados. Sin embargo, debido a que las emisiones de rayos X están bloqueadas por la atmósfera de la Tierra , la observación de fuentes de rayos X celestes no es posible sin elevar los instrumentos a altitudes donde los rayos X puedan penetrar. [26] [27] Cygnus X-1 fue descubierta utilizando instrumentos de rayos X que fueron llevados a lo alto por un cohete sonda lanzado desde el Campo de Misiles White Sands en Nuevo México . Como parte de un esfuerzo continuo para mapear estas fuentes, se realizó un estudio en 1964 utilizando dos cohetes suborbitales Aerobee . Los cohetes llevaban contadores Geiger para medir la emisión de rayos X en el rango de longitud de onda 1–15  Å en una sección de 8,4° del cielo. Estos instrumentos recorrieron el cielo a medida que los cohetes giraban, produciendo un mapa de barridos muy espaciados. [11]

Como resultado de estos estudios, se descubrieron ocho nuevas fuentes de rayos X cósmicos, incluida Cyg XR-1 (posteriormente Cyg X-1) en la constelación de Cygnus. Las coordenadas celestes de esta fuente se estimaron en ascensión recta 19 h 53 m y declinación 34,6°. No estaba asociada con ninguna fuente de radio u óptica especialmente prominente en esa posición. [11]

Al ver la necesidad de realizar estudios de mayor duración, en 1963 Riccardo Giacconi y Herb Gursky propusieron el primer satélite orbital para estudiar fuentes de rayos X. La NASA lanzó su satélite Uhuru en 1970, [28] lo que condujo al descubrimiento de 300 nuevas fuentes de rayos X. [29] Las observaciones extendidas de Uhuru de Cygnus X-1 mostraron fluctuaciones en la intensidad de los rayos X que ocurren varias veces por segundo. [30] Esta rápida variación significaba que la generación de rayos X debía ocurrir sobre una región compacta no mayor a ~10 5  km (aproximadamente el tamaño de Júpiter ), [31] ya que la velocidad de la luz restringe la comunicación entre regiones más distantes.

En abril-mayo de 1971, Luc Braes y George K. Miley del Observatorio de Leiden , e independientemente Robert M. Hjellming y Campbell Wade en el Observatorio Nacional de Radioastronomía , [32] detectaron la emisión de radio de Cygnus X-1, y su posición de radio precisa señaló la fuente de rayos X a la estrella AGK2 +35 1910 = HDE 226868. [33] [34] En la esfera celeste , esta estrella se encuentra a aproximadamente medio grado de la estrella de cuarta magnitud Eta Cygni . [35] Es una estrella supergigante que por sí misma es incapaz de emitir las cantidades observadas de rayos X. Por lo tanto, la estrella debe tener una compañera que pueda calentar el gas a los millones de grados necesarios para producir la fuente de radiación para Cygnus X-1.

Louise Webster y Paul Murdin , en el Observatorio Real de Greenwich , [36] y Charles Thomas Bolton , trabajando independientemente en el Observatorio David Dunlap de la Universidad de Toronto , [37] anunciaron el descubrimiento de una compañera oculta masiva de HDE 226868 en 1972. Las mediciones del desplazamiento Doppler del espectro de la estrella demostraron la presencia de la compañera y permitieron estimar su masa a partir de los parámetros orbitales. [38] Basándose en la alta masa prevista del objeto, supusieron que podría ser un agujero negro , ya que la estrella de neutrones más grande posible no puede superar tres veces la masa del Sol . [39]

A finales de 1973, la comunidad astronómica admitió que, con mayor probabilidad, Cygnus X-1 era un agujero negro, gracias a nuevas observaciones que reforzaron la evidencia. [40] [41] Mediciones más precisas de Cygnus X-1 demostraron una variabilidad de hasta un solo milisegundo . Este intervalo es consistente con la turbulencia en un disco de materia acretada que rodea a un agujero negro: el disco de acreción . Los estallidos de rayos X que duran alrededor de un tercio de segundo coinciden con el marco temporal esperado de la materia cayendo hacia un agujero negro. [42]

