Quelltext der Seite Cygnus X-1

{{CoordinateSky|RaP=19/58/21.7|DeP=+/35/12/06|SizeP=1|NameP=Cygnus X-1}}
{| class="wikitable float-right" cols="2" style="min-width:25%; width:310px; max-width:67%;"
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! colspan="2" style="background:gainsboro;" | Cygnus X-1
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| colspan="2" style="background:black;" | [[Datei:Black hole Cygnus X-1.jpg|300px|center|Künstlerische Darstellung von Cygnus X-1]]
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| colspan="2" style="background:gainsboro; color:Black; text-align:center;" | Künstlerische Darstellung von Cygnus X-1
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| colspan="2" style="background:gainsboro; text-align:center;" | '''Position'''<br /><small>[[Äquinoktium]]:&nbsp;[[J2000.0]], [[Epoche (Astronomie)|Epoche]]:&nbsp;J2000.0</small>
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| [[Sternbild]]
| nowrap | [[Schwan (Sternbild)|Cygnus]]
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| [[Rektaszension]]
| nowrap | {{Rektaszension|19|58|21,7}}<ref name="MillerJones2021"/>
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| [[Deklination (Astronomie)|Deklination]]
| nowrap | {{Deklination|+35|12|06}}<ref name="MillerJones2021"/>
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| colspan="2" style="background:gainsboro; text-align:center;" | '''[[Astrometrie]] Doppelsternsystem'''
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| Radialgeschwindigkeit
| nowrap | −2,7 ± 3,2 km/s<ref name="Simbad">{{Internetquelle |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%402905066&Name=HD+226868&submit=display+all+measurements#lab_meas |titel=HD 226868 |werk=[[SIMBAD]] |hrsg=[[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]] |abruf=2019-06-11}}</ref>
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| [[Parallaxe]]
| nowrap | 0,46 ± 0,04 [[Millibogensekunde|mas]]<ref name="MillerJones2021"/>
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| Entfernung
| nowrap | 2,22{{+-|0,18|0,17}} k[[Parsec|pc]] (ca. 7,2 k[[Lichtjahr|Lj]])<ref name="MillerJones2021"/>
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| Umlaufperiode
| nowrap | 5,5998 Tage<ref name="Caballero, M. D.">{{cite journal|author=Caballero, M. D.|date=2004-10|title=OMC-INTEGRAL: Optical Observations of X-Ray Sources|journal=Proceedings of the 5th INTEGRAL Workshop on the INTEGRAL Universe (ESA SP-552). 16-20 February 2004, Munich, Germany. Scientific Editors: V. Schönfelder, G. Lichti & C. Winkler, p.875|bibcode=2004ESASP.552..875C}}</ref>
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| [[Exzentrizität (Astronomie)|Exzentrizität]]
| nowrap | ca. 0,02<ref name="MillerJones2021"/>
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| Alter
| nowrap | ca. 5 Mio. Jahre<ref name="Mirabel, F., Rodrigues, I." />
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| colspan="2" align="left" style="background-color:#f0f0f0;" | ''[[Eigenbewegung (Astronomie)|Eigenbewegung]]:''
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| in Rektaszension
| nowrap | μ<sub>α</sub>cos(δ) = −3,8 [[Millibogensekunde|mas]]/[[Jahr|a]]<ref name="MillerJones2021"/>
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| in Deklination
| nowrap | μ<sub>δ</sub> = −6,3 mas/a<ref name="MillerJones2021"/>
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| colspan="2" style="background:gainsboro; text-align:center;" | '''Röntgenquelle'''
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| Typ 
| Massereicher Röntgendoppelstern (HMXB/BHXB+ELL)
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| [[Liste astronomischer Kataloge|Katalogeinträge]]
| nowrap | 3U 1956+35, 2E 4306
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| colspan="2" style="background:gainsboro; text-align:center;" | '''Optische / stellare Komponente:<br/>HDE 226868'''
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| [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]]
| nowrap | <small>V-Band:</small> 8,72 bis 8,93 mag<ref name="VSXEntry">{{Internetquelle |url=https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=12277 |titel=V1357 Cyg |werk=VSX |hrsg=[[AAVSO]] |abruf=2019-06-11}}</ref><br/>
<small>J-Band:</small> 6,872 ± 0,023 mag<ref name="Simbad" />
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| [[Spektralklasse]]
| nowrap | O9.7 Iab<ref name="Simbad" />
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| B−V-[[Farbindex]]
| nowrap | +0,81<ref name="VSXEntry" />
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| U−B-Farbindex
| nowrap | −0,34<ref name="VSXEntry" />
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| [[Masse (Physik)|Masse]]
| nowrap | 40,6{{+-|7,7|7,1}} [[Sonnenmasse|M<sub>&#x2609;</sub>]]<ref name="MillerJones2021"/>
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| Radius
| nowrap | ca. 22 [[Sonnenradius|R<sub>&#x2609;</sub>]]<ref name="MillerJones2021"/>
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| [[Leuchtkraft]]
| nowrap | ca. 200000 L<sub>&#x2609;</sub><ref name="MillerJones2021"/>
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| [[Effektive Temperatur|Effektivtemperatur]]
| nowrap | ca. 31000 [[Kelvin|K]]<ref name="MillerJones2021"/>
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| Katalogeinträge
| [[Henry-Draper-Katalog|HD]]&nbsp;226868, [[Bonner Durchmusterung|BD]]&nbsp;+34°&nbsp;3815, [[SAO-Katalog|SAO]]&nbsp;69181, V1357 Cygni, [[Hipparcos-Katalog|HIP]]&nbsp;98298, 2MASS&nbsp;J19582166+3512057
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| colspan="2" style="background:gainsboro; text-align:center;" | '''Kompakte Komponente'''
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| Typ
| nowrap | Schwarzes Loch
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| Masse
| nowrap | 21,2 ± 2,2 M<sub>&#x2609;</sub><ref name="MillerJones2021"/>
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! colspan="2" style="background:gainsboro;"| '''Geschichte'''
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| Entdeckung
| als Röntgenquelle: 1964<br/>als Schwarzes Loch: 1972, Tom Bolton
|}

