b'\n_START_ARTICLE_\nCygnus X-1\n_START_SECTION_\nScoperta e osservazione\n_START_PARAGRAPH_\nOsservare 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 \xc3\xa8 bloccata dall\'atmosfera terrestre, l\'osservazione a queste lunghezze d\'onda \xc3\xa8 possibile soltanto tramite strumenti lanciati a quote alle quali la radiazione X non \xc3\xa8 ancora assorbita. Cygnus\xc2\xa0X-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\xc2\xb0; 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._NEWLINE_Attraverso questa indagine furono scoperte otto sorgenti, tra cui Cygnus X-1, che inizialmente fu denominata Cygnus\xc2\xa0XR-1; quest\'ultima \xc3\xa8 stata individuata alle coordinate 19\xca\xb053\xe1\xb5\x90 di ascensione retta e 34,6\xc2\xb0 di declinazione. La sorgente X non sembrava associata ad alcuna controparte radio o ottica particolarmente brillante che fosse localizzata a tali coordinate._NEWLINE_Vista la necessit\xc3\xa0 di studi sul lungo periodo, Riccardo Giacconi ed 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 individu\xc3\xb2 altre 300 sorgenti X. Le osservazioni condotte dal satellite permisero di scoprire che Cygnus\xc2\xa0X-1 possedeva delle fluttuazioni nell\'intensit\xc3\xa0 dei raggi X, che si verificano diverse volte al secondo; questa peculiarit\xc3\xa0 fu spiegata assumendo che l\'energia venisse generata in una regione di spazio relativamente piccola, stimata in 10\xe2\x81\xb5 km (equivalente alla distanza percorsa dalla luce in 0,3 secondi)._NEWLINE_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\xc2\xa0X-1, notando che coincidevano con una stella di magnitudine 9 denominata AGK2\xc2\xa0+35 1910 (catalogata anche come HDE\xc2\xa0226868), visibile a circa mezzo grado di distanza da \xce\xb7 Cygni, 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 \xc3\xa8 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._NEWLINE_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\'Universit\xc3\xa0 di Toronto, i quali misurarono l\'effetto Doppler dello spettro di HDE\xc2\xa0226868. 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 pi\xc3\xb9 massiccia teoricamente possibile non pu\xc3\xb2 superare una massa pari a tre volte quella del Sole._NEWLINE_Le osservazioni successive hanno rinforzato quest\'ipotesi, tant\'\xc3\xa8 che gi\xc3\xa0 dalla fine del 1973 la comunit\xc3\xa0 astronomica ritiene elevata la probabilit\xc3\xa0 che Cygnus X-1 sia un buco nero. Misure pi\xc3\xb9 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._NEWLINE_Cygnus\xc2\xa0X-1 \xc3\xa8 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 pu\xc3\xb2 permettere una maggiore comprensione dei fenomeni che caratterizzano le galassie attive. Inoltre, per via dell\'emissione radio, Cygnus\xc2\xa0X-1 \xc3\xa8 annoverata tra i microquasar, oggetti simili ai quasar ma di dimensioni notevolmente inferiori.\n_START_SECTION_\nIl sistema\n_START_PARAGRAPH_\nHDE\xc2\xa0226868 e Cygnus\xc2\xa0X-1 formano un sistema binario le cui componenti orbitano attorno al comune centro di massa ogni 5,599829\xc2\xa0\xc2\xb1\xc2\xa00,000016 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 \xc3\xa8 incerto, con stime che variano tra 27\xc2\xb0 e 65\xc2\xb0. Uno studio del 2007 riporta un valore stimato di 48,0\xc2\xa0\xc2\xb1\xc2\xa06,8\xc2\xb0, da cui \xc3\xa8 stato derivato un semiasse maggiore di circa 0,2 unit\xc3\xa0 astronomiche (UA), approssimativamente il doppio del raggio della supergigante. Il valore dell\'eccentricit\xc3\xa0 orbitale \xc3\xa8 stimato in 0,0018\xc2\xa0\xc2\xb1\xc2\xa00,002, che corrisponde ad un\'orbita quasi perfettamente circolare.\n_START_SECTION_\nL\'oggetto compatto\n_START_PARAGRAPH_\nVi 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\xc2\xa0masse solari (M\xe2\x8a\x99); le misurazioni delle periodicit\xc3\xa0 nell\'emissione X hanno comunque permesso di ottenere un valore pi\xc3\xb9 preciso, pari a 14,8\xc2\xa0\xc2\xb1\xc2\xa01 M\xe2\x8a\x99. In ogni caso, un valore cos\xc3\xac grande induce a ritenere che possa trattarsi di un buco nero, una regione di spazio nella quale il campo gravitazionale \xc3\xa8 cos\xc3\xac intenso da intrappolare la radiazione elettromagnetica. Il confine di questa regione \xc3\xa8 detto orizzonte degli eventi e possiede un raggio, il raggio di Schwarzschild, pari a 26\xc2\xa0km._NEWLINE_Le prime evidenze dell\'orizzonte degli eventi risalgono alle osservazioni nell\'ultravioletto condotte nel 1992 tramite l\'High Speed Photometer del telescopio spaziale Hubble, quando furono osservati dei caratteristici lampi di radiazione emessi dalla materia in precipitazione verso il buco nero. Infatti, mentre spiraleggia verso il buco nero, la materia emette radiazione elettromagnetica in una serie di impulsi, i quali subiscono un redshift gravitazionale quando si allontanano dall\'oggetto compatto; nel momento in cui la materia oltrepassa l\'orizzonte degli eventi questo non si verifica pi\xc3\xb9. L\'osservazione di due fenomeni di questo genere costituisce un importante indizio che Cygnus X-1 sia un buco nero._NEWLINE_Sebbene le analisi dei dati ottenuti dal Chandra X-ray Observatory nei primi anni duemila suggerissero che il buco nero di Cygnus\xc2\xa0X-1 non ruotasse in maniera significativa sul proprio asse, i dati resi noti nel 2011 hanno invece indicato che l\'oggetto ruoti molto rapidamente, all\'incirca 790 volte al secondo.