Mostrar código-fonte de Cygnus X-1

[[Ficheiro:accretion disk.jpg|thumb|right|300px|Representação artística do sistema Cygnus X-1]]
O sistema estelar '''Cygnus X-1''' (abreviado '''Cyg X-1''')<ref name=science3656/> é uma [[fonte de raio-X]] galáctica bem conhecida<ref>{{citar jornal |autor =Staff |data=2004-11-05 |publicado=ESA|título=Observations: Seeing in X-ray wavelengths |url=http://www.esa.int/esaSC/SEMTA2T1VED_index_0.html|acessodata=2008-08-12 }}</ref> na [[constelação]] de Cisne. Foi descoberto em 1964 durante um [[voo sub-orbital|lançamento de foguete]] e é uma das fontes de raio-X mais fortes vistas da Terra, produzindo um pico de fluxo de raio-X de 2,3{{e|−23}}&nbsp;[[Watt|W]][[metro|m]]<sup>−2</sup>[[Hertz|Hz]]<sup>−1</sup>.<ref>{{citar livro|primeiro =Walter |último =Lewin|coautor=Van Der Klis, Michiel |ano=2006|título=Compact Stellar X-ray Sources|publicado=Cambridge University Press|páginas=159 |isbn=0521826594 }}</ref> Cygnus X-1 foi a primeira fonte de raio-X que foi aceita como sendo um candidato a [[buraco negro]] e pertence entre os [[objeto astronômico|objetos astronômicos]] mais estudados em sua classe. Estima-se que tenha uma massa de 8,7 vezes a [[massa solar]]<ref name=iorio/> e já se mostrou ser muito compacto para ser qualquer tipo de estrela normal ou outro objeto (por exemplo uma estrela de neutrons) além de um buraco negro. Se for este o caso, o raio do seu [[horizonte de eventos]] provavelmente tem 26&nbsp;[[quilometro|km]].<ref>{{citar web|último=Harko|primeiro=T.|data=28/06/2006|url=http://www.physics.hku.hk/~astro/harko_science.html|título=Black Holes|publicado=University of Hong Kong|acessodata=2008-03-28|arquivourl=https://web.archive.org/web/20090210234214/http://www.physics.hku.hk/~astro/harko_science.html|arquivodata=2009-02-10|urlmorta=yes
 }}</ref>

Cygnus X-1 pertence a um sistema [[binária massiva de raio-X]] cerca de 6000&nbsp;[[ano luz|anos luz]] do [[Sol]] que inclui uma [[estrela variável]] [[Estrela supergigante|supergigante]] azul chamada HDE&nbsp;226868 que orbita a cerca de 0,2 UA, ou 20% da distância da Terra ao Sol. Um [[vento estelar]] da estrela fornece material para um [[disco de acreção]] em torno da origem de raio-X.<ref name=apj304/> A matéria no disco interno é aquecida a milhões de [[kelvin]] (K), gerando os raios-X observados.<ref>{{citar web|último =Nayakshin |primeiro =Sergei |coautor=James B. Dove|data=03/11/1998|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998astro.ph.11059N|título=X-rays From Magnetic Flares In Cygnus X-1: The Role Of A Transition Layer|publicado=Cornell University |acessodata=2008-03-29 }}</ref><ref name=mnras325/> Um par de [[Jato relativístico|jatos]], [[perpendicular]]es ao disco, arremessam parte do material que está caindo para o espaço interestelar.<ref>{{citar periódico|último =Gallo |primeiro =Elena |coautor=Fender, Rob|título=Accretion modes and jet production in black hole X-ray binaries|periódico=Memorie della Società Astronomica Italiana|ano=2005 |volume=75 |páginas=282–290|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph?papernum=0509172|acessodata=2008-03-29 }}</ref>

Este sistema pode pertencer a uma [[associação estelar]] chamada Cygnus OB3, o que pode significa que Cygnus X-1 tenha cerca de 5 milhões de anos de idade e tenha se formado a partir de uma estrela progenitora que possuía mais de 40 [[Massa solar|massas solares]]. A maior parte da massa estelar foi perdida, provavelmente como vento estelar. Se esta estrela tivesse explodido como uma [[supernova]], a força resultante provavelmente teria ejetado o resto do sistema. Portanto, a estrela pode ter provavelmente colapsado diretamente em um buraco negro.<ref name=science300/>

Cygnus X-1 foi motivo de uma [[aposta científica]] amigável entre [[Stephen Hawking]] e [[Kip Thorne]] em 1974, com Hawking apostando que não se tratava de um buraco negro. Ele reconheceu que perdeu a aposta em 1990, depois de os dados observacionais fortalecerem a hipótese de haver uma [[singularidade gravitacional]] no sistema.<ref>{{citar jornal|autor =Staff |data=27/02/2004|título=Galaxy Entree or Main Course?|publicado=Swinburne University|url=http://astronomy.swin.edu.au/sao/astronomynews/astronews2004s1.xml|acessodata=2008-03-31 }}</ref>

== Descoberta e observação ==
A observação de emissões de raio-X permite que os [[astrônomo]]s estudem fenômenos celestiais envolvendo gás com temperaturas na ordem de milhões de [[kelvin]]. Entretanto, como as emissões de raio-X são bloqueadas pela [[atmosfera da Terra]], a observação de [[astronomia de raio-X|fontes de raio-X celestes]] não é possível sem levar os instrumentos a altitudes onde os raios-X podem penetrar.<ref>{{citar livro|primeiro =Friedman |último =Herbert |ano=2002|capítulo=From the ionosphere to high energy astronomy&nbsp;– a personal experience|título=The Century of Space Science|publicado=Springer |isbn=0792371968 }}</ref><ref name=apj611/> Cygnus&nbsp;X-1 foi descoberto usando [[astronomia de raio-X|instrumentos de raio-X]] carregados por um [[voo espacial sub-orbital|foguete]] lançado em [[White Sands Missile Range]] no [[Novo México]]. Como parte de um projeto para mapear estas fontes, uma pesquisa foi conduzida em 1964 usando dois foguetes suborbitais [[Aerobee]]. Os foguetes carregavam [[contador Geiger|contadores Geiger]] para medir a emissão em raio-X nos [[comprimento de onda|comprimentos de onda]] de 1–15  [[angstrom|Å]] em uma seção de 8.4° do céu. Estes instrumentos examinaram o céu à medida que os foguetes giravam, produzindo um mapa de escaneamentos próximos.<ref name=science3656/>