'''Cygnus X-1''', auch '''Cyg X-1''', ist ein [[Röntgendoppelstern]] mit hoher Masse (engl. ''High mass X-ray binary'').<ref name="Janusz Ziolkowski" /> Er besteht aus einem Riesenstern, von dem Masse auf ein [[Schwarzes Loch]] [[Akkretion (Astronomie)|akkretiert]] wird. Beim Schwarzen Loch handelt es sich um das erste, das in der [[Milchstraße]] nachgewiesen werden konnte; dies gelang im Jahr 1972 [[Tom Bolton]].

Das System befindet sich nahe [[Schwan (Sternbild)|η Cygni]] und ist eine starke [[Röntgenstrahlung|Röntgenquelle]]. Die Bezeichnung ''Cygnus X-1'' ergibt sich daraus, dass es sich hierbei um das erste entdeckte Röntgenobjekt (engl. X-ray) im Sternbild Schwan (Cygnus) handelt.

== Systemaufbau ==
[[Röntgendoppelstern#HMXB (High mass X-ray binaries)|High-Mass X-ray Binaries]] (HMXBs) bestehen aus einem [[Kompakter Stern|kompakten Objekt]] (einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch), welches Materie von einem massereichen OB-Stern ansammelt. Diese werden weiter unterteilt in die [[Röntgendoppelstern#Klassifikation|SgXBs]] (Supergiant X-Ray Binaries) und die BeXBs (Be/X-Ray-Binaries). In den SgXBs bläst der massereiche Riesenstern einen langsamen, dichten [[Sternwind]], der vom kompakten Objekt in eine fokussierte Windgeometrie umgeformt und direkt akkretiert wird, was zu einer anhaltenden Röntgenemission führt. Sie weisen seltene Typ-II-Ausbrüche, aber keine Typ-I-Ausbrüche auf.

In BeXBs ist der optische Begleiter ein [[Be-Stern]]. Be-Sterne sind schnell rotierende Sterne der [[Spektralklasse]] B und der [[Klassifizierung der Sterne#Leuchtkraftklassen (Entwicklungszustand)|Leuchtkraftklasse III-V]], die zu einem bestimmten Zeitpunkt in ihrer Entwicklung [[Spektrallinie]]n in der Emission gezeigt haben, daher das Qualifikationsmerkmal "e" in ihren Spektraltypen.<ref name="Porter & Rivinius 2003">{{cite journal|author= Porter, John M.; Rivinius, Thomas|date=2003-10|title=Classical Be Stars|journal= The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Volume 115, Issue 812, pp. 1153-1170|doi=10.1086/378307|bibcode=2003PASP..115.1153P }}</ref>

Einige SgXBs haben Begleitsterne, welche die [[Roche-Grenze]] überschreiten, dabei fließt die Materie über den [[Lagrange-Punkt]] zum kompakten Partner.

=== Das Schwarze Loch ===
Cygnus X-1 ist ein „Supergiant X-ray binary star“ (Supergiant Röntgen-Doppelstern, SgXB), bei dem ein bestätigtes Schwarzes Loch die kompakte Komponente ist. Es ist (Stand 2019) das einzige SgXB, bei dem der Massentransfer sowohl durch [[Wind Roche-Lobe Overflow|„Windakkretion“]] als auch durch Überschreitung der [[Roche-Grenze]] durch den massespendenden Stern erfolgt. Normalerweise befindet sich das System im sogenannten Low-state mit einer Massenakkretionsrate von 3,0 · 10<sup>−6</sup> [[Sonnenmasse|M<sub>☉</sub>]]/Jahr, aus der die Leuchtkraft im Röntgenbereich von L<sub>X</sub> ∼ 5 · 10<sup>31</sup> [[Erg (Einheit)|erg]]/s (entsprechend 5 · 10<sup>24</sup> [[Watt (Einheit)|W]] oder der 10.000-fachen Röntgenleuchtkraft der Sonne) abgeleitet werden kann. Bei Ausbrüchen werden sehr hohe Röntgenleuchtkräfte in der Größenordnung von L<sub>X</sub> ∼ 10<sup>38</sup> erg/s (entsprechend 10<sup>31</sup> W oder der 100-milliardenfachen Röntgenleuchtkraft der Sonne) abgestrahlt.