Imagen de rayos X de Cygnus X-1 tomada por un telescopio transportado en globo, del proyecto High-Energy Replicated Optics (HERO)

Desde entonces, Cygnus X-1 ha sido estudiada extensamente utilizando observaciones de instrumentos en órbita y terrestres. [2] Las similitudes entre las emisiones de sistemas binarios de rayos X como HDE 226868/Cygnus X-1 y núcleos galácticos activos sugieren un mecanismo común de generación de energía que involucra un agujero negro, un disco de acreción en órbita y chorros asociados . [43] Por esta razón, Cygnus X-1 se identifica entre una clase de objetos llamados microcuásares ; un análogo de los cuásares , o fuentes de radio cuasi estelares, que ahora se sabe que son núcleos galácticos activos distantes. Los estudios científicos de sistemas binarios como HDE 226868/Cygnus X-1 pueden conducir a una mayor comprensión de la mecánica de las galaxias activas . [44]

Sistema binario

El objeto compacto y la estrella supergigante azul forman un sistema binario en el que orbitan alrededor de su centro de masas cada 5,599829 días. [45] Desde la perspectiva de la Tierra, el objeto compacto nunca va detrás de la otra estrella; en otras palabras, el sistema no eclipsa . Sin embargo, la inclinación del plano orbital con respecto a la línea de visión desde la Tierra sigue siendo incierta, con predicciones que van desde 27° a 65°. Un estudio de 2007 estimó la inclinación como48,0 ± 6,8° , lo que significaría que el semieje mayor está aproximadamente0,2  UA , o el 20% de la distancia de la Tierra al Sol. Se cree que la excentricidad orbital es sólo0,018 ± 0,002 , lo que significa una órbita casi circular. [46] [47] La ​​distancia de la Tierra a este sistema se calcula por paralaje trigonométrico como 1.860 ± 120 parsecs (6.070 ± 390 años luz ), [48] y por radioastrometría como 2.220 ± 170 parsecs (7.240 ± 550 años luz). [5]

Una curva de luz de banda azul para Cygnus X-1, adaptada de Kemp et al. (1987) [49]

El sistema HDE 226868/Cygnus X-1 comparte un movimiento común a través del espacio con una asociación de estrellas masivas llamada Cygnus OB3, que se encuentra a aproximadamente 2000  parsecs del Sol. Esto implica que HDE 226868, Cygnus X-1 y esta asociación OB pueden haberse formado al mismo tiempo y en el mismo lugar. Si es así, entonces la edad del sistema es de aproximadamente5 ± 1,5 millones de años . El movimiento de HDE 226868 con respecto a Cygnus OB3 es9 ± 3  km/s , un valor típico para el movimiento aleatorio dentro de una asociación estelar. HDE 226868 tiene aproximadamente60 parsecs desde el centro de la asociación y podría haber alcanzado esa separación en aproximadamente7 ± 2 millones de años , lo que coincide aproximadamente con la edad estimada de la asociación. [23]

Con una latitud galáctica de 4° y una longitud galáctica de 71°, [2] este sistema se encuentra hacia el interior a lo largo del mismo Espolón de Orión , en el que se encuentra el Sol dentro de la Vía Láctea , [50] cerca de donde el espolón se aproxima al Brazo de Sagitario . Se ha descrito a Cygnus X-1 como perteneciente al Brazo de Sagitario, [51] aunque la estructura de la Vía Láctea no está bien establecida.

