V404 Cygni | |
Dane obserwacyjne ( Epoka J2000.0 ) | |
---|---|
Typ binarny X | Binarny X o małej masie |
Rektascensja (α) | 20 godz. 24 m 03,8 s |
Deklinacja (δ) | 33 ° 52 ′ 04 ″ |
Dystans | ~ 8000 al |
Konstelacja | Łabędź |
Lokalizacja w konstelacji: Łabędzia | |
Kompaktowy obiekt | |
Rodzaj | Gwiezdna czarna dziura |
Masa | 11,7 ± 1,7 M ☉ |
Gwiazda | |
Typ widmowy | K0 III |
Masa | 0,60 M ☉ |
Pozorna wielkość (V) | 12.7 |
Orbita | |
Półoś wielka | 0,15 AU |
Kropka | 155,31 godz |
Odkrycie | |
V404 Cygni to układ podwójny X o małej masie , to znaczy układ podwójny o stosunkowo małej masie zwykłej gwiazdy obracającej się wokół zwartego obiektu . Kompaktowy obiekt to właściwie czarna dziura . Chyba że jest to Gwiazda Q , która nie zapadła się całkowicie, więc jest to prawdopodobnie jedna z niewielu wyraźnie zidentyfikowanych gwiazd czarnych dziur .
V404 Cygni znajduje się w konstelacji z Łabędzia .
V404 Cygni została po raz pierwszy skatalogowana jako gwiazda zmienna , która przeszła fazę nowej (tj. Gwałtowny wzrost jej jasności) w 1938 roku . Nazwa Nova Cygni 1938 jest więc również z nią związana, chociaż znacznie rzadziej używana niż V404 Cygni. Zainteresowanie tym obiektem czekało jednak ponad 50 lat po jego odkryciu i nowej fazie nowej w 1989 roku . Fazę tę mogły obserwować satelity zajmujące się obserwacją promieni rentgenowskich , w szczególności Ginga, która skatalogowała w momencie pojawienia się nowej obserwowanej w widzialnej domenie zmienne źródło promieni rentgenowskich w tej samej pozycji, o nazwie GS 2023 + 338.
W czerwiec 2015, satelita obserwacyjny ESA wykrywa rozbłysk promieni rentgenowskich i promieni gamma z V404 Cygni, znak, że czarna dziura pochłania duże ilości materii. Obecność takich sygnałów sięga 26 lat wstecz.
V404 Cygni to długowieczny plik binarny X. Z okresem orbitalnym 6,47 dnia jest to drugi taki system z punktu widzenia okresu, daleko za GRS 1915 + 105 i jego okresem 33 i pół dnia. Analiza światła emitowanego przez zwykłą gwiazdę ujawnia, że jej typ widmowy to K0 IV, co czyni ją mniej masywną gwiazdą Słońca . Badanie prędkości orbitalnej tej gwiazdy metodą spektroskopową pozwala obliczyć wielkość zwaną funkcją masy, która wyznacza dolną granicę masy ciemnego obiektu. Ta funkcja masy wynosi 6,08 ± 0,06 mas Słońca , znacznie powyżej maksymalnej masy dowolnego zwartego obiektu innego niż czarna dziura ( biały karzeł lub gwiazda neutronowa ). Masa tej czarnej dziury jest w rzeczywistości znacznie większa niż funkcja masy, szacowana na 12 ± 2 masy Słońca.
Z obrzeży czarnej dziury wydziela się strumień materii, którego kierunek szybko się zmienia.