Cygnus X-1 - Définition
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Introduction
| Cygnus X-1 | |
|---|---|
| Données d’observation | |
| Type de binaire X | Binaire X à forte masse |
| Ascension droite (α) | 09h 58m 21,67s |
| Déclinaison (δ) | 35° 12′ 05,77″ |
| Distance | ~6 000 al (~2000 pc) |
| Constellation | Cygne |
| Objet compact | |
| Type | Trou noir stellaire |
| Masse | 8,7 ± 0,8 M☉ |
| Étoile | |
| Type spectral | O9.7 Iab |
| Masse | 20 à 40 M☉ |
| Magnitude apparente | 8 9 |
| Magnitude absolue | -6,5 ± 0,2 |
| Nom | HDE 226868 |
| Orbite | |
| Demi-grand axe | 0.2 ua |
| Période | 134,40 h |
| Découverte | |
| Date | 1964 |
En astronomie, Cygnus X-1 est une binaire X à forte masse et fut le premier candidat trou noir clairement identifié.
Découverte
L'étude des systèmes binaires X est à l'origine du crédit croissant de la théorie des trous noirs dans la communauté scientifique. Les observations les plus importantes ont été faites dans les galaxies proches, à commencer par notre propre Voie lactée. La découverte et l'étude précise du système binaire Cygnus X-1 a permis de fournir pour la première fois une indication tangible de la réalité de ces objets astrophysiques, prédits par la théorie de la relativité générale.
Jusqu'au milieu du siècle précédent, les trous noirs n'étaient que des prédictions mathématiques. En 1965, les premières observations dignes d'intérêt eurent lieu : une étoile (HD 226868) fut repérée dans le ciel, en orbite autour d'une source de rayons X. On appela ce système binaire présumé Cygnus X-1 (1re source X répertoriée dans la constellation du Cygne). Un peu plus tard, en 1971, Tom Bolton identifia Cygnus X-1 comme un trou noir, en utilisant le télescope de l'observatoire David Dunlap à l'université de Toronto au Canada.
Les scientifiques en faveur des trous noirs proposèrent à l'époque l'idée selon laquelle l'étoile HD 226868 était en orbite très serrée autour du trou noir, et que de la matière lui étant arrachée, elle spiralait vers le trou noir, puis, atteignant son horizon, provoquait des émissions de rayons X particulièrement importantes. On pensait alors que ce phénomène permettait dans le même temps à l'étoile de s'échapper de l'attraction de son voisin stellaire, et que par conséquent le phénomène serait rare, ponctuel, voire jamais reproduit. Or, il s'avéra que bien d'autres systèmes binaires tels que celui de Cygnus X-1 furent découverts ensuite, avec les mêmes rayonnements caractéristiques. En effet, on distingue aujourd'hui les binaires X dont le compagnon est une étoile massive (de type spectral O, ou B) ou de faible masse (pour les étoiles de type F a M), et qui alimente un disque d'accrétion autour du trou noir grâce à un dépassement du lobe de Roche ou par vent stellaire respectivement.
Les observations du satellite Uhuru en 1971 relancèrent le débat scientifique à propos de Cygnus X-1. Premièrement, elles mirent en évidence le caractère irrégulier du rayonnement X. Deuxièmement, grâce aux lois de gravitation, et si l'on connaît la période de révolution et la masse de l'étoile, on peut déterminer la plus petite masse possible de l'autre objet du système. Le satellite Uhuru permit de déterminer avec précision cette période de révolution : 5,6 jours. Ainsi fut précisé la valeur de 6 masses solaires (Mʘ) comme masse minimale pour le corps invisible. Cette valeur est au-dessus de la masse limite maximale pour les étoiles à neutrons, et est donc considérée comme la "preuve" que l'objet compact de Cygnus X-1 est un trou noir.
