Cygnus X-1 300px|center|Künstlerische Darstellung von Cygnus X-1 Künstlerische Darstellung von Cygnus X-1 PositionÄquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 Sternbild Cygnus Rektaszension Deklination Astrometrie Doppelsternsystem Radialgeschwindigkeit −2,7 ± 3,2 km/s Parallaxe 0,46 ± 0,04 mas Entfernung 2,22 kpc (ca. 7,2 kLj) Umlaufperiode 5,5998 Tage Exzentrizität ca. 0,02 Alter ca. 5 Mio. Jahre Eigenbewegung: in Rektaszension μαcos(δ) = −3,8 mas/a in Deklination μδ = −6,3 mas/a Röntgenquelle Typ Massereicher Röntgendoppelstern (HMXB/BHXB+ELL) Katalogeinträge 3U 1956+35, 2E 4306 Optische / stellare Komponente:HDE 226868 Helligkeit V-Band: 8,72 bis 8,93 mag J-Band: 6,872 ± 0,023 mag Spektralklasse O9.7 Iab B−V-Farbindex +0,81 U−B-Farbindex −0,34 Masse 40,6 M☉ Radius ca. 22 R☉ Leuchtkraft ca. 200000 L☉ Effektivtemperatur ca. 31000 K Katalogeinträge HD 226868, BD +34° 3815, SAO 69181, V1357 Cygni, HIP 98298, 2MASS J19582166+3512057 Kompakte Komponente Typ Schwarzes Loch Masse 21,2 ± 2,2 M☉ Geschichte Entdeckung als Röntgenquelle: 1964als Schwarzes Loch: 1972, Tom Bolton
Cygnus X-1, auch Cyg X-1, ist ein Röntgendoppelstern mit hoher Masse (engl. High mass X-ray binary). Er besteht aus einem Riesenstern, von dem Masse auf ein Schwarzes Loch 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 η Cygni und ist eine starke 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 High-Mass X-ray Binaries (HMXBs) bestehen aus einem kompakten Objekt (einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch), welches Materie von einem massereichen OB-Stern ansammelt. Diese werden weiter unterteilt in die 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 Leuchtkraftklasse III-V, die zu einem bestimmten Zeitpunkt in ihrer Entwicklung Spektrallinien in der Emission gezeigt haben, daher das Qualifikationsmerkmal "e" in ihren Spektraltypen.
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 „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 · 10−6 M☉/Jahr, aus der die Leuchtkraft im Röntgenbereich von LX ∼ 5 · 1031 erg/s (entsprechend 5 · 1024 W oder der 10.000-fachen Röntgenleuchtkraft der Sonne) abgeleitet werden kann. Bei Ausbrüchen werden sehr hohe Röntgenleuchtkräfte in der Größenordnung von LX ∼ 1038 erg/s (entsprechend 1031 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 M⊙ 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.
2021 wurde die Masse des Schwarzen Lochs auf 21,2 ± 2,2 M⊙ nach oben korrigiert,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 Abstract nachdem die Entfernung zu Cygnus 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 akkretierter Materie umgeben ist, die als Akkretionsscheibe bezeichnet wird. Diese Scheibe wird durch Reibung zwischen 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 Schwarzschild-Radien oder etwa 24.000 km erstreckt.
Cygnus X-1 ist zwar hochgradig veränderlich, aber die hellste und beständigste Quelle für harte Röntgenstrahlen am Himmel. Die Röntgenstrahlen werden als weiche „Saatphotonen“ der kalten Standardscheibe erzeugt und werden dann durch inverse Compton-Streuung in einer heißen Korona, die sich vermutlich sehr nahe am Ereignishorizont des Loches befindet, durch heiße, ultrarelativistische Elektronen zu hohen Energien (Röntgen- oder Gammaquanten) hin gestreut und kühlen auf diese Weise das heiße Plasma der Korona.
Die Röntgenemissionen von Cygnus X-1 zeigen quasi-periodische Oszillationen (engl. quasi-periodic oscillations, QPOs) im Bereich von wenigen Hertz. Die poloidalen Magnetfelder am Schwarzen Loch beheizen ein leptonisches Plasma, wodurch eine Korona ausgebildet wird, in der ein 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.
Jets Wenn angesammelte Materie auf das kompakte Objekt fällt, verliert sie potentielle Gravitationsenergie. Ein Teil dieser freiwerdenden Energie wird durch senkrecht zur Akkretionsscheibe ausgerichtete Partikelstrahlen sog. stellare Jets abgeleitet, die mit relativistischen Geschwindigkeiten (vjet = 0,995 c) nach außen strömen.
Die Jets von Cygnus X-1 geben nur einen geringen Teil ihrer Energie im sichtbaren elektromagnetischen Spektrum ab, dadurch scheinen sie „dunkel“ zu sein. Der geschätzte Winkel der Jets zur Sichtlinie beträgt 30°, wobei sich die Rotationsachse zusätzlich durch Präzessionsbewegung ändert. Einer der Jets kollidiert mit einem relativ dichten Teil des 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 × 1036 erg/s oder (9 ± 5) × 1029 W aufbringen. Dies ist mehr als das 1.000-Fache der von der Sonne abgegebenen Energie. 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 Gammastrahlenemission im sehr hohen Energieband oberhalb von 100 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.
HDE 226868 Der Begleitstern ist ein blauweißer Überriese mit der Bezeichnung HDE 226868 (auch HD 226868). Dieser ist vom Spektraltyp O9.7, hat eine effektive Temperatur Te = 31.000 K, einen Radius von Ropt = 30 bis 34 R⊙ sowie eine Masse von Mopt = 25 bis 35 M⊙, und damit die 200.000-fache Leuchtkraft der Sonne. Die beiden Komponenten umkreisen sich mit einer Periodendauer von 5,6 Tagen. Dabei beträgt der physikalische Abstand zueinander lediglich R = 20 R☉ (ca. 14 Mio. km). Der Gesamtmasseverlust von HDE 226868 wird mit M = −2,6 × 10−6 M⊙/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 0m,06 schwankt. Das 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.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.
Gas und Staub zwischen unserem Sonnensystem und HDE 226868 führen zu einer Verringerung der scheinbaren Helligkeit um 3m,3 sowie zu einer Rötung. Ohne die interstellare Extinktion wäre HDE 226868 ein Stern der fünften Größenklasse und somit für das bloße Auge sichtbar.
Beobachtung Cygnus X-1 war der erste bestätigte Kandidat für ein Schwarzes Loch, 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. 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. Zweitens wurde durch M. J. Reid et al. 2011, die Entfernung zum Binärsystem HDE 226868 / Cyg X-1 unter Verwendung einer Funkparallaxe besser abgeschätzt.
Damit wurde eine deutlich bessere Bestimmung der effektiven Oberflächentemperatur von HDE 226868 und eine genauere Abschätzung der Massen beider Komponenten ermöglicht. Mit den aktuellen Evolutionsmodellen wird der Abstand mit 1,86 kpc (6.064 Lj), die effektive Temperatur des Überriesen mit Te = 31.000 K, die Leuchtkraft mit L = 204.000 L⊙, die Masse von HDE 226868 mit Mopt = 27 M⊙, und die Masse des Schwarzen Loches mit MBH = 15,8 M⊙ errechnet.
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-Röntgenteleskopes 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.