Objeto compacto

A partir de diversas técnicas, la masa del objeto compacto parece ser mayor que la masa máxima de una estrella de neutrones . Los modelos evolutivos estelares sugieren una masa de20 ± 5 masas solares , [7] mientras que otras técnicas dieron como resultado 10 masas solares. La medición de periodicidades en la emisión de rayos X cerca del objeto arrojó un valor más preciso de14,8 ± 1 masas solares . En todos los casos, lo más probable es que el objeto sea un agujero negro [46] [52] , una región del espacio con un campo gravitatorio lo suficientemente fuerte como para impedir el escape de radiación electromagnética desde el interior. El límite de esta región se llama horizonte de sucesos y tiene un radio efectivo llamado radio de Schwarzschild , que es de aproximadamente44 km para Cygnus X-1. Cualquier cosa (incluida la materia y los fotones ) que pase a través de este límite no puede escapar. [53] Las nuevas mediciones publicadas en 2021 arrojaron una masa estimada de21,2 ± 2,2 masas solares . [5] [6]

En 1992 se detectaron pruebas de la existencia de un horizonte de sucesos de este tipo mediante observaciones ultravioleta (UV) con el fotómetro de alta velocidad del telescopio espacial Hubble . A medida que los cúmulos de materia autoluminosos se desplazan en espiral hacia un agujero negro, su radiación se emite en una serie de pulsos que están sujetos a un desplazamiento al rojo gravitacional a medida que el material se acerca al horizonte. Es decir, las longitudes de onda de la radiación aumentan de forma constante, como predice la relatividad general . La materia que choca con un objeto sólido y compacto emitiría una explosión final de energía, mientras que el material que atraviesa un horizonte de sucesos no lo haría. Se observaron dos de estos "trenes de pulsos moribundos", lo que es coherente con la existencia de un agujero negro. [54]

Imagen de Cygnus X-1 obtenida por el Observatorio de rayos X Chandra

La rotación del objeto compacto aún no está bien determinada. Análisis anteriores de datos del Observatorio de rayos X Chandra, con base en el espacio, sugerían que Cygnus X-1 no giraba en un grado significativo. [55] [56] Sin embargo, las evidencias anunciadas en 2011 sugieren que gira extremadamente rápido, aproximadamente 790 veces por segundo. [57]

Formación

La estrella más grande de la asociación Cygnus OB3 tiene una masa 40 veces mayor que la del Sol. Como las estrellas más masivas evolucionan más rápidamente, esto implica que la estrella progenitora de Cygnus X-1 tenía más de 40 masas solares. Dada la masa estimada actual del agujero negro, la estrella progenitora debe haber perdido más de 30 masas solares de material. Parte de esta masa puede haberse perdido en HDE 226868, mientras que el resto probablemente fue expulsado por un fuerte viento estelar. El enriquecimiento de helio de la atmósfera exterior de HDE 226868 puede ser evidencia de esta transferencia de masa. [58] Posiblemente la progenitora puede haber evolucionado hasta convertirse en una estrella Wolf-Rayet , que expulsa una proporción sustancial de su atmósfera utilizando precisamente un viento estelar tan poderoso. [23]

Si la estrella progenitora hubiera explotado como una supernova , las observaciones de objetos similares muestran que el remanente probablemente habría sido expulsado del sistema a una velocidad relativamente alta. Como el objeto permaneció en órbita, esto indica que la estrella progenitora podría haber colapsado directamente en un agujero negro sin explotar (o como mucho, haber producido solo una explosión relativamente modesta). [23]

Disco de acreción

Un espectro de rayos X de Chandra de Cygnus X-1 que muestra un pico característico cerca6,4  keV debido al hierro ionizado en el disco de acreción, pero el pico está desplazado al rojo gravitacionalmente, ensanchado por el efecto Doppler y sesgado hacia energías más bajas [59]

Se cree que el objeto compacto está orbitado por un disco delgado y plano de materia en proceso de acreción, conocido como disco de acreción . Este disco se calienta intensamente por la fricción entre el gas ionizado en las órbitas internas, que se mueven más rápido, y el de las externas, que se mueven más lentamente. Se divide en una región interna caliente con un nivel relativamente alto de ionización (que forma un plasma ) y una región externa más fría y menos ionizada que se extiende hasta unas 500 veces el radio de Schwarzschild [21] , o unos 15 000 km.

