Cygnus X-1 (abbreviato in Cyg X-1) è una nota sorgente di raggi X osservabile nella costellazione del Cigno. Scoperta in seguito a una campagna osservativa nel 1964, è una delle sorgenti di raggi X più intense rilevabili dalla Terra, con un picco di densità di flusso pari a ). dà un range di μJy alle energie di ; 1Jy = 10−26Wm−2 Hz−1. La sorgente è un oggetto compatto, molto probabilmente un buco nero, la cui massa, ammonterebbe a 14,8 volte quella del Sole (M⊙), o secondo le stime più recenti, a oltre 20 masse solari.
Cygnus X-1 fa parte di una binaria a raggi X di grande massa formata, oltre che dall'oggetto compatto, da una supergigante blu variabile (catalogata come HDE 226868); la stella e l'oggetto compatto orbitano attorno al baricentro del sistema ogni 5,6 giorni, con una separazione media di 0,244 UA. Il vento emesso dalla stella spiraleggia attorno al buco nero alimentando un disco di accrescimento dalle cui regioni più interne, scaldate a temperature di milioni di kelvin, si origina l'emissione di raggi X osservata. Perpendicolarmente al disco si dipartono due getti relativistici, che espellono nello spazio interstellare una parte della materia che va ad affluire verso il buco nero.
Cygnus X-1 avrebbe un'età di circa 5 milioni di anni e si sarebbe formata a partire da una stella massiccia di 40 M⊙, che avrebbe perso gran parte della propria materia attraverso il vento stellare. Secondo i modelli più accreditati, il nucleo della stella, al termine della fase di fusione del silicio, sarebbe collassato direttamente in un buco nero, senza determinare l'esplosione dell'astro in supernova: infatti, qualora ciò fosse accaduto, la forza rilasciata dall'esplosione avrebbe determinato l'espulsione del residuo compatto e, quindi, la disgregazione del sistema.
Il sistema appartiene con probabilità all'associazione OB Cygnus OB3, un'associazione stellare che dista circa 6 070 anni luce dal sistema solare.
Cygnus X-1 è stata l'oggetto nel 1974 di una scommessa scherzosa tra i fisici Stephen Hawking e Kip Thorne, nella quale Hawking scommise che la sorgente non fosse originata da un buco nero. Il fisico britannico decise però di arrendersi quando, a partire dal 1990, i dati osservativi rinforzarono l'ipotesi dell'esistenza del buco nero, oggi in larga parte confermata.
Scoperta e osservazione Osservare l'emissione di raggi X da parte dei corpi celesti permette agli astronomi di studiare i fenomeni che coinvolgono i gas riscaldati a temperature dell'ordine dei milioni di kelvin; tuttavia, dal momento che la radiazione X è bloccata dall'atmosfera terrestre, l'osservazione a queste lunghezze d'onda è possibile soltanto tramite strumenti lanciati a quote alle quali la radiazione X non è ancora assorbita. Cygnus X-1 fu infatti scoperta nel 1964 nell'ambito di una campagna osservativa mirata ad analizzare le sorgenti X e condotta tramite dei contatori Geiger collocati su una serie di razzi lanciati in volo suborbitale. I rilevatori erano impostati per rilevare l'emissione X alle lunghezze d'onda di 0,1-1,5 nm in una porzione di cielo estesa per 8,4°; gli strumenti riuscirono comunque ad analizzare tutto il cielo man mano che i razzi ruotavano sul proprio asse, producendo una mappa di scansioni ravvicinate fra loro.
Attraverso questa indagine furono scoperte otto sorgenti, tra cui Cygnus X-1, che inizialmente fu denominata Cygnus XR-1; quest'ultima è stata individuata alle coordinate 19h53m di ascensione retta e 34,6° di declinazione. La sorgente X non sembrava associata ad alcuna controparte radio o ottica particolarmente brillante che fosse localizzata a tali coordinate.