Da es sich bei der kompakten Komponente um ein Schwarzes Loch handelt, verwendet man in der Terminologie den Begriff [[Mikroquasar]] oder auch Black Hole X-ray Binary (BHXB). Mit einer Masse von etwa 15,8&nbsp;[[Sonnenmasse|M<sub>⊙</sub>]] und einem [[Ereignishorizont]] von ca. 50 km Durchmesser ist Cygnus X-1 nach [[XTE J1118+480]] das nächstgelegene bekannte stellare Schwarze Loch in der [[Milchstraße]].<ref name="Müller, A.">{{Internetquelle |url=https://www.spektrum.de/astrowissen/astro_co.html#cyg1 |titel=Cygnus X-1 |werk=Kompakte Objekte des Himmels |hrsg=[[Andreas Müller (Astronom)]] |abruf=2019-06-13}}</ref>

2021 wurde die Masse des Schwarzen Lochs auf 21,2&nbsp;±&nbsp;2,2 [[Sonnenmasse|M<sub>⊙</sub>]] nach oben korrigiert,<ref name="MillerJones2021">James C. A. Miller-Jones et al. (2021): ''Cygnus X-1 contains a 21–solar mass black hole—Implications for massive star winds''. In: Science, 18. Februar 2021: eabb3363, [[DOI:10.1126/science.abb3363]] [https://science.sciencemag.org/content/early/2021/02/17/science.abb3363.abstract Abstract]</ref> nachdem die Entfernung zu Cygnus&nbsp;X-1 mit dem [[Very Long Baseline Array]] auf 7200 Lichtjahre neu bestimmt wurde. Die höhere Masse ist im Einklang mit Gravitationswellenbeobachtungen stellarer schwarzer Löcher mit deutlich höheren Massen (bis 50 Sonnenmassen) als bisher beobachtet und deutet darauf hin, dass der Masseverlust von Sternen durch Sternenwinde geringer ist als bisher angenommen.

==== Akkretionsscheibe ====
Es wird angenommen, dass das kompakte Objekt von einer dünnen, flachen Scheibe aus [[Akkretion (Astronomie)|akkretierter]] Materie umgeben ist, die als [[Akkretionsscheibe]] bezeichnet wird. Diese Scheibe wird durch Reibung zwischen [[Ionisation|ionisiertem]] Gas in sich schneller bewegenden inneren Bahnen und dem in langsameren äußeren Bahnen stark erwärmt. Sie unterteilt sich in einen heißen inneren Bereich mit einem relativ hohen Ionisationsgrad und einen kühleren, weniger ionisierten äußeren Bereich, der sich auf geschätzte 500 [[Ereignishorizont|Schwarzschild-Radien]] oder etwa 24.000 km erstreckt.<ref name="A. J. Young, et al.">{{cite journal|author= A. J. Young, et al.|date=2001-03-14|title=A Complete Relativistic Ionized Accretion Disc in Cygnus X-1|journal= MNRAS, Volume 325, Issue 3, pp. 1045-1052|doi=10.1046/j.1365-8711.2001.04498.x|arxiv=astro-ph/0103214}}</ref>

Cygnus X-1 ist zwar hochgradig veränderlich, aber die hellste und beständigste Quelle für harte Röntgenstrahlen am Himmel.<ref name="C.Z.Liu, et al.">{{cite journal|author=C.Z.Liu, et al.|date=2004-05-13|title=X-Ray Spectral Variability in Cygnus X-1|journal=The Astrophysical Journal, Volume 611, Number 2|doi=10.1086/422209|arxiv=astro-ph/0405246}}</ref> Die Röntgenstrahlen werden als weiche „Saatphotonen“ der kalten [[Akkretionsscheibe#Standardscheibe (SSD)|Standardscheibe]] erzeugt und werden dann durch [[Compton-Effekt#Inverser Compton-Effekt|inverse Compton-Streuung]] in einer heißen [[Korona (Sonne)|Korona]], die sich vermutlich sehr nahe am Ereignishorizont des Loches befindet, durch heiße, [[Relativitätstheorie|ultrarelativistische]] [[Elektron]]en zu hohen Energien (Röntgen- oder [[Elektromagnetische Welle|Gammaquanten]]) hin gestreut und kühlen auf diese Weise das heiße Plasma der Korona.<ref name="J. C. Ling, et al.">{{cite journal|author=J. C. Ling et al 1997 ApJ 484 375|date=1997-02-10|title=Gamma-Ray Spectra and Variability of Cygnus X-1 Observed by BATSE|journal= The Astrophysical Journal, Volume 484, Issue 1, pp. 375-382|doi=10.1086/304323|bibcode=1997ApJ...484..375L }}</ref>

Die Röntgenemissionen von Cygnus X-1 zeigen quasi-periodische Oszillationen (engl. quasi-periodic oscillations, QPOs) im Bereich von wenigen Hertz. Die [[Toroidale-Poloidale Zerlegung#Poloidales Feld|poloidalen]] [[Magnetismus|Magnetfelder]] am Schwarzen Loch beheizen ein [[lepton]]isches [[Plasma (Physik)|Plasma]], wodurch eine Korona ausgebildet wird, in der ein [[Jet (Astronomie)|Jet]] entsteht. Es wird angenommen, dass die Korona löchrig ist und auf der [[Akkretionsscheibe]] sitzt. Die Masse des kompakten Objekts bestimmt die Entfernung, bei der das umgebende Plasma diese QPOs zu emittieren beginnt, wobei der Emissionsradius mit abnehmender Masse abnimmt.<ref name="Titarchuk, Lev, et al.">{{cite journal|author=Titarchuk, Lev, et al.|date=2008|title=On the Nature of the Variability Power Decay toward Soft Spectral States in X-Ray Binaries: Case Study in Cygnus X-1|journal=The Astrophysical Journal, Volume 678, Issue 2, pp. 1230-1236 (2008)|doi=10.1086/587124|bibcode=2008ApJ...678.1230T|arxiv=0802.1278}}</ref>