Como resultado destas pesquisas, oito novas fontes de raios-X cósmicos foram descobertas, incluindo Cyg&nbsp;XR-1 (mais tarde renomeada para Cyg&nbsp;X-1) na constelação Cygnus. As [[Sistema de coordenadas celestes|coordenadas celestes]] desta fonte foram estimadas como sendo a [[ascensão reta]] 19<sup>h</sup>53<sup>m</sup> e [[declinação]] 34.6°. Não foi associada com nenhuma fonte proeminente de [[Radioastronomia|rádio]] ou [[luz]] naquela posição.<ref name=science3656>{{citar periódico|último =Bowyer |primeiro =S. |coautor=Byram, E. T.; Chubb, T. A.; Friedman, H.|título=Cosmic X-ray Sources |periódico=Science|ano=1965 |volume=147 |número=3656 |páginas=394–398|url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/147/3656/394|acessodata=2008-03-10|doi=10.1126/science.147.3656.394|pmid=17832788 }}</ref>

Percebendo a necessidade de estudos mais prolongados, em 1963 [[Riccardo Giacconi]] e [[Herb Gursky]] propuseram o primeiro satélite orbital para estudar fontes de raios-X. Em 1970, a [[Nasa]] lançou seu [[Uhuru|satélite Uhuru]],<ref>{{citar web|autor =Staff |data=26/06/2003|url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/uhuru/uhuru.html|título=The Uhuru Satellite |publicado=NASA|acessodata=2008-05-09 }}</ref> que levou à descoberta de mais 300 novas fontes de raios-X.<ref>{{citar web|último =Giacconi |primeiro =Riccardo|data=08/12/2002|url=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2002/giacconi-lecture.html|título=The Dawn of X-Ray Astronomy|publicado=The Nobel Foundation|acessodata=2008-03-24 }}</ref> Observações estendidas e Cygnus&nbsp;X-1 pelo satélite Uhuru mostraram flutuações na intensidade do raio-X que ocorriam várias vezes por segundo.<ref>{{citar periódico|último =Oda |primeiro =M.|coautor=Gorenstein, P.; Gursky, H.; Kellogg, E.; Schreier, E.; Tananbaum, H.; Giacconi, R.|título=X-Ray Pulsations from Cygnus X-1 Observed from UHURU|periódico=The Astrophysical Journal|ano=1999 |volume=166 |páginas=L1–L7|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1971ApJ…166L…1O|acessodata=2008-03-11|doi=10.1086/180726 }}</ref> Esta variação rápida significava que a geração de energia deveria acontecer em uma região relativamente pequena de cerca de 10<sup>5</sup>&nbsp;km,<ref>Esta é a distância que a luz pode viajar em um terço de segundo.</ref> já que a [[velocidade da luz]] restringe a comunicação entre regiões mais distante. Para uma comparação de tamanho, o diâmetro do [[Sol]] é de cerca de 1.4{{e|6}}&nbsp;km.

Em abril-maio de 1971, Luc Braes e George Miley, do [[Observatório Leiden]], e de forma independente Robert M. Hjellming e Charles M. Wade, no [[National Radio Astronomy Observatory]],<ref>{{citar periódico|último =Kristian |primeiro =J. |coautor=Brucato, R.; Visvanathan, N.; Lanning, H.; Sandage, A.|título=On the Optical Identification of Cygnus&nbsp;X-1|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1971ApJ…168L..91K|periódico=The Astrophysical Journal|ano=1971 |volume=168 |páginas=L91–L93 |acessodata=2008-03-10|doi=10.1086/180790 }}</ref> detectaram emissões de rádio de Cygnus&nbsp;X-1, e o preciso posicionamento de rádio apontou que a fonte de raios-X como sendo a estrela AGK2&nbsp;+35 1910 = HDE&nbsp;226868.<ref>{{citar periódico|último =Braes |primeiro =L.L.E. |coautor=Miley, G.K. |data=23/07/1971|título=Physical Sciences: Detection of Radio Emission from Cygnus&nbsp;X-1|periódico=Nature|volume=232 |páginas=246|doi=10.1038/232246a0 |bibcode=1971Natur.232Q.246B}}</ref><ref>{{citar periódico|último =Braes |primeiro =L.L.E. |coautor=Miley, G.K.|ano=1971|título=Variable Radio Emission from X-Ray Sources|periódico=Veröffentlichungen Remeis-Sternwarte Bamberg|volume=9 |número=100 |páginas=173|publicado=(IAU Colloquium No.15, Bamberg, Germany, August 31-September 3, 1971. Bibcode: 1972VeBam.100......)}}</ref> Na [[esfera celeste]], esta estrela está a cerca de meio grau da estrela de [[magnitude aparente|4ª magnitude]] [[Eta Cygni]].<ref name=bernard>{{citar livro|primeiro =Bernard |último =Abrams |coautor=Stecker, Michael|título=Structures in Space: Hidden Secrets of the Deep Sky|ano=1999 |páginas=91 |publicado=Springer|isbn=1852331658 |citação=Eta Cygni is 25 arc minutes to the west-south-west of this star.}}</ref> Trata-se de uma estrela supergigante que é, por si mesma, incapaz de emitir as quantidades de raios-X observadas. Portanto, a estrela deve ter uma companheira que pode aquecer gases a temperatura de milhões de graus necessária para produzir a fonte de radiação de Cygnus&nbsp;X-1.

[[Ficheiro:Cygnus x1 xray.jpg|right|thumb|Esta imagem em raio-X de Cygnus X-1 foi feita por um telescópio alçado por balão, do projeto High Energy Replicated Optics (HERO). ''Imagem da NASA.'']]

Louise Webster e Paul Murdin, no [[Observatório de Greenwich]],<ref>{{citar periódico|último =Webster |primeiro =B. Louise |coautor=Murdin, Paul|título=Cygnus X-1—a Spectroscopic Binary with a Heavy Companion?|periódico=Nature |ano=1972|volume=235 |número=2 |páginas=37–38|url=http://www.nature.com/nature/journal/v235/n5332/abs/235037a0.html|acessodata=2008-03-10 |doi=10.1038/235037a0 }}</ref> e [[Charles Thomas Bolton]], trabalhando de forma independente no [[Observatório David Dunlap]], da [[Universidade de Toronto]],<ref>{{citar periódico|último =Bolton |primeiro =C. T. |ano=1972|título=Identification of Cygnus X-1 with HDE 226868|periódico=Nature |volume=235 |número=2 |páginas=271–273|url=http://www.nature.com/nature/journal/v235/n5336/abs/235271b0.html|acessodata=2008-03-10 |doi=10.1038/235271b0 }}</ref> anunciaram a descoberta de uma companheira oculta massiva a HDE&nbsp;226868 em 1971. Medidas do [[efeito Doppler]] do espectro da estrela demonstraram a presença da companheira e permitiram a estimativa de sua massa a partir de parâmetros orbitais.<ref name=luminet>{{citar livro|primeiro =Jean-Pierre |último =Luminet |ano=1992|título=Black Holes |publicado=Cambridge University Press|isbn=0521409063 }}</ref> Basedo na enorme massa predita para o objeto, eles concluíram que pode ser um [[buraco negro]] já que a maior [[estrela de nêutrons]] possíveis não pode exceder três vezes a massa do Sol.<ref>{{citar periódico|último =Bombaci |primeiro =I.|título=The maximum mass of a neutron star|periódico=Astronomy and Astrophysics|ano=1996 |volume=305 |páginas=871–877|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A&A…305..871B|acessodata=2008-03-11|doi=10.1088/1367-2630/7/1/199 }}</ref>

