Cygnus 1

Le premier candidat sérieux pour être un trou noir a été découvert en 1972, en rotation autour de l'étoile super géante HDE 226868. Le système est situé dans la constellation du Cygne, à environ 8.150 années-lumière. Ce système d'étoiles binaires est maintenant désigné sous le nom de Cygnus X-1.

L'étoile principale, une étoile bleue visible, avec une température de surface de 31.000 degrés Kelvin, possède une masse de 20-25 Mo et le compagnon invisible doit avoir une masse de 7-13 Mo. Le système binaire tourne autour de son centre gravitationnel en 5,6 jours.

Les études montrent que du gaz a été arraché de la géante bleue massive par un compagnon invisible: un trou noir. Ce gaz a été hautement accéléré dans une orbite spirale autour du trou noir. Ce gaz est devenu alors si chaud - à cause des frictions - qu'il a émis des rayons X. Cygnus X-1 compte actuellement parmi les plus puissantes sources émettrices de rayons X dans le ciel nocturne.

Il faut environ un mois pour que le gaz capturé en périphérie atteigne la région interne, la plus proche du trou noir. La friction continue sur le gaz porte la matière à une température de quelques milliers de degrés aux limites extérieures de l’anneau d’accrétion, mais à plus de 10 millions de degrés près du centre !

La luminosité de ce plasma est extraordinaire et se concentre dans les rayons X qui dépassent de plusieurs millions de fois la luminosité globale du Soleil sur tout le spectre.  Le flux de rayons X qui arrive sur Terre provient de la partie interne du disque d’accrétion, une région qui s’étend sur moins de 100 Km de rayon. Le trou noir doit mesurer quelque 30 Km de diamètre.

Les schémas ci-dessous montrent comment on pense que le système a évolué dans le passé et va évoluer dans l'avenir.
 

(1): Puisqu'il existe un trou noir dans le système, il est raisonnable de penser qu'il existait une autre étoile dans le passé de ce système qui possédait une masse plus grande que celle de la géante bleue HDE 226868 (20-25 Mo).

(2): Plus grande est la masse d'un étoile, plus vite elle évolue. Ainsi, l'étoile la plus massive passa au stade de géante rouge plus rapidement que son compagnon, jusqu'à devenir une supernova.
 

(3): La supernova expulsa alors au loin son manteau à de nombreuses années-lumière. Une partie de cette masse pourrait avoir été capturée par HDE 226868.
 

(4): La supernova laissa derrière elle un corps stellaire d'une masse supérieure à 3 Mo (7-13 Mo), ce qui est supérieur à la limite d'une étoile à neutrons. Les astronomes croient que ce corps est un trou noir.
 

(5): Cette figure montre l'état du système lorsque le trou noir s'est rapproché de l'étoile HDE 226868. Dans ces conditions, il devient capable d'accroître sa masse en absorbant le vent stellaire en provenance de HDE 226868 et en arrachant du gaz de sa surface.
 

(6): A ce stade, HDE 226868 passe au stade de géante rouge et le trou noir peut ainsi arracher du gaz de manière plus intense.
 

(7): HDE 226868 passe au stade de rémanent de supernova et il est parfaitement possible que le trou noir absorbe la plus grande partie des gaz éjectés lors de cette explosion. Il grossit.
 

(8): Lorsque le gaz aura été éjecté, un second trou noir pourra se former, pour autant que le premier trou noir n'ait pas arraché trop de matières en provenance de HDE 226868 dans les étapes antérieures. Un système binaire de trous noirs ? Trop trôt pour l'affirmer ...
 

Sources: novacelestia.com

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