==== Jets ====
Wenn angesammelte Materie auf das kompakte Objekt fällt, verliert sie [[Potentielle Energie|potentielle]] Gravitationsenergie. Ein Teil dieser freiwerdenden Energie wird durch senkrecht zur Akkretionsscheibe ausgerichtete Partikelstrahlen sog. [[Jet (Astronomie)|stellare Jets]] abgeleitet, die mit [[Relativitätstheorie|relativistischen]] Geschwindigkeiten (v<sub>jet</sub> = 0,995 [[Lichtgeschwindigkeit|c]]) nach außen strömen.<ref name="Begelman, et al.">{{cite journal|author=Begelman, et al.|date=2003-06|title=Evidence for Black Holes|journal=Science, Volume 300, Issue 5627, pp. 1898-1904 (2003)|doi=10.1126/science.1085334|bibcode=2003Sci...300.1898B}}</ref>

Die Jets von Cygnus X-1 geben nur einen geringen Teil ihrer Energie im sichtbaren [[Elektromagnetisches Spektrum|elektromagnetischen Spektrum]] ab, dadurch scheinen sie „dunkel“ zu sein. Der geschätzte Winkel der Jets zur Sichtlinie beträgt 30°, wobei sich die Rotationsachse zusätzlich durch [[Präzession]]sbewegung ändert.<ref name="Torres, Diego F., et al.">{{cite journal|author=Torres, Diego F., et al.|date= 2005-06|title=Probing the Precession of the Inner Accretion Disk in Cygnus X-1|journal=The Astrophysical Journal, Volume 626, Issue 2, pp. 1015-1019|doi=10.1086/430125|bibcode=2005ApJ...626.1015T|arxiv=astro-ph/0503186}}</ref> Einer der Jets kollidiert mit einem relativ dichten Teil des [[Interstellares Medium|interstellaren Mediums (ISM)]] und scheint an dieser Stelle einen Ringnebel zu bilden, der bei optischen Wellenlängen beobachtet wurde, aber auch durch seine Radioemission nachgewiesen werden kann. Um diesen Nebel zu erzeugen, muss der Jet mindestens eine Leistung von 4–14 × 10<sup>36</sup> [[Erg (Einheit)|erg]]/s oder (9 ± 5) × 10<sup>29</sup> [[Watt (Einheit)|W]] aufbringen.<ref name="Russell, D. M., et al.">{{cite journal|author=Russell, D. M., et al.|date=2007-04|title=The jet-powered optical nebula of Cygnus X-1|journal=MNRAS, Volume 376, Issue 3, pp. 1341-1349|doi=10.1111/j.1365-2966.2007.11539.x|bibcode=2007MNRAS.376.1341R|arxiv=astro-ph/0701645}}</ref> Dies ist mehr als das 1.000-Fache der von der Sonne abgegebenen Energie.<ref name="Sackmann, I.-Juliana, et al.">{{cite journal|author=Sackmann, I.-Juliana, et al.|date=1993-11|title=Our Sun. III. Present and Future|journal=Astrophysical Journal v.418, p.457|doi=10.1086/173407|bibcode=1993ApJ...418..457S}}</ref> In der entgegengesetzten Richtung gibt es keinen entsprechenden Nebel, da dieser stellare Jet einem Bereich mit geringerer Dichte des ISM zugewandt ist.

Im Jahr 2006 war Cygnus X-1 das erste stellare Schwarze Loch, das eine [[Gammastrahlung|Gammastrahlenemission]] im sehr hohen Energieband oberhalb von 100 [[Elektronenvolt|GeV]] zeigte. Das Signal wurde gleichzeitig mit einem Aufflackern harter Röntgenstrahlen beobachtet, was auf einen Zusammenhang zwischen den Ereignissen schließen lässt. Die Röntgenstrahlung könnte von der Basis des Jets stammen, während die Gammastrahlung an der Stelle erzeugt wird, wo der Jet auf den Sternwind von HDE 226868 trifft.<ref name="Albert, J., et al.">{{cite journal|author=Albert, J., et al.|date=2007-08|title=Very High Energy Gamma-Ray Radiation from the Stellar Mass Black Hole Binary Cygnus X-1|journal=The Astrophysical Journal, Volume 665, Issue 1, pp. L51-L54|doi=10.1086/521145|bibcode=2007ApJ...665L..51A|arxiv=0706.1505}}</ref>

=== HDE 226868 ===
Der Begleitstern ist ein [[Blauer Riese|blauweißer Überriese]] mit der Bezeichnung HDE 226868 (auch HD 226868). Dieser ist vom [[Spektraltyp]] O9.7, hat eine effektive Temperatur T<sub>e</sub> = 31.000 [[Kelvin|K]], einen Radius von R<sub>opt</sub> = 30 bis 34 [[Sonnenradius|R<sub>⊙</sub>]] sowie eine Masse von M<sub>opt</sub> = 25 bis 35 M<sub>⊙</sub>, und damit die 200.000-fache Leuchtkraft der Sonne.<ref name="Janusz Ziolkowski">{{cite journal | author=Janusz Ziolkowski | title=Masses of the components of the HDE 226868/Cyg X-1 binary system | journal=MNRASL, Volume 440, Issue 1, 01 May 2014, Pages L61–L65 |date=2014-02-14 | doi=10.1093/mnrasl/slu002 |arxiv=1401.1035 }}</ref> Die beiden Komponenten umkreisen sich mit einer Periodendauer von 5,6 Tagen. Dabei beträgt der physikalische Abstand zueinander lediglich R = 20 R<sub>☉</sub> (ca. 14 Mio. km). Der Gesamtmasseverlust von [[Henry-Draper-Katalog|HDE]]&nbsp;226868 wird mit M = −2,6 × 10<sup>−6</sup> M<sub>⊙</sub>/Jahr angegeben.