Observações posteriores fortaleceram a evidência, no fim de 1973 a comunidade astronômica em geral aceitou que Cygnus&nbsp;X-1 provavelmente era um buraco negro.<ref>{{citar web|último =Rolston |primeiro =Bruce |data=10/11/1997|url=http://news.utoronto.ca/bin/bulletin/nov10_97/art4.htm|título=The First Black Hole |publicado=University of Toronto|acessodata=2008-03-11 }}</ref><ref>{{citar periódico|último =Shipman |primeiro =H. L.|título=The implausible history of triple star models for Cygnus X-1 Evidence for a black hole|periódico=Astrophysical Letters|ano=1975 |volume=16 |número=1 |páginas=9–12|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1975ApL....16....9S|acessodata=2008-03-11 }}</ref> Medições mais precisas de Cygnus&nbsp;X-1 demonstraram variações até o [[milissegundo]]. Este intervalo é consistente com a [[turbulência]] em um disco de matéria em torno de um buraco negro—o [[disco de acreção]]. Disparos de raio-X que duram cerca de um terço de segundo estão de acordo com o intervalo de tempo esperado da matéria caindo em direção ao buraco negro.<ref name=apj189>{{citar periódico|último =Rothschild |primeiro =R. E.|coautor=Boldt, E. A.; Holt, S. S.; Serlemitsos, P. J.|título=Millisecond Temporal Structure in Cygnus X-1|periódico=The Astrophysical Journal|ano=1974 |volume=189 |páginas=77–115|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1974ApJ…189L..13R|acessodata=2008-03-11|doi=10.1086/181452 }}</ref>

Desde então Cygnus X-1 tem sido estudado extensivamente usando instrumentos em [[órbita]] e no solo.<ref name=SIMBAD>{{citation |data=3 de março de 2003 | url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=HDE+226868 |título=V* V1357 Cyg – High Mass X-ray Binary |publicado=Centre de Données astronomiques de Strasbourg |acessodata=2008-03-03 }}</ref> As similaridades entre as emissões de binárias de raio-X como HDE&nbsp;226868/Cygnus&nbsp;X-1 e [[nucleo galáctico ativo|nuclei galácticos ativos]] sugerem um mecanismo comum de geração de energia envolvendo um buraco negro, um disco de acreção orbitando o mesmo e os [[jato relativístico|jatos]] associados.<ref>{{citar periódico|último =Koerding |primeiro =Elmar|coautor=Jester, Sebastian; Fender, Rob|título=Accretion states and radio loudness in Active Galactic Nuclei: analogies with X-ray binaries|periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|ano=2006 |volume=372 |páginas=1366–1378|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0608628|acessodata=2007-03-24|doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10954.x }}</ref> Por este motivo, Cygnus X-1 está identificado em uma classe de objetos chamados [[microquasar]]es; uma analogia dos [[quasar]]es, ou fontes de rádio quasi-estelares, que agora já se sabe serem nuclei galácticos ativos distantes. Estudos científicos de sistemas binários como HDE&nbsp;226868/Cygnus&nbsp;X-1 podem levar a um maior entendimento da mecânica de [[galáxia ativa|galáxias ativas]].<ref>{{citar web|último =Brainerd |primeiro =Jim |data=20/07/2005|url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayAGN.html|título=X-rays from AGNs |publicado=The Astrophysics Spectator|acessodata=2008-03-24 }}</ref>

== Sistema estelar ==
O [[Estrela compacta|objeto compacto]] e a estrela azul [[Estrela supergigante|supergigante]] formam um [[estrela binária|sistema binário]] que orbita em torno de seu [[centro de massa]] a cada 5,599829&nbsp;±&nbsp;0,000016&nbsp;dias.<ref>{{citar periódico|último =Brocksopp |primeiro =C.|coautor=Tarasov, A. E.; Lyuty, V. M.; Roche, P.|título=An Improved Orbital Ephemeris for Cygnus X-1|periódico=Astronomy & Astrophysics|ano=1999 |volume=343 |páginas=861–864|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/9812077|acessodata=2008-03-18 }}</ref> Da perspectiva da Terra, o objeto compacto nunca fica atrás da outra estrela; em outras palavras, o sistema não [[eclipse|eclipsa]]. Entretanto, a [[inclinação orbital|inclinação do plano orbital]] em relação ao ponto de vista da Terra permanece desconhecido, com predições variando entre 27-65º. Um estudo de 2007 estimou que a inclinação é de 48,0&nbsp;±&nbsp;6,8°, o que pode significar que o [[semieixo maior]] é de cerca de 0,2&nbsp;[[Unidade Astronômica|UA]], ou 20% da distância da Terra ao Sol. Acredita-se que a [[excentricidade orbital]] seja de 0,06&nbsp;±&nbsp;0,01; uma órbita quase circular.<ref name=iorio/><ref name="apj200">{{citar periódico|último =Bolton |primeiro =C. T.|título=Optical observations and model for Cygnus X-1|periódico=The Astrophysical Journal|ano=1975 |volume=200 |páginas=269–277|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1975ApJ…200..269B|acessodata=2008-03-12|doi=10.1086/153785 }}</ref> A distância da Terra a este sistema é de cerca de 2.000&nbsp;[[parsec]]s (6.000&nbsp;[[ano luz|anos-luz]]), conforme medido pelo satélite [[Hipparcos]], mas este valor tem um grau de incerteza relativamente grande<ref name=SIMBAD/>

O sistema HDe 226868/Cygnus X-1 compartilha um movimento no espaço comum com uma associação de estrelas massivas chamadas Cyugnus) B3, que está localizada a cerca de 2.000&nbsp;parsecs do Sol. Isto implica que a HDE&nbsp;226868, Cygnus&nbsp;X-1 e sua [[associação estelar|associação OB]] pode ter se formado ao mesmo tempo e no mesmo local. Se for este o caso, então a idade do sistema é de cerca de 5&nbsp;±&nbsp;1,5&nbsp;milhões de anos. O movimento de HDE&nbsp;226868 com respeito a Cygnus&nbsp;OB3 é 9&nbsp;±&nbsp;3&nbsp;km/s; um valor típico para movimento aleatório em uma associação estelar. HDE&nbsp;226868 está a cerca de 60&nbsp;parsecs do centro da associação, e pode ter atingido esta separação em cerca de 7&nbsp;±&nbsp;2&nbsp;milhões de anos-o que concorda com a idade estimada da associação.<ref name=science300>{{citar periódico|último =Mirabel |primeiro =I. Félix |coautor=Rodrigues, Irapuan|título=Formation of a Black Hole in the Dark|periódico=Science |ano=2003 |volume=300|número=5622 |páginas=1119–1120|url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/300/5622/1119|acessodata=2008-03-15 |doi=10.1126/science.1083451|pmid=12714674 }}</ref>