Aunque es muy variable y erráticamente variable, Cygnus X-1 es típicamente la fuente persistente más brillante de rayos X duros (aquellos con energías que van desde unos 30 hasta varios cientos de kiloelectronvoltios) en el cielo. [27] Los rayos X se producen como fotones de menor energía en el delgado disco de acreción interior, y luego reciben más energía a través de la dispersión Compton con electrones de muy alta temperatura en una corona geométricamente más gruesa, pero casi transparente que lo envuelve, así como por alguna reflexión adicional desde la superficie del delgado disco. [60] Una posibilidad alternativa es que los rayos X puedan ser dispersados ​​por Compton por la base de un chorro en lugar de una corona de disco. [61]

La emisión de rayos X de Cygnus X-1 puede variar en un patrón algo repetitivo llamado oscilaciones cuasiperiódicas (QPO). La masa del objeto compacto parece determinar la distancia a la que el plasma circundante comienza a emitir estas QPO, y el radio de emisión disminuye a medida que disminuye la masa. Esta técnica se ha utilizado para estimar la masa de Cygnus X-1, lo que permite una verificación cruzada con otras derivaciones de masa. [62]

Pulsaciones con un período estable, similares a las resultantes del giro de una estrella de neutrones, nunca se han visto en Cygnus X-1. [63] [64] Las pulsaciones de las estrellas de neutrones son causadas por el campo magnético giratorio de la estrella de neutrones, pero el teorema de la ausencia de pelo garantiza que el campo magnético de un agujero negro está exactamente alineado con su eje de rotación y, por lo tanto, es estático. Por ejemplo, se pensaba que el binario de rayos X V 0332+53 era un posible agujero negro hasta que se encontraron pulsaciones. [65] Cygnus X-1 tampoco ha mostrado nunca ráfagas de rayos X similares a las observadas en las estrellas de neutrones. [66] Cygnus X-1 cambia de forma impredecible entre dos estados de rayos X, aunque los rayos X también pueden variar continuamente entre esos estados. En el estado más común, los rayos X son "duros", lo que significa que la mayor parte de los rayos X tienen alta energía. En el estado menos común, los rayos X son "suaves", y la mayoría de ellos tienen una energía más baja. El estado blando también muestra una mayor variabilidad. Se cree que el estado duro se origina en una corona que rodea la parte interna del disco de acreción más opaco. El estado blando se produce cuando el disco se acerca al objeto compacto (posiblemente lo más cerca posible).150 km ), acompañado de enfriamiento o expulsión de la corona. Cuando se genera una nueva corona, Cygnus X-1 vuelve al estado duro. [67]

La transición espectral de Cygnus X-1 se puede explicar utilizando una solución de flujo advectivo de dos componentes , como propusieron Chakrabarti y Titarchuk. [68] Un estado duro se genera por la comptonización inversa de los fotones semilla del disco keplariano y, asimismo, los fotones de sincrotrón producidos por los electrones calientes en la capa límite soportada por presión centrífuga ( CENBOL ). [69]

El flujo de rayos X de Cygnus X-1 varía periódicamente cada 5,6 días, especialmente durante la conjunción superior , cuando los objetos en órbita están más alineados con la Tierra y la fuente compacta es la más distante. Esto indica que las emisiones están siendo parcialmente bloqueadas por materia circunestelar, que puede ser el viento estelar de la estrella HDE 226868. Hay una periodicidad de aproximadamente 300 días en la emisión, que podría ser causada por la precesión del disco de acreción. [70]

Chorros

A medida que la materia acrecentada cae hacia el objeto compacto, pierde energía potencial gravitatoria . Parte de esta energía liberada se disipa mediante chorros de partículas, alineados perpendicularmente al disco de acreción, que fluyen hacia afuera con velocidades relativistas (es decir, las partículas se mueven a una fracción significativa de la velocidad de la luz ). Este par de chorros proporciona un medio para que un disco de acreción arroje el exceso de energía y momento angular . Pueden ser creados por campos magnéticos dentro del gas que rodea al objeto compacto. [71]