Die Oberfläche von HDE 226868 wird durch die Schwerkraft des Schwarzen Lochs tropfenförmig verzerrt. Dies bewirkt, dass die optische Helligkeit des Sterns während einer Umlaufperiode um 0<sup>m</sup>,06 schwankt. Das [[Ellipsoid veränderlicher Stern|ellipsoidale Muster der Lichtveränderung]] resultiert hauptsächlich aus der gravitativen Verformung der Sternoberfläche und der sich damit im Laufe der Rotation in Bezug auf die Sichtlinie verändernden projizierten Fläche.<ref name="2021MNRAS.501.2822G">Gomel, Roy; Faigle, Simchon & Mazeh, Tsevi (2021): ''Search for dormant black holes in ellipsoidal variables I. Revisiting the expected amplitudes of the photometric modulation.'' In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 501(2), S. 2822–2832. {{bibcode|2021MNRAS.501.2822G}}</ref>

Gas und Staub zwischen unserem [[Sonnensystem]] und HDE 226868 führen zu einer Verringerung der scheinbaren Helligkeit um 3<sup>m</sup>,3 sowie zu einer Rötung. Ohne die [[Extinktion (Astronomie)#Interstellare Extinktion|interstellare Extinktion]] wäre HDE&nbsp;226868 ein Stern der fünften Größenklasse und somit für das bloße Auge sichtbar.<ref>{{Internetquelle |url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/cygx1.html |titel=Cygnus X-1 |werk=James B. Kaler, University of Illinois |datum=2002 |abruf=2019-07-05}}</ref>

== Beobachtung ==
Cygnus X-1 war der erste bestätigte Kandidat für ein Schwarzes Loch,<ref name="Bolton 1972">{{cite journal | author= C. T. BOLTON | title= Identification of Cygnus X-1 with HDE 226868 | journal= Naturevolume 235, pages271–273 (1972) |date=1972-02-04 | doi= 10.1038/235271b0 }}</ref> aber die Massen der zwei Komponenten des Systems waren lange noch umstritten. Die Geschichte ihrer Bestimmung vor dem Jahr 2005 wurde von J. Ziółkowski beschrieben.<ref name="J. Ziółkowski">{{cite journal | author=Janusz Ziolkowski | title= Evolutionary constraints on the masses of the components of the HDE 226868/Cyg X-1 binary system | journal= MNRAS, Volume 358, Issue 3, 11 April 2005, Pages 851–859 |date=2005-04-11 | doi=10.1111/j.1365-2966.2005.08796.x }}</ref> Nach 2005 wurden zwei wichtige Beobachtungsverbesserungen vorgenommen, die für die Massenbestimmung entscheidend waren.

Zunächst wurde durch sorgfältige Modellierung der [[Sternatmosphäre]] des Begleiters HDE 226868 eine genauere Abschätzung der effektiven Oberflächentemperatur des Überriesen erreicht.<ref name="Caballero-Nieves S. M., et al.">{{cite journal | author= Caballero-Nieves S. M., et al. | title=The Ultraviolet Spectrum and Physical Properties of the Mass Donor Star in HD 226868 = Cygnus X-1 | journal=The Astrophysical Journal, Volume 701, Number 2 |date=2009-08-06 | doi= 10.1088/0004-637X/701/2/1895 }}</ref> Zweitens wurde durch M. J. Reid et al. 2011, die Entfernung zum Binärsystem HDE 226868 / Cyg X-1 unter Verwendung einer Funkparallaxe besser abgeschätzt.<ref name="Mark J. Reid, et al.">{{cite journal | author=Mark J. Reid, et al. | title=The Trigonometric Parallax of Cygnus X-1 | journal=The Astrophysical Journal, Volume 742, Number 2 |date=2011-11-09 | doi=10.1088/0004-637X/742/2/83 }}</ref>

Damit wurde eine deutlich bessere Bestimmung der effektiven Oberflächentemperatur von HDE&nbsp;226868 und eine genauere Abschätzung der Massen beider Komponenten ermöglicht. Mit den aktuellen Evolutionsmodellen wird der Abstand mit 1,86 k[[Parsec|pc]] (6.064 [[Lichtjahr|Lj]]), die effektive Temperatur des Überriesen mit T<sub>e</sub> = 31.000 K, die Leuchtkraft mit L = 204.000 L<sub>⊙</sub>, die Masse von HDE 226868 mit M<sub>opt</sub> = 27 M<sub>⊙</sub>, und die Masse des Schwarzen Loches mit M<sub>BH</sub> = 15,8 M<sub>⊙</sub> errechnet.<ref name="Janusz Ziolkowski" />

[[Datei:Black Hole With Jets.jpg|mini|Künstlerische Darstellung eines Schwarzen Lochs mit einer Akkretionsscheibe und einem heißen Plasma-Jet.]]
Der Verdacht, dass es sich bei Cygnus X-1 um eine starke Röntgenquelle handelt, bestand bereits seit 1962 und wurde schließlich 1970 mit Hilfe des [[Uhuru (Satellit)|Uhuru]]-[[Röntgenteleskop]]es nachgewiesen. Ab 1974 wurde aufgrund der extrem kurzfristigen Variationen der Röntgenintensität und anderer Eigenschaften vermutet, dass Cygnus X-1 ein Doppelstern mit einem extrem kompakten Objekt sei. Aufgrund der hohen Masse kam ein [[Neutronenstern]] nicht mehr in Frage, womit alles auf ein Schwarzes Loch hindeutete. Des Weiteren wäre der Aufprall der Materie auf einen Neutronenstern als eigener Röntgenausbruch sichtbar. Die Röntgenstrahlung entsteht dadurch, dass Masse des Begleitsterns zum Schwarzen Loch gezogen wird, wo sie eine [[Akkretionsscheibe]] bildet, die sich aufgrund der Reibung auf einige Millionen Grad erhitzt und dadurch Röntgenstrahlung abgibt.
[[Datei:Black Hole Illustration.jpg|mini|'''Oben:''' Diese Abbildung zeigt, wie Materie auf ein Schwarzes Loch gezogen wird. Wenn sich das Gas dem Ereignishorizont nähert, wird es durch starke Gravitationsrotverschiebung röter und dunkler. Wenn das Gas den Ereignishorizont überschreitet, verschwindet es aus dem Blickfeld. '''Unten:''' Wenn sich das Gas einem Neutronenstern nähert, lässt eine ähnliche Gravitationsrotverschiebung das Gas roter und dunkler erscheinen. Wenn das Gas jedoch auf die feste Oberfläche des Neutronensterns trifft, leuchtet es hell auf.]]