Com uma [[latitude galáctica]] de 3 graus e [[longitude galáctica]] de 71 graus,<ref name=SIMBAD/> este sistema está no mesmo [[Braço de Órion]] em que o Sol está localizado dentro da [[Via Láctea]],<ref>{{citar periódico|último =Gursky |primeiro =H. |ano=1971|coautor=Gorenstein, P.; Kerr, F. J.; Grayzeck, E. J.|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1971ApJ…167L..15G|título=The Estimated Distance to Cygnus X-1 Based on its Low-Energy X-Ray Spectrum|periódico=Astrophysical Journal |volume=167 |páginas=L15|acessodata=2008-06-29|doi=10.1086/180751 }}</ref> próximo de onde este encontra o [[Braço de Sagitário]]. Cygnus X-1 tem sido descrito como pertencente ao Braço de Sagitário,<ref>{{citar web|url=http://www.vectorsite.net/tastgal_07.html|título=7.0 The Milky Way Galaxy|primeiro=Greg|último=Goebel|publicado=In The Public Domain|acessodata=2008-06-29|arquivourl=https://web.archive.org/web/20080612014659/http://www.vectorsite.net/tastgal_07.html|arquivodata=2008-06-12|urlmorta=yes
 }}</ref> mas a estrutura da Via Láctea ainda não está bem estabelecida.

=== Objeto compacto ===
Existe alguma incerteza sobre a massa do objeto compacto. Modelos de evolução estelar sugerem uma massa de 20&nbsp;±&nbsp;5 [[massa solar|massas solares]],<ref name=MNRAS358>{{citar periódico|último =Ziółkowski |primeiro =J.|título=Evolutionary constraints on the masses of the components of HDE 226868/Cyg X-1 binary system|periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|ano=2005 |volume=358 |páginas=851–859|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0501102|doi=10.1111/j.1365-2966.2005.08796.x|acessodata=2008-03-04 }} Note: for radius and luminosity, see Table 1 with ''d''=2&nbsp;kpc.</ref> enquanto outras técnicas resultaram em 10 massas solares. A medição da periodicidade das emissões de raio-X em torno do objeto deram um valor mais preciso de 8,7&nbsp;±&nbsp;0,8 massas solares. Em todos os casos, o objeto é muito provavelmente um buraco negro.<ref name=iorio>{{citar periódico|último =Iorio |primeiro =Lorenzo|data=24/07/2007 |periódico=E-print|título=On the orbital and physical parameters of the HDE 226868/Cygnus X-1 binary system|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0707.3525I|acessodata=2008-03-14|doi=10.1007/s10509-008-9839-y|volume=315|páginas=335
 }}</ref><ref name=esa070516>{{citar web|último =Strohmayer |primeiro =Tod |data=16 de maio de 2007|coautor=Shaposhnikov, Nikolai; Schartel, Norbert|url=http://www.esa.int/esaCP/SEMDMAV681F_index_0.html|título=New technique for ‘weighing’ black holes|publicado=[[European Space Agency|ESA]] |acessodata=2008-03-10 }}</ref> Um buraco negro é uma região do espaço com um [[gravidade|campo gravitacional]] tão forte que impede que a [[radiação eletromagnética]] escape do seu interior. O limite desta região é chamada de [[horizonte de eventos]] e a superfície está a uma distância do centro chamada de [[raio de Schwarzschild]], que é de cerca de 26&nbsp;km para Cygnus&nbsp;X-1.<ref>{{citar periódico|último =Rössler |primeiro =O. E.|coautor=Kuypers, H.; Diebner, H. H.|título=Almost-Black-Holes: an old—new paradigm|periódico=Chaos, Solitons & Fractals|ano=1998 |volume=9 |número=7 |páginas=1025–1034|doi=10.1016/S0960-0779(98)80004-0
 }}</ref> Qualquer coisa (incluindo [[matéria]] e [[fóton]]s) que passar por este limite é incapaz de escapar.<ref>{{citar web|autor =Staff |data=9 de janeiro de 2006|url=http://web.mit.edu/newsoffice/2006/blackhole1.html|título=Scientists find black hole's 'point of no return'|publicado=Massachusetts Institute of Technology|acessodata=2008-03-28 }}</ref>

Há evidências de 1992 de um horizonte de eventos deste tipo detectado usando observações [[ultravioleta]] (UV) com o [[High Speed Photometer]] no [[telescópio espacial Hubble]]. À medida que porções de matéria luminescentes se movem em espiral em torno e em direção do buraco negro, a radiação será emitida em uma série de pulsos que estão sujeitos a um [[desvio gravitacional para o vermelho]] conforme o material se aproxima do horizonte. Ou seja, os [[comprimento de onda|comprimentos de onda]] da radiação irão crescer, conforme previsto pela [[Relatividade Geral]]. Quando a matéria atinje o objeto sólido e compato ela emite um pulso final de energia, que o material que passa por um horizonte de eventos não faz. Dois destes "trens de pulso moribundos" foram observados, o que é consistente com a exist~encia de um buraco negro.<ref name=pasp113>{{citar periódico|último =Dolan |primeiro =Joseph F.|título=Dying Pulse Trains in Cygnus XR-1: Evidence for an Event Horizon?|periódico=The Publications of the Astronomical Society of the Pacific|ano=2001 |volume=113 |número=786 |páginas=974–982|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001PASP..113..974D|acessodata=2008-03-20|doi=10.1086/322917 }}</ref>