Los chorros de Cygnus X-1 son radiadores ineficientes y, por lo tanto, liberan solo una pequeña proporción de su energía en el espectro electromagnético . Es decir, parecen "oscuros". El ángulo estimado de los chorros con respecto a la línea de visión es de 30° y es posible que estén en precesión . [67] Uno de los chorros está colisionando con una parte relativamente densa del medio interestelar (ISM), formando un anillo energizado que puede detectarse por su emisión de radio. Esta colisión parece estar formando una nebulosa que se ha observado en las longitudes de onda ópticas . Para producir esta nebulosa, el chorro debe tener una potencia promedio estimada de 4–14 × 10 36  erg /s , o(9 ± 5) × 10 29  W . [72] Esto es más de 1.000 veces la potencia emitida por el Sol. [73] No hay un anillo correspondiente en la dirección opuesta porque ese chorro está orientado hacia una región de menor densidad del ISM . [74]

En 2006, Cygnus X-1 se convirtió en el primer agujero negro de masa estelar que mostró evidencia de emisión de rayos gamma en la banda de muy alta energía, por encima de100  GeV . La señal se observó al mismo tiempo que una llamarada de rayos X duros, lo que sugiere un vínculo entre los eventos. La llamarada de rayos X puede haberse producido en la base del chorro, mientras que los rayos gamma podrían haberse generado donde el chorro interactúa con el viento estelar de HDE 226868. [75]

HDE226868

Impresión artística del sistema binario HDE 226868–Cygnus X-1

HDE 226868 es una estrella supergigante con una clase espectral de O9.7 Iab, [2] que está en el límite entre las estrellas de clase O y clase B. Tiene una temperatura superficial estimada de 31.000  K [9] y una masa de aproximadamente 20 a 40 veces la masa del Sol . Basándose en un modelo evolutivo estelar, a la distancia estimada de 2.000 parsecs, esta estrella puede tener un radio igual a unas 15 a 17 [46] veces el radio solar y tiene aproximadamente 300.000 a 400.000 veces la luminosidad del Sol . [7] [76] A modo de comparación, se estima que el objeto compacto orbita HDE 226868 a una distancia de unos 40 radios solares, o el doble del radio de esta estrella. [77]

La superficie de HDE 226868 está siendo distorsionada por la marea debido a la gravedad de su compañera masiva, lo que le da una forma de lágrima que se distorsiona aún más por la rotación. Esto hace que el brillo óptico de la estrella varíe en 0,06 magnitudes durante cada órbita binaria de 5,6 días, y la magnitud mínima se produce cuando el sistema está alineado con la línea de visión. [78] El patrón "elipsoidal" de variación de la luz es el resultado del oscurecimiento del limbo y del oscurecimiento gravitacional de la superficie de la estrella. [79]

Cuando se compara el espectro de HDE 226868 con el de la estrella similar Alnilam , el primero muestra una sobreabundancia de helio y una subabundancia de carbono en su atmósfera. [80] Las líneas espectrales ultravioleta y de hidrógeno-alfa de HDE 226868 muestran perfiles similares a los de la estrella P Cygni , lo que indica que la estrella está rodeada por una envoltura gaseosa que se está acelerando alejándose de la estrella a velocidades de aproximadamente 1.500 km/s. [81] [82]

Al igual que otras estrellas de su tipo espectral, se cree que HDE 226868 está perdiendo masa en un viento estelar a una tasa estimada de2,5 × 10 −6 masas solares por año; o una masa solar cada 400.000 años. [83] La influencia gravitatoria del objeto compacto parece estar remodelando este viento estelar, produciendo una geometría de viento enfocada en lugar de un viento esféricamente simétrico. [77] Los rayos X de la región que rodea al objeto compacto calientan e ionizan este viento estelar. A medida que el objeto se mueve a través de diferentes regiones del viento estelar durante su órbita de 5,6 días, las líneas UV, [84] la emisión de radio, [85] y los propios rayos X varían. [86]