Im Jahre 2001 wurde mit Hilfe der beiden Weltraumteleskope [[Hubble-Weltraumteleskop|Hubble]] und [[Chandra (Teleskop)|Chandra]] nachgewiesen, dass die Materie plötzlich verschwindet. Dies ist durch das Eintauchen in den Ereignishorizont erklärbar. Kombinierte Beobachtungen mit Hilfe von Chandra und [[XMM-Newton]] ergaben zunächst, dass das Schwarze Loch nicht messbar oder ungewöhnlich langsam rotiert.<ref>{{Webarchiv|url=http://www.astris.de/news/1284.html |wayback=20140201202857 |text=astris.de – Chandra untersucht Cygnus X-1 }}</ref> Spätere Forschungen ergaben eine sehr schnelle Umdrehung von 790&nbsp;s<sup>−1</sup>.<ref>[http://iopscience.iop.org/0004-637X/742/2/85 Gou, Lijun et al. (November 9, 2011), "The Extreme Spin of the Black Hole in Cygnus X-1"]</ref>

Die Entfernung von Cygnus X-1 konnte anfangs nur schwer genau bestimmt werden, da bei solch großen Distanzen die [[Parallaxe]] des Objekts in der Größenordnung des möglichen Messfehlers lag. Zunächst wurden zwischen 6.500 und 8.200 [[Lichtjahr]]e angenommen; genauere Untersuchungen im Jahr 2011 legten die Entfernung auf etwa 6.100 Lichtjahre fest.<ref>{{Literatur |Autor=Mark J. Reid, Jeffrey E. McClintock, Ramesh Narayan, Lijun Gou, Ronald A. Remillard, and Jerome A. Orosz |Titel=The Trigonometric Parallax of Cygnus X-1 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1106.3688v1}}</ref> Neuere Daten, ermittelt durch Parallaxenmessung des [[Very Long Baseline Array]], ein Netzwerk aus zehn in den USA verteilten Radioteleskopen, kommen auf eine Entfernung von ca. 7.200 Lichtjahren.<ref name="MillerJones2021"/>

== Entwicklung ==
Cygnus X-1 bewegt sich ähnlich wie die Cygnus-OB3-Assoziation auf die galaktische Ebene zu. Dies stützt die Hypothese, dass Cygnus X-1 zu Cygnus-OB3 gehört. Relativ zu Cygnus-OB3 beträgt die Geschwindigkeit von Cygnus X-1 v<sub>rel</sub> = (9 ± 2) km/s, was einer typischen Geschwindigkeit von Sternen in expandierenden Assoziationen entspricht. Daraus lässt sich schließen, dass das HMXB in (7 ± 2) × 10<sup>6</sup> Jahren einen vorhergesagten Abstand von ∼ 60 pc vom Zentrum von Cyg OB3 erreicht haben wird. Das Alter von Cygnus X-1 wird auf ca. 5 Millionen Jahre geschätzt.

Eine untere Grenze für die Anfangsmasse des Vorläufersterns von Cygnus X-1 kann durch die Annahme abgeschätzt werden, dass alle massiven Sterne der Cygnus-OB3-Assoziation in astronomischen Maßstäben innerhalb einer kurzen Zeitspanne entstanden sind. Der Hauptreihenstern mit der höchsten Masse in Cyg OB3 ist vom Spektraltyp O7 V und hat eine Masse M = 40 M<sub>⊙</sub>.<ref name="Philip Massey, et al. 1995">{{cite journal|author=Philip Massey, et al.|date=1995-11|title=The Initial Mass Function and Massive Star Evolution in the OB Associations of the Northern Milky Way|journal=Astrophysical Journal v.454, p.151|doi=10.1086/176474|bibcode=1995ApJ...454..151M}}</ref>

Da sich massereichere Sterne schneller entwickeln, liegt die Untergrenze für die Anfangsmasse des Vorläufers für Cygnus X-1 bei M<sub>UG</sub> ∼ (40 ± 5) M<sub>⊙</sub>. Die Massenobergrenze hätte bis zu M<sub>OG</sub> ∼ 100 M<sub>⊙</sub> betragen können. Wie aus aktuellen Modellen der Sternentwicklung abgeleitet werden konnte, ist Cygnus-OB3 und demnach auch der Vorläuferstern von Cygnus X-1 vor (5 ± 1,5) × 10<sup>6</sup> Jahren entstanden, was in Übereinstimmung mit der Zeitspanne ist, die Cygnus X-1 benötigte, um sich vom Zentrum von Cyg OB3 zu seiner gegenwärtigen Position zu bewegen.<ref name="Mirabel, F., Rodrigues, I." />

Aus den Eigenschaften von Cygnus X-1 geht hervor, dass im Kernkollaps des massiven Vorläufers nicht mehr als (1 ± 0,3) M<sub>⊙</sub> ausgestoßen wurde, um das System auf eine Geschwindigkeit von (9 ± 2 km/s) zu beschleunigen. Und tatsächlich gibt es in der Region, in der Cygnus X-1 höchstwahrscheinlich gebildet wurde, keine Beobachtungsergebnisse für einen [[Supernovaüberrest]].