O observatório espacial de raios-X [[Observatório de raios-X Chandra|Chandra]] foi usado para medir a [[linha de absorção|assinatura espectral]] dos átomos de [[ferro]] orbitando próximos ao objeto. Um buraco negro que apresente rotação arrasta o espaço em seu entorno, o que permite que os átomos orbitem mais próximo ao horizonte de eventos. No caso de Cygnus&nbsp;X-1, nenhum dos átomos foi encontrado orbitando mais próximo que 160&nbsp;km. Portanto, se este objeto for um buraco negro, então seus dados mostram que ele não está girando em nenhum grau significativo.<ref>{{citar conferência|último =Miller |primeiro =J. M.|coautor=Fabian, A. C.; Nowak, M. A.; Lewin, W. H. G.|título=Relativistic Iron Lines in Galactic Black Holes: Recent Results and Lines in the ASCA Archive
 |títulolivro=Proceedings of the 10th Annual Marcel Grossmann Meeting on General Relativity|local=Rio de Janeiro, Brazil |data=20–26 de julho de 2003|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0402101|acessodata= 2008-03-11 }}</ref><ref>{{citar jornal|último =Roy |primeiro =Steve |coautor=Watzke, Megan|data=17/09/2003|título="Iron-Clad" Evidence For Spinning Black Hole|publicado=Chandra press Room|url=http://chandra.harvard.edu/press/03_releases/press_091703.html|acessodata=2008-03-11 }}</ref>

==== Formação ====
A maior estrela na associação Cygnus OB3 possui uma massa equivalente a 40&nbsp;vezes a massa do Sol. Como as estrelas mais massivas evoluem mais rapidamente, isto implica que a estrela progenitora de Cygnus&nbsp;X-1 possuía mais de 40 massas solares. Dada a massa estimada atual para o buraco negro, a estrela progenitora deve ter perdida mais de 30 massas solares de material. Parte desta massa pode ter sido perdida par HDE&nbsp;226868, enquanto o restant muito rovavelmente foi expelida por um forte vento solar. O enriquecimento de [[hélio]] na atmosfera exterior de HDE&nbsp;226868 pode ser a evidência desta transferência de massa.<ref>{{citar periódico|último =Podsiadlowski |primeiro =Philipp|coautor=Saul, Rappaport; Han, Zhanwen|título=On the formation and evolution of black-hole binaries|periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|ano=2002 |número=2 |volume=341 |páginas=385–404|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0207153|acessodata=2008-03-24|doi=10.1046/j.1365-8711.2003.06464.x }}</ref> Possivelmente a estrela progenitora pode ter evoluído para uma [[estrela Wolf-Rayet]], que ejeta uma proporção substancial de sua atmosfera usando um poderoso vento estelar.<ref name=science300/>

Se a estrela progenitora tivesse explodido como uma [[supernova]], então as observações de objetos similares mostram que os restos da mesma provavelmente seriam ejetados do sistema a uma velocidade relativamente alta. Como o objeto permaneceu em órbita, isto indica que a progenitora pode ter colapsado diretamente em um buraco negro sem explodir (ou pelo menos produzido apenas uma explosão relativamente modesta).<ref name=science300/>

==== Disco de acreção ====
[[Ficheiro:Cygx1 spectrum.jpg|right|thumb|Um espectro de raio-X do [[Observatório de raios-X Chandra|Chandra]] de Cygnus X-1 mostrando um pico característico próximo de 6,4&nbsp;[[Elétron-volt|keV]] devido a [[ferro]] [[íon|ionizado]] no disco de acreção, mas o pico sofreu desvio para o vermelho gravitacional, alargado pelo [[efeito Doppler]], e torcido para energias mais baixas.<ref>{{citar web|autor =Staff |data=30 de agosto de 2006|url=http://chandra.harvard.edu/photo/2003/bhspin/more.html|título=More Images of Cygnus X-1, XTE J1650-500 & GX 339-4|publicado=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics/Chandra X-ray Center|acessodata=2008-03-30 }}</ref>]]

Acredita-se que o objeto compacto seja orbitado por um disco fino e chato de matéria em acreção, conhecido como [[disco de acreção]]. Este disco é intensamente aquecido pela fricção entre gás ionizado em órbitas internas mais rápidas, e o gás das órbitas exteriores mais lentas. Ele é dividido em uma região interna quente com um nível relativamente alto de ionização - formando um [[plasma]]-e uma região externa menos ionizada, mais fria, que se estende até um raio estimado de 500&nbsp;vezes o raio de Schwarzschild,<ref name=mnras325>{{citar periódico|último =Young |primeiro =A. J.|coautor=Fabian, A. C.; Ross, R. R.; Tanaka, Y.|título=A Complete Relativistic Ionized Accretion Disc in Cygnus X-1|periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|ano=2001 |volume=325 |páginas=1045–1052|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0103214|acessodata=2008-03-13|doi=10.1046/j.1365-8711.2001.04498.x }}</ref> ou cerca de 15.000&nbsp;km.

Apesar de muito variável, Cygnus X-1 é tipicamente a mais brilhante fonte persistente de [[raio-X|raios-X]] duros-aqueles com energias a partir de 30 a várias centenas de keV-no céu.<ref name=apj611>{{citar periódico|último =Liu |primeiro =C. Z. |coautor=Li, T. P.|título=X-Ray Spectral Variability in Cygnus X-1|periódico=The Astrophysical Journal|ano=1999 |volume=611 |páginas=1084–1090|url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/422209|acessodata=2008-03-28 |doi=10.1086/422209 }}</ref> Os raios-X são produzidos como fótons de baixa energia no fino disco de acreção, e então recebem mais energia através do [[Efeito Compton|espalhamento Compton]] com [[elétron]]s a temperaturas mais altas em uma [[corona]] geometricamente grossa, mas praticamente transparente, envolvendo-a, bem como por refleções posteriores da superfície do disco fino.<ref name="apj611"/> Uma possibilidade alternativa é que os raios-X possam ter sofrido espalhamento Compton pela base do jato em vez da corona do disco.<ref>{{citar periódico|último =Kylafis |primeiro =N. |coautor=Giannios, D.; Psaltis, D.|título=Spectra and time variability of black-hole binaries in the low/hard state|periódico=Advances in Space Research|ano=2006 |volume=38 |número=12 |páginas=2810–2812|url=http://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0273117705014286|acessodata=2007-02-04 |doi=10.1016/j.asr.2005.09.045 }}</ref>

A emissão de raio-X de Cygnus X-1 pode variar em um padrão quase repetitivo chamado [[oscilação quase-periódica|oscilações quase-periódicas]] (OQP). A massa do objeto compacto parece determinar a distância em que o plasma circundante ocmeça a emitir estas OQPs, com o raio de emissão diminuindo quando a massa diminui. Esta técnica tem sido usada para estimar a massa de Cygnus&nbsp;X-1, fornecendo uma verificação cruzada com outras derivações de massa.<ref>{{citar web|último =Titarchuk |primeiro =Lev |coautor=Shaposhnikov, Nikolai|título=On the nature of the variability power decay towards soft spectral states in X-ray binaries. Case study in Cyg X-1|data=09/02/2008|url=http://arxiv.org/abs/0802.1278|obra=The Astrophysical Journal|acessodata=2008-04-02 }}</ref>