El lóbulo de Roche de HDE 226868 define la región del espacio alrededor de la estrella donde el material en órbita permanece ligado gravitacionalmente. El material que pasa más allá de este lóbulo puede caer hacia la estrella compañera en órbita. Se cree que este lóbulo de Roche está cerca de la superficie de HDE 226868 pero no se desborda, por lo que el material de la superficie estelar no está siendo arrastrado por su compañera. Sin embargo, una proporción significativa del viento estelar emitido por la estrella está siendo atraído hacia el disco de acreción del objeto compacto después de pasar más allá de este lóbulo. [19]

El gas y el polvo entre el Sol y HDE 226868 provocan una reducción de la magnitud aparente de la estrella, así como un enrojecimiento del tono: la luz roja puede penetrar con mayor eficacia el polvo en el medio interestelar. El valor estimado de la extinción interestelar ( A V ) es de 3,3  magnitudes . [87] Sin la materia intermedia, HDE 226868 sería una estrella de quinta magnitud, [88] y, por lo tanto, visible a simple vista. [89]

Stephen Hawking y Kip Thorne

Póster de la NASA "Galaxia de los horrores" para Cygnus X-1 [90]

Cygnus X-1 fue objeto de una apuesta entre los físicos Stephen Hawking y Kip Thorne , en la que Hawking apostó contra la existencia de agujeros negros en la región. Hawking más tarde describió esto como una especie de "póliza de seguro". En su libro Una breve historia del tiempo escribió: [91]

Para mí, esto era una especie de póliza de seguros. He trabajado mucho en los agujeros negros, y todo sería en vano si resultara que no existen. Pero en ese caso, tendría el consuelo de haber ganado mi apuesta, lo que me haría ganar cuatro años de la revista Private Eye . Si los agujeros negros existen, Kip obtendrá un año de Penthouse . Cuando hicimos la apuesta en 1975, estábamos seguros al 80% de que Cygnus X-1 era un agujero negro. A estas alturas [1988], diría que estamos seguros al 95%, pero la apuesta aún está por resolver.

Según la edición actualizada del décimo aniversario de Una breve historia del tiempo , Hawking ha concedido la apuesta [92] debido a los datos de observación posteriores a favor de los agujeros negros. En su propio libro Black Holes and Time Warps , Thorne informa que Hawking concedió la apuesta al irrumpir en la oficina de Thorne mientras estaba en Rusia , encontrar la apuesta enmarcada y firmarla. [93] Si bien Hawking se refirió a la apuesta como si hubiera tenido lugar en 1975, la apuesta escrita en sí (con la letra de Thorne, con su firma y la de Hawking) lleva firmas de testigos adicionales bajo una leyenda que dice "Presenciado este décimo día de diciembre de 1974". [94] Esta fecha fue confirmada por Kip Thorne en el episodio del 10 de enero de 2018 de Nova en PBS . [95]

Cygnus X-1 es el tema de una serie de canciones de dos partes de la banda canadiense de rock progresivo Rush . La primera parte, «Book I: The Voyage», es la última canción del álbum de 1977 A Farewell to Kings . La segunda parte, «Book II: Hemispheres», es la primera canción del siguiente álbum de 1978, Hemispheres . La letra describe a un explorador a bordo de la nave espacial Rocinante , que viaja al agujero negro, creyendo que puede haber algo más allá de él. A medida que se acerca, se vuelve cada vez más difícil controlar la nave, y finalmente es atraído por la fuerza de la gravedad. [96]

En la película de ciencia ficción de acción real de Disney de 1979 The Black Hole , el barco de investigación científica capitaneado por el Dr. Hans Reinhardt para estudiar el agujero negro del título de la película es el Cygnus , presumiblemente (aunque nunca se indica como tal) llamado así por el primer agujero negro identificado, Cygnus X-1. [97]

Véase también

Referencias

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  • Primera visión del universo en rayos X de alta energía obtenida por NuSTAR NASA/JPL-Caltech 28 de junio de 2012
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