Vista la necessità di studi sul lungo periodo, Riccardo Giacconi e Herb Gursky proposero nel 1963 di lanciare in orbita un satellite in grado di studiare le sorgenti X. La NASA accolse la proposta lanciando nel 1970 il satellite Uhuru, che individuò altre 300 sorgenti X. Le osservazioni condotte dal satellite permisero di scoprire che Cygnus X-1 possedeva delle fluttuazioni nell'intensità dei raggi X, che si verificano diverse volte al secondo; questa peculiarità fu spiegata assumendo che l'energia venisse generata in una regione di spazio relativamente piccola, stimata in 105 km (equivalente alla distanza percorsa dalla luce in 0,3 secondi).
Nell'aprile-maggio del 1971, Luc Braes e George K. Miley dell'Osservatorio di Leida e, indipendentemente, Robert M. Hjellming e Campbell Wade del National Radio Astronomy Observatory, individuarono delle emissioni nelle onde radio provenienti da Cygnus X-1, notando che coincidevano con una stella di magnitudine 9 denominata AGK2 +35 1910 (catalogata anche come HDE 226868), visibile a circa mezzo grado di distanza da , una stella di quarta magnitudine. Si tratta di una stella supergigante la cui temperatura superficiale non era in grado di spiegare, da sola, l'emissione di raggi X di Cygnus X-1; pertanto è stata ipotizzata la presenza di un compagno in grado di riscaldare i gas fino ai milioni di kelvin necessari per produrre l'intensa radiazione X osservata.
L'effettiva scoperta di quest'oggetto ipotetico fu annunciata nel 1971 da Louise Webster e Paul Murdin del Royal Greenwich Observatory, e, indipendentemente, da Charles Thomas Bolton del David Dunlap Observatory dell'Università di Toronto, i quali misurarono l'effetto Doppler dello spettro di HDE 226868. Sulla base dell'elevato valore della massa dedotto per il compagno, gli astronomi ipotizzarono che potesse trattarsi di un buco nero, dal momento che la stella di neutroni più massiccia teoricamente possibile non può superare una massa pari a tre volte quella del Sole.
Le osservazioni successive hanno rinforzato quest'ipotesi, tant'è che già dalla fine del 1973 la comunità astronomica ritiene elevata la probabilità che Cygnus X-1 sia un buco nero. Misure più precise hanno inoltre mostrato delle variazioni nell'emissione X che si estrinsecano nell'arco di un millisecondo, accompagnate da improvvisi flash della durata di circa 0,3 secondi, imputate alle turbolenze caratteristiche dei dischi di accrescimento che circondano i buchi neri.
Cygnus X-1 è stata poi ampiamente studiata tramite strumenti sia da terra sia nello spazio, che hanno mostrato delle somiglianze tra l'emissione delle binarie a raggi X e quella delle galassie attive, suggerendo un comune meccanismo di liberazione dell'energia che coinvolge un buco nero, un disco di accrescimento e i getti relativistici associati. Per tali motivi lo studio delle binarie a raggi X può permettere una maggiore comprensione dei fenomeni che caratterizzano le galassie attive. Inoltre, per via dell'emissione radio, Cygnus X-1 è annoverata tra i microquasar, oggetti simili ai quasar ma di dimensioni notevolmente inferiori.
Moti spaziali e ambiente galattico
Distante dal sistema solare 2 240 ± 000 pc (~7 240 a.l.), il sistema HDE 226868/Cygnus X-1 possiede un moto spaziale simile a quello dell'associazione OB denominata Cygnus OB3, il che indicherebbe che il sistema e l'associazione si sarebbero formati nello stesso luogo e pressappoco nello stesso periodo, circa 5 ± 1,5 milioni di anni or sono. Il moto del sistema rispetto a Cygnus OB3 è pari a 9 ± 3 km/s, un valore tipico indicativo dei moti casuali che avvengono all'interno delle associazioni stellari. HDE 226868 dista circa 60 parsec dal centro dell'associazione.
La regione galattica in cui si trovano Cygnus X-1 e l'associazione Cygnus OB3 è una delle più studiate del cielo, a causa della presenza lungo la sua linea di vista di un esteso sistema di nubi molecolari giganti in cui hanno luogo importanti processi di formazione stellare, probabilmente fra i più attivi di tutta la galassia. Alla regione di Cygnus X appartengono diversi oggetti notevoli, come l'estesa nebulosa IC 1318 e un gran numero di associazioni OB, fra le quali spicca Cygnus OB2, una delle più massicce conosciute e famosa per ospitare la stella supermassiccia Cygnus OB2-12. Cygnus OB3 si trova tuttavia a una distanza leggermente superiore rispetto alla maggior parte dei complessi molecolari del Cigno, così da trovarsi sul tratto iniziale del Braccio di Orione, appena dopo la sua diramazione dal Braccio del Sagittario.