Vor dem Kollaps zum Schwarzen Loch muss der Vorläuferstern über (30 ± 5) M<sub>⊙</sub> verloren haben, da die Anfangsmasse des Vorläufers größer (40 ± 5) M<sub>⊙</sub> war und die geschätzte Masse des Schwarzen Lochs (10 ± 5) M<sub>⊙</sub> beträgt. Ein Teil der fehlenden Masse wurde möglicherweise auf den Begleiter HDE 226868 übertragen, aber da dieser eine Masse von über 18 M<sub>⊙</sub> hat, mussten ca. 12 M<sub>⊙</sub> durch [[Sternwind]]e verloren gegangen sein. In einem solchen Fall könnte der Vorläufer des Schwarzen Lochs in Cygnus X-1 ein [[Wolf-Rayet-Stern]] gewesen sein.<ref name="Mirabel, F., Rodrigues, I." />

=== Entstehung des Schwarzen Lochs ===
Die Bildung des Schwarzen Lochs von Cygnus X-1 erfolgte nicht durch eine Supernova vom Typ II, bei der Wasserstoffhüllen weggeblasen werden und die ausgestoßene Masse im Bereich von 10 bis 50 M<sub>⊙</sub> liegt, was weit über der Obergrenze der Masse ist, die in Cygnus X-1 plötzlich hätte ausgestoßen werden können.<ref name="Mario Hamuy">{{cite journal|author=Mario Hamuy |title=Observed and Physical Properties of Core-Collapse Supernovae|journal=Astrophys.J.582:905-914,2003|date=2002-09-10 |doi=10.1086/344689|arxiv=astro-ph/0209174}}</ref> Alternativ könnte der Kernkollaps in einem Vorläuferstern aufgetreten sein, der seine wasserstoffreiche Hülle ([[Supernova#Supernovatypen Ib und Ic|SN Ib]]) und sogar den größten Teil seiner Heliumhülle ([[Supernova#Supernovatypen Ib und Ic|SN Ic]]) verloren hat. Jüngste Beobachtungen legen nahe, dass die Energie und Leuchtkraft einer Supernova vom Typ Ib oder Ic mit zunehmender Menge ausgestoßener Masse zunimmt,<ref name="Mario Hamuy" /> so dass der Kernkollaps von Cygnus X-1 im Vergleich zu typischen Supernovae entweder sehr lichtschwach war oder gänzlich ohne Explosion stattgefunden hat.

So könnten sich stellare Schwarze Löcher wie in Cygnus X-1 ohne Supernova gänzlich ohne Explosion in einer sogenannten [[Un-Nova]] quasi im Dunklen bilden. Der maximale lineare Impuls und die maximale kinetische Energie, die Cygnus X-1 durch den Impuls einer Supernova hätte verliehen werden können, wären (2 ± 0,5) × 10<sup>46</sup> [[Erg (Einheit)|erg]]. Der maximale lineare Impuls für Cygnus X-1 ist 2,5-mal kleiner als der auf [[GRO J1655-40]] übertragene lineare Impuls. Die Obergrenze für die kinetische Energie von Cygnus X-1 ist mindestens 20-mal kleiner als die für GRO J1655-40 geschätzte und weniger als 2 × 10<sup>−5</sup> der typischen freigesetzten Energiemenge einer Supernova von 10<sup>51</sup> erg bzw. einem [[Foe (Einheit)|Foe]].<ref name="Mirabel, F., Rodrigues, I.">{{cite journal|author= Mirabel, F., Rodrigues, I. |title=Formation of a Black Hole in the Dark|journal=Science 300 (2003) 1119-1120 |date=2003-05-12 |doi=10.1126/science.1083451 |arxiv=astro-ph/0305205}}</ref>

Die Bewegungen von Cygnus&nbsp;X-1 und GRO&nbsp;J1655-40 legen nahe, dass die schwarzen Löcher in diesen beiden Röntgendoppelsternsystemen auf unterschiedlichen Entwicklungswegen entstanden sind. Das Schwarze Loch in GRO J1655-40 hat eine Masse von (7,02 ± 0,22) M<sub>⊙</sub><ref name="Jerome A. Orosz, et al.">{{Internetquelle |url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/303741 |titel=Optical Observations of GRO J1655–40 in Quiescence. I. A Precise Mass for the Black Hole Primary |werk=Jerome A. Orosz, et al. |hrsg=The Astrophysical Journal, Volume 477, Number 2 |abruf=2019-07-01}}</ref> und ist durch eine Supernovaexplosion und anschließendem Rückfall der Hüllen auf einen Neutronenstern entstanden. Das Schwarze Loch in Cygnus X-1 mit einer Masse von (10 ± 5) M<sub>⊙</sub> wurde durch eine energiearme Explosion oder sogar durch sofortige Implosion ohne Supernova gebildet.