Pulsações com um período estável, similar aquelas resultantes da rotação de uma estrela de neutrons nunca foram vistas de Cygnus X-1.<ref>{{citar periódico|último =Fabian |primeiro =A. C. |coautor=Miller, J. M.|título=Black Holes Reveal Their Innermost Secrets|periódico=Science |data=9 de agosto de 2002|volume=297 |número=5583 |páginas=947–948|url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/297/5583/947|acessodata=2008-03-29|doi=10.1126/science.1074957 }}</ref><ref>{{citar web|último =Wen |primeiro =Han Chin |mês=March |ano=1998|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997PhDT.........6W|título=Ten Microsecond Time Resolution Studies of Cygnus X-1|publicado=Stanford University |acessodata=2008-03-29 }}</ref> As pulsações de estrelas de nêutrons são causadas pelo campo magnético da estrela de nêutrons e o [[teorema da calvície]] garantem que buracos negros não possuem polos magnéticos. Por exemplo, pensava-se que a binária de raio-X V0332 + 53 fosse um possível buraco negro até que as pulsações foram encontradas.<ref>{{citar periódico|último =Stella |primeiro =L.|coautor=White, N. E.; Davelaar, J.; Parmar, A. N.; Blissett, R. J.; van der Klis, M.|título=The discovery of 4.4 second X-ray pulsations from the rapidly variable X-ray transient V0332 + 53|periódico=Astrophysical Journal, Part 2 - Letters to the Editor|ano=1985 |volume=288 |páginas=L45–L49|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1985ApJ…288L..45S|acessodata=2008-07-28|doi=10.1086/184419 }}</ref> Cygnus X-1 também nunca apresentou pulsos de raio-X similares aos vistos em estrelas de nêutrons.<ref>{{citar periódico|último=Narayan|primeiro=Ramesh|título=Evidence for the black hole event horizon|periódico=Astronomy & Geophysics|ano=2003|volume=44|número=6|páginas=77–115|url=http://www3.interscience.wiley.com/journal/118896663/abstract?CRETRY=1&SRETRY=0|acessodata=2008-07-28
 }}{{Ligação inativa|data=maio de 2019 }}</ref>

Cygnus X-1 muda de uma forma imprevisível entre dois estados de raio-X, apesar dos raio-X poderem variar continuamente entre estes dois estados. No estado mais comum, os raios-X são "duros", o que significa que a maior parte deles possui alta energia. No estado menos comum, os raios-X são "moles", com a maior parte deles apresentando baixa energia. O stado mole também apresenta grande variabilidade. Acredita-se que o estado duro origine-se em uma corona em torno da parte interna do disco de acreção mais opaco. O estado mole ocorre quando o disco chega perto do objeto compacto (possivelmente a 150&nbsp;km), acompanhado pelo resfriamento ou ejeção da corona. Quando uma nova corona é gerada, Cygnus&nbsp;X-1 entra em transição de volta ao estado duro.<ref name=apj626/>

O fluxo de raio-X de Cygnus X-1 varia periodicamente a cada 5,6&nbsp;dias, especialmente durante a [[Conjunção (astronomia)#Conjunção superior|conjunção superior]] quando os objetos em órbita estão mais alinhados com a Terra e a fonte compacta é o objeto mais distante. Isto indica que as emissões são parcialmente bloqueadas pela matéria circumstelar, que pode ser ser o vento estelar de HDe&nbsp;226868. Existe uma periodicidade aproximada de 300&nbsp;dias na emissão que pode ser causada pela [[precessão]] do disco de acreção.<ref name=apj531>{{citar periódico|último =Kitamoto |primeiro =S.|coautor=E. Wataru, E.; Miyamoto, S.; Tsunemi, H.; Ling, J. C.; Wheaton, W. A.; Paul, B.|título=''GINGA'' All-Sky Monitor Observations of Cygnus X-1|periódico=The Astrophysical Journal |ano=2000 |volume=531|páginas=546–552 |doi=10.1086/308423 }}</ref>

==== Jatos ====
Conforme a matéria do disco de acreção cai em direção ao objeto compacto, ela perde sua [[energia potencial]] gravitacional. Parte desta energia é dissipada pelos [[jato relativístico|jatos]] de partículs, alinhados na [[perpendicular]] ao disco de acreção, que afastam-se com velocidades [[Relatividade especial|relativísticas]]. (Ou seja, as partículas estão se movendo a uma fração significante da [[velocidade da luz]]). Este par de jatos fornece uma maneira para o disco de acreção perder o excesso de energia e [[momento angular]]. Eles podem ser criados por [[campo magnético|campos magnéticos]] dentro do gás que cerca o objeto compacto.<ref>{{citar periódico|último =Begelman |primeiro =Mitchell C.|título=Evidence for Black Holes |páginas=1898–1903|periódico=Science |ano=2003 |volume=300 |número=5627|url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/300/5627/1898|acessodata=2008-04-28 |doi=10.1126/science.1085334|pmid=12817138 }}</ref>

Os jatos de Cygnus X-1 são radiadores ineficientes e assim eles só liberam uma porção pequena da sua energia no [[espectro eletromagnético]]. Ou seja, eles parecem "escuros". O ângulo estimado dos jatos com a linha de visada é de 30º e eles podem estar [[Precessão|sofrendo precessão]].<ref name=apj626>{{citar periódico|último =Torres |primeiro =Diego F.|coautor=Romero, Gustavo E.; Barcons, Xavier; Lu, Youjun|título=Probing the Precession of the Inner Accretion Disk in Cygnus X-1|periódico=The Astrophysics Journal|ano=2005 |volume=626 |páginas=1015–1019|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0503186|acessodata=2008-03-21|doi=10.1086/430125 }}</ref> um dos jatos está colidindo com uma parte relativamente densa do [[meio interestelar]] (ISM), formando um anel energizado que pode ser detectado por sua emissão de rádio. Esta colisão parece estar formando uma [[nebulosa]] que foi observada na [[Espectro visível|faixa visível]]. Para produzir esta nebulosa, o jato deve ter uma potência média de (4–14){{e|36}}&nbsp;[[erg]]/s, ou (9&nbsp;±&nbsp;5){{e|29}}&nbsp;[[watt]]s..<ref>{{citar periódico|último =Russell |primeiro =D. M.|coautor=Fender, R. P.; Gallo, E.; Kaiser, C. R.|título=The jet-powered optical nebula of Cygnus X-1|periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|ano=2007 |volume=376 |número=3 |páginas=1341–1349|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0701645|acessodata=2008-03-19|doi=10.1111/j.1365-2966.2007.11539.x }}</ref> Esta potência é mais de 1.000&nbsp;vezes a potência emitida pelo Sol.<ref>{{citar periódico|último =Sackmann |primeiro =I.-Juliana|coautor=Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E.|título=Our Sun. III. Present and Future|periódico=The Astrophysical Journal|ano=1993 |volume=418 |páginas=457–468|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ…418..457S|acessodata=2008-03-19|doi=10.1086/173407 }}</ref> Não há um anel correspondente na direção oposta por que aquele jato está encontrando uma região de menor densidade o ISM.<ref>{{citar periódico|último =Gallo |primeiro =E. |coautor=Fender, Rob; Kaiser, Christian; Russell, David; Morganti, Raffaella; Oosterloo, Tom; Heinz, Sebastian|título=A dark jet dominates the power output of the stellar black hole Cygnus X-1|periódico=Nature |ano=2005 |volume=436|número=7052 |páginas=819–821|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0508228|acessodata=2008-03-19|doi=10.1038/nature03879 }}</ref>