Con una distanza stimata mediamente attorno ai 2 000 parsec, Cygnus OB3 si accompagna ad altre due associazioni OB: una, situata a una distanza angolare minore e probabilmente fisicamente più vicina a essa, è Cygnus OB8, mentre nella direzione opposta si trova il complesso di Vulpecula OB1, circondato dalla regione H II Sh2-86 e da una superbolla in espansione. Secondo alcuni studi, l'origine del Braccio di Orione andrebbe ricercata proprio nei pressi di Vulpecula OB1, in particolare in corrispondenza della sorgente di radiazione infrarossa IRAS 19410+2336. Contrapposta a questa teoria vi è quella secondo cui il punto di origine del Braccio di Orione sia da ricercarsi a una distanza maggiore, fino a 5 500 parsec, dove si trova il sistema nebuloso di W51, indicato come possibile punto di biforcazione in base a studi sulla parallasse.
A circa 2 700 parsec, dunque a una distanza forse un po' superiore rispetto a Cygnus OB3, si troverebbe la Nebulosa Tulipano (Sh2-101), che dalla prospettiva terrestre è visibile proprio in prossimità di Cygnus X-1; si tratta di una grande nebulosa ionizzata probabilmente dalla radiazione della gigante blu HD 227018 e ospitante alcuni fenomeni di formazione stellare, data la presenza al suo interno di quattro sorgenti infrarosse identificate dall'IRAS.
In corrispondenza di Cygnus OB3, ma a una latitudine galattica più elevata, si trova infine l'ammasso aperto NGC 6819, uno dei più antichi conosciuti, con un'età stimata attorno ai 2,5 miliardi di anni. Si tratta di un ammasso molto concentrato, sopravvissuto alla progressiva disgregazione cui va incontro la quasi totalità degli ammassi aperti nel giro di qualche centinaio di milioni di anni; al suo interno sono state osservate delle blue stragglers, oggetti di frequente riscontro in ambienti a elevata densità stellare.
Il sistema
HDE 226868 e Cygnus X-1 formano un sistema binario le cui componenti orbitano attorno al comune centro di massa ogni 5,599829 ± 0,000016 giorni. Dal momento che le componenti non vanno incontro a reciproche eclissi, si deduce che il piano orbitale non sia parallelo alla linea di vista terrestre; tuttavia, l'esatto valore dell'inclinazione orbitale è incerto, con stime che variano tra 27° e 65°. Uno studio del 2021 riporta un valore stimato di 48,0 ± 6,8°, da cui è stato derivato un semiasse maggiore di circa 0,2 unità astronomiche (UA), approssimativamente il doppio del raggio della supergigante. Un altro studio, più preciso, del 2021 riporta un valore del semiasse maggiore di UA. Il valore dell'eccentricità orbitale è stimato in 0,0018 ± 0,002, che corrisponde a un'orbita quasi perfettamente circolare.
L'oggetto compatto Vi sono incertezze riguardo alla massa dell'oggetto compatto. Le stime, stando ai modelli sull'evoluzione stellare, sono comprese entro un intervallo piuttosto ampio, che va da 10 a 25 masse solari (M⊙); Nota: per il raggio e la luminosità, si veda la Tabella 1 con d=2 kpc. |indice_di_colore = +0,81 le misurazioni delle periodicità nell'emissione X hanno comunque permesso di ottenere un valore più preciso, pari a 14,8 ± 1 M⊙. In ogni caso, un valore così grande induce a ritenere che possa trattarsi di un buco nero, una regione di spazio nella quale il campo gravitazionale è così intenso da intrappolare la radiazione elettromagnetica. Il confine di questa regione è detto orizzonte degli eventi e possiede un raggio, il raggio di Schwarzschild, pari a 26 km.