Diese Beobachtungen stimmen mit dem theoretischen Modell überein, bei dem die Energie der Explosion im Kernkollaps massereicher Sterne als Funktion der zunehmenden Masse des Vorläufers und des Schwarzen Lochs abnimmt.<ref name="Fryer, Chris L., et al.">{{cite journal|author=Fryer, Chris L.; Kalogera, Vassiliki|date=2001-06|title=Theoretical Black Hole Mass Distributions|journal=The Astrophysical Journal, Volume 554, Issue 1, pp. 548-560|doi=10.1086/321359|bibcode=2001ApJ...554..548F|arxiv=astro-ph/9911312}}</ref>

Eine leuchtschwache (oder dunkle) Bildung von Schwarzen Löchern sollte auch bei massereichen Einzelsternen stattfinden und als Supernovae Typ II mit geringer Leuchtkraft in Erscheinung treten. Diese Entstehungsart von stellaren Schwarzen Löchern kann als Ansatz verwendet werden, um einen Einblick in die Physik der [[Gammablitz|Gammastrahlenausbrüche]] mit langer Dauer zu erhalten, die vermutlich von relativistischen Jets stammen, die von Schwarzen Löchern in fernen Galaxien erzeugt wurden. Die Art dieser sogenannten „dunklen Gammastrahlen-Bursts“ (engl. dark jet model), also solche ohne Röntgenstrahlen und / oder [[Orphan Afterglow|optisches Nachleuchten]], sind bisher ungeklärt.<ref name="Mirabel, F., Rodrigues, I." />

Gammablitze erzeugen normalerweise ein Nachglühen im [[Röntgenstrahlung|Röntgen-]] sowie im sichtbaren Spektrum, das durch die Schocks der Jets mit zirkumstellarem Material entsteht, welches aus dem Sternwind vom Vorläufer und / oder dem Auswurf einer Supernovaexplosion besteht.

Die Analyse der Beobachtungen legt nahe, dass einige [[Gammablitz|Gammastrahlenausbrüche]] von Natur aus dunkel sein könnten. Da die [[Metallizität|Metallhäufigkeit]] mit zunehmender [[Rotverschiebung]] abnimmt und massive Sterne im fernen Universum nur schwache Sternwinde erzeugen, könnten diese ohne vorhergehende Supernovaexplosion sofort zu massereichen Schwarzen Löchern kollabieren. Da es keine starken Sternwinde oder ausgeworfenes Material einer Supernova gibt, die von den Jets geschockt werden könnten, lässt sich auch kein Nachglühen im Röntgen- oder optischen Spektrum solcher [[Gammablitz|GRB]] beobachten. Somit könnten einige dunkle GRB Jets von massiven stellaren Schwarzen Löchern stammen, die sich im Dunkeln gebildet haben, wie das Schwarze Loch in Cygnus X-1.<ref name="Fryer, Chris L., et al." />

== Stephen Hawking und Kip Thorne ==
Cygnus X-1 war Gegenstand einer Wette zwischen den Physikern [[Stephen Hawking]] und [[Kip Thorne]], bei der Hawking gegen die Existenz von Schwarzen Löchern wettete. Hawking bezeichnete dies später als eine Art „Versicherungspolice“.

In seinem Buch ''[[Eine kurze Geschichte der Zeit]]'' schrieb er:

{{Zitat|Text=Dies war eine Art Versicherung für mich. Ich habe viel an Schwarzen Löchern gearbeitet, und es wäre alles umsonst gewesen, wenn sich herausstellen würde, dass es keine Schwarzen Löcher gibt. Aber in diesem Fall hätte ich wenigstens den Trost gehabt, meine Wette zu gewinnen, was mir vier Jahre des Magazins [[Private Eye]] eingebracht hätte. Wenn es schwarze Löcher geben sollte, bekommt Kip ein Jahr [[Penthouse (Zeitschrift)|Penthouse]]. Als wir die Wette 1975 abschlossen, waren wir zu 80% sicher, dass Cygnus X-1 ein Schwarzes Loch ist. Inzwischen (1988) sind wir zu 95% sicher, aber die Wette muss noch geklärt werden.|Sprache=de|ref=<ref>{{Internetquelle |url=https://www.nationalgeographic.com.au/people/stephen-hawkings-most-provocative-moments-from-evil-aliens-to-black-hole-wagers.aspx |titel=Stephen Hawking's Most Provocative Moments, From Evil Aliens To Black Hole Wagers |werk=Michael Greshko, National Geographic |abruf=2019-07-05}}</ref>}}

In der aktualisierten Zehnjahresausgabe von ''Eine kurze Geschichte der Zeit'' (1998) hat Hawking die Wette aufgrund späterer Beobachtungsdaten von Schwarzen Löchern als verloren eingestanden.

== Rezeption ==
Die [[A Farewell to Kings|Cygnus-X-1-Dilogie]] der kanadischen [[Progressive Rock|Progressive-Rock]]-Band [[Rush]] handelt von einer Geschichte um das Schwarze Loch.

In dem Disney-Film [[Das schwarze Loch]] von 1979 entdecken die Protagonisten ein Schwarzes Loch mit einem mysteriösen Raumschiff, das direkt vor dem Ereignishorizont kreist. Der Name des Raumschiffes lautet ''USS Cygnus''.

== Weblinks ==
{{Commonscat}}
* {{Alpha Centauri|149}}
* [https://www.welt.de/wissenschaft/article226666583/Was-das-Gewicht-schwarzer-Loecher-ueber-das-Sterben-der-Sterne-verraet.html Was das Gewichtsproblem eines Schwarzen Lochs verrät]

== Einzelnachweise ==
<references responsive />

[[Kategorie:Röntgendoppelstern]]
[[Kategorie:Individuelles stellares schwarzes Loch|Cygnus X1]]
[[Kategorie:Schwan (Sternbild)]]