Em 2006, Cygnus X-1 tornou-se o primeiro candidato a buraco negro com massa estelar que apresentou evidências de emissão de [[radiação Gama|raios gama]] na banda de energias muito altas, acima de 100&nbsp;GeV. O sinal foi observado ao mesmo tempo que um pulso de raios-X duros, sugerindo uma ligação entre os eventos. O pulso de raio-X pode ter sido produzido na base do jato enqunto o raio gama pode ter sido gerando onde o jato interage com o vento estelar de HDe&nbsp;226868.<ref>{{citar periódico|autor =Albert, J. ''et al.''|título=Very High Energy Gamma-ray Radiation from the Stellar-mass Black Hole Cygnus X-1|periódico=Astrophysical Journal Letters|ano=2007 |volume=665 |páginas=L51–L54|url=http://arxiv.org/abs/0706.1505|acessodata=2008-03-04 |doi = 10.1086/521145
 }}</ref>

=== HDE 226868 ===
[[Ficheiro:Cygnus X-1.png|right|thumb|Concepção artística do sistema binário HDE 226868–Cygnus X-1. ''Ilustração ESA/Hubble.'']]

HDE 226868 é uma estrela supergigante, com uma [[classe espectral]] de O9,7&nbsp;Iab,<ref name=SIMBAD/> que está no limite entre estrelas classe O e classe B. Ela possui uma temperatura superficial estimada de 31.000&nbsp;[[kelvin]]<ref name=eas030610>{{citar web|autor =Staff |data=10/06/2003|url=http://hubble.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=32700|título=Integral's view of Cygnus X-1 |publicado=ESA|acessodata=2008-03-20 }}</ref> e uma massa aproximada de 20-40&nbsp;vezes a massa do Sol. Baseado nos modelos de evolução de estrelas, na distância estimada de 2.000 parsecs esta estrela pode ter um raio igual a cerca de 20-22&nbsp;vezes o raio solar e tem 300.000-400.000&nbsp;vezes a luminosidade do Sol.<ref name=iorio/><ref name=MNRAS358/> Para comparação, estima-se que o objeto compacto esteja orbitando HDe 226868 a uma distância de cerca de 40 raios solares, ou duas vezes o raio desta estrela.<ref name=apj620/>

A superfície da HDe 226868 está sendo distorcida pelas [[força de maré|forças de maré]] da [[gravidade]] de sua companheira massiva, criando uma forma de gota que é distorcida pela rotação. Isto faz com que o brilho óptico da estrela varie por 0,06&nbsp;magnitudes duarante cada órbita de 5,6 dias, com a magnitude mínima ocorrendo quando o sistema está alinhado com a linha de visão.<ref name=caballero>{{citar conferência|primeiro =M. D. |último =Caballero|título=OMC-INTEGRAL: Optical Observations of X-Ray Sources
 |títulolivro=Proceedings of the 5th INTEGRAL Workshop on the INTEGRAL Universe|páginas=875–878 |publicado=ESA|data=16–20 de fevereiro de 2004 |local=Munich, Germany|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ESASP.552..875C|acessodata=2008-03-17 }}</ref> O padrão "elipsoidal" das variações da luz resulta do escurecimento do braço e do escurecimento gravitacional da superfície da estrela.<ref>{{citar livro|primeiro =Arthur C. |último =Cox |ano=2001 |páginas=407|título=Allen's Astrophysical Quantities|publicado=Springer |isbn= 0-387-95189-X }}</ref>

Quando o espectro de HDE 226868 é comparado com o de uma estrela semelhante, [[Epsilon Orionis]], ela apresenta uma superabundância de [[hélio]] e uma falta de [[carbono]] em sua atmosfera.<ref>{{citar periódico|último =Canalizo |primeiro =G.|coautor=Koenigsberger, G.; Peña, D.; Ruiz, E.|título=Spectral variations and a classical curve-of-growth analysis of HDE 226868 (Cyg X-1)|periódico=Rev. Mex. Astron. Astrofis.|ano=1995 |volume=31 |número=1|páginas=63–86|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995RMxAA..31…63C|acessodata=2008-03-20 }}</ref> As linhas espectrais [[ultravioleta]] e [[alfa hidrogênio]] de HDE&nbsp;226868 apresentam perfis similares aos da estrela [[P Cygni]], que indica que a estrela está cercada por um envelope de gases que está sendo acelerado para longe da estrela a velocidades de cerca de 1.500&nbsp;[[metro por segundo|quilômetros por segundo]].<ref>{{citar periódico|último =Conti |primeiro =P. S.|título=Stellar parameters of five early type companions of X-ray sources|periódico=Astronomy and Astrophysics|ano=1978 |volume=63 |páginas=1–2|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978A%26A....63..225C|acessodata=2008-03-18 }}</ref><ref>{{citar periódico|último =Sowers |primeiro =J. W.|coautor=Gies, D. R.; Bagnuolo, W. G.; Shafter, A. W.; Wiemker, R.; Wiggs, M. S.|título=Tomographic Analysis of Hα Profiles in HDE 226868/Cygnus X-1|periódico=The Astrophysical Journal|ano=1998 |volume=506|número=1 |páginas=424–430|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ…506..424S|acessodata=2008-03-20|doi=10.1086/306246 }}</ref>

Como outras estrelas do mesmo tipo espectral, acredita-se que HDE&nbsp;226868 esteja perdendo massa em um [[vento estelar]] a uma taxa estimada de 2,5{{e|-6}}&nbsp;massas solares por ano.<ref>{{citar periódico|último =Hutchings |primeiro =J. B.|título=Stellar winds from hot supergiants|periódico=The Astrophysical Journal|ano=1976 |volume=203 |páginas=438–447|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1976ApJ…203..438H|acessodata=2007-02-04|doi=10.1086/154095 }}</ref> Isto equivale a perder uma massa igual ao Sol a cada 400.000&nbsp;anos. A influência gravitacional do objeto compato parece estar redesenhando o vento estelar, produzindo uma geometria de vento focada em vez de um vento esfericamente simétrico.<ref name=apj620>{{citar periódico|último =Miller |primeiro =J. M.|coautor=Wojdowski, P.; Schulz, N. S.; Marshall, H. L.; Fabian, A. C.; Remillard, R. A.; Wijnands, R.; Lewin, W. H. G.|título=Revealing the Focused Companion Wind in Cygnus X-1 with ''Chandra''|periódico=The Astrophysical Journal|ano=2005 |volume=620 |páginas=398–404|doi=10.1086/426701 }}</ref> Raios-X da região que cerca o objeto compacto aquecem e ionizam este vento estelar. Conforme o objeto move-se por diferente regiões do vento solar durante sua órbita de 5,6 dias, as linhas UV,<ref>{{citar periódico|último =Vrtilek |primeiro =Saeqa D.|coautor=Hunacek, A.; Boroson, B. S.|título=X-Ray Ionization Effects on the Stellar Wind of Cygnus X-1|periódico=Bulletin of the American Astronomical Society|ano=2006 |volume=38 |páginas=334|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006HEAD....9.0131V|acessodata=2008-03-28
 }}</ref> a emissão de rádio,<ref>{{citar periódico|último =Pooley |primeiro =G. G.|coautor=Fender, R. P.; Brocksopp, C.|título=Orbital modulation and longer-term variability in the radio emission from Cygnus X-1|periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|ano=1999 |volume=302 |número=1 |páginas=L1–L5|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/9809305v1|acessodata=2008-03-28|doi=10.1046/j.1365-8711.1999.02225.x }}</ref> e os próprios raios-X variam.<ref>{{citar periódico|último =Gies |primeiro =D. R.|coautor=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.|título=Wind Accretion and State Transitions in Cygnus X-1|periódico=The Astrophysical Journal|ano=2003 |volume=583 |páginas=424–436 |doi = 10.1086/345345
 }}</ref>

O [[lóbulo de Roche]] de HDE&nbsp;226868 define a região do espaço em torno da estrela onde o material em órbita permanece ligado gravitacionalmente. O material que passa além deste lóbulo pode cair em direção à companheira em órbita. Acredita-se que o lóbulo de Roche neste caso esteja bem perto da superfície de HDE&nbsp;226868 mas não esteja transbordando, assim o material da superfície estelar não está sendo arrancado por sua companheira. Entretanto, uma porção significante do vento estelar emitido pela estrela está sendo conduzido ao disco de acreção do objeto compacto após passar além deste lóbulo.<ref name=apj304>{{citar periódico|último =Gies |primeiro =D. R. |coautor=Bolton, C. T.|título=The optical spectrum of HDE 226868 = Cygnus X-1. II&nbsp;— Spectrophotometry and mass estimates|periódico=The Astrophysical Journal, Part 1|ano=1986 |volume=304 |páginas=371–393|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986ApJ…304..371G|acessodata=2008-03-18|doi=10.1086/164171 }}</ref>

O gás e poeira que existe entre o Sol e HDE 226868 resulta em uma redução na magnitude aparente da estrela bem como em um avermelhamento da luz-a luz vermelha pode penetrar mais efetivamente a poeira no meio interestelar. O valor estimado da [[Extinção (astronomia)|extinção]] interestelar (A<sub>V</sub>) é 3,3 [[Magnitude aparente|magnitudes]].<ref>{{citar periódico|último =Margon |primeiro =Bruce|coautor=Bowyer, Stuart; Stone, Remington P. S.|título=On the Distance to Cygnus X-1|periódico=The Astrophysical Journal|ano=1973 |volume=185 |número=2 |páginas=L113–L116|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/abs/1973ApJ…185L.113M|acessodata=2008-03-19|doi=10.1086/181333 }}</ref> Sem a matéria interveniente, HDE&nbsp;226868 seria uma etrela de quinta magnitude<ref>{{citar web|url=http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/I/Interstellar+Reddening|título=Interstellar Reddening|publicado=Swinburne University of Technology|acessodata=2006-08-10
 }}</ref> e seria visível a olho nu.<ref>{{citar web|último=Kaler|primeiro=Jim|url=http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/cygx1.html|título=Cygnus X-1|publicado=University of Illinois|acessodata=2008-03-19|arquivourl=https://web.archive.org/web/20080704194723/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/cygx1.html|arquivodata=2008-07-04|urlmorta=yes
 }}</ref>

== Stephen Hawking e Kip Thorne ==
Cygnus X-1 foi objeto de uma aposta entre os físicos [[Stephen Hawking]] e [[Kip Thorne]], em que Hawking apostou contra a existência de buracos negros na região. Hawking mais tarde descreveu a aposta como um tipo de "apólice de seguro". Ele escreveu no livro ''[[Uma Breve História do Tempo]]'', {{cquote|This was a form of insurance policy for me. I have done a lot of work on black holes, and it would all be wasted if it turned out that black holes do not exist. But in that case, I would have the consolation of winning my bet, which would win me four years of the magazine ''[[Private Eye]]''. If black holes do exist, Kip will get one year of ''[[Penthouse]]''. When we made the bet in 1975, we were 80% certain that Cygnus was a black hole. By now, I would say that we are about 95% certain, but the bet has yet to be settled.<ref>{{citar livro|primeiro =Stephen |último =Hawking |ano=1988|título=A Brief History of Time |publicado=Bantam Books|isbn=0-553-05340-X }}</ref>}}

De acordo com a edição atualizada de 10° aniversário de ''Uma Breve História do Tempo'', Hawking entendeu que havia perdido a aposta ("para indignação da esposa de Kip")<ref>{{citar livro|primeiro =Stephen |último =Hawking |ano=1998|título=A Brief History of Time|edição=Updated and Expanded Tenth Anniversary|publicado=Bantam Doubleday Dell Publishing Group|isbn=0553380168 }}</ref> devido a dados observacionais que apareceram mais tarde, em favor dos buracos negros. Em seu próprio livro, ''[[Black Holes and Time Warps]]'', Thorne aponta que Hawking reconheceu a derrota invadindo o escritório de Thorne enquanto ele estava na [[Rússia]], encontrando o quadro com a aposta, e assinando a mesma.<ref>{{citar livro|último =Thorne |primeiro =Kip |ano=1994|título=Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy|publicado=W. W. Norton & Company|isbn = 0-393-31276-3}}</ref>

== Ver também ==
* [[Buraco negro estelar]]

{{Referências}}

{{Estrelas de Cygnus}}
{{Portal3|Ciência|Astronomia}}

[[Categoria:Constelação de Cygnus]]
[[Categoria:Estrelas binárias]]
[[Categoria:Supergigantes de classe O]]
[[Categoria:Buracos negros estelares]]