\n_START_SECTION_\nFormazione\n_START_PARAGRAPH_\nLa stella pi\xc3\xb9 massiccia individuata nell\'associazione Cygnus\xc2\xa0OB3 possiede una massa 40 volte quella del Sole; dal momento che le stelle pi\xc3\xb9 massicce evolvono molto pi\xc3\xb9 rapidamente rispetto ad astri di massa inferiore, \xc3\xa8 lecito ritenere che la stella progenitrice di Cygnus\xc2\xa0X-1 avesse pi\xc3\xb9 di 40 M\xe2\x8a\x99. A partire dalla massa attualmente stimata per il buco nero, si ritiene che la stella progenitrice abbia perso oltre 30 M\xe2\x8a\x99 della sua massa originaria, in parte trasferendola ad HDE\xc2\xa0226868, il resto disperdendola attraverso un forte vento stellare. Una prova dell\'avvenuto trasferimento di massa \xc3\xa8 data dalle elevate percentuali di elio riscontrate nell\'atmosfera esterna di HDE\xc2\xa0226868. \xc3\x88 probabile inoltre che la stella progenitrice si sia evoluta in una stella di Wolf-Rayet, una tipologia stellare caratterizzata da elevati tassi di perdita di massa._NEWLINE_Dopo la fase di Wolf-Rayet, si ritiene che la stella sia collassata direttamente in un buco nero senza passare per l\'esplosione in supernova, o, al massimo, determinando una esplosione molto modesta. Questo \xc3\xa8 stato dedotto dal fatto che l\'oggetto compatto \xc3\xa8 ancora legato alla stella compagna: infatti, come confermano le osservazioni di oggetti simili, l\'esplosione avrebbe determinato l\'espulsione del residuo compatto e la conseguente disgregazione del sistema.\n_START_SECTION_\nEmissione di raggi X dal disco di accrescimento\n_START_PARAGRAPH_\nAttorno all\'oggetto compatto orbita un sottile disco di accrescimento, la cui materia \xc3\xa8 intensamente riscaldata dall\'attrito che si sviluppa tra il gas ionizzato in rapido movimento delle regioni centrali e quello pi\xc3\xb9 lento delle regioni periferiche. Pertanto \xc3\xa8 possibile suddividere il disco in due parti: una regione interna, contenente gas altamente ionizzato e plasma, e una regione esterna costituita da gas meno ionizzato che si estende per circa 500 volte il raggio di Schwarzschild del buco nero, circa 15000\xc2\xa0km._NEWLINE_Nonostante le elevate irregolarit\xc3\xa0 e variabilit\xc3\xa0, Cygnus\xc2\xa0X-1 \xc3\xa8 ritenuta la sorgente costante di raggi X duri (con un\'energia che va da 30 ad alcune centinaia di keV) pi\xc3\xb9 brillante del cielo. I raggi X si originano come radiazione di frenamento (bremsstrahlung) termica prodotta dagli elettroni accelerati all\'interno del gas, che si trova a temperature di diversi milioni di K. La radiazione \xc3\xa8 emessa dalle regioni interne del disco inizialmente come fotoni a pi\xc3\xb9 bassa energia, i quali acquistano energia sia interagendo con gli elettroni accelerati a velocit\xc3\xa0 relativistiche (effetto Compton inverso) contenuti all\'interno di una corona quasi trasparente che circonda e avvolge il disco, sia in seguito ad una ulteriore riflessione dalla superficie del disco. Un\'ipotesi alternativa suggerisce che i raggi X siano soggetti all\'effetto Compton alla base dei getti relativistici anzich\xc3\xa9 nella corona del disco._NEWLINE_L\'emissione X varia secondo un pattern in un certo modo ripetitivo denominato oscillazioni quasi periodiche (QPO, acronimo dell\'inglese quasi-periodic oscillations). Sembra che sia la massa dell\'oggetto compatto a determinare la distanza alla quale il plasma circostante inizia ad emettere radiazione con simili oscillazioni, con una proporzionalit\xc3\xa0 diretta tra la distanza e la massa: infatti, al decrescere della massa corrisponde una diminuzione della distanza. Questo fenomeno \xc3\xa8 stato sfruttato per stimare la massa di Cygnus\xc2\xa0X-1, fornendo inoltre un controllo incrociato con altre stime di tale parametro._NEWLINE_Non sono state riscontrate delle pulsazioni con un periodo stabile, tipiche invece delle stelle di neutroni, dal cui campo magnetico sono originate. Infatti, per il teorema dell\'essenzialit\xc3\xa0, i buchi neri non possiedono poli magnetici; un caso emblematico \xc3\xa8 a tal proposito la binaria a raggi X V 0332+53, ritenuta ospitare un possibile buco nero finch\xc3\xa9 non furono scoperte queste pulsazioni stabili. Cygnus\xc2\xa0X-1 non ha inoltre mai mostrato delle esplosioni di raggi X simili a quelle osservate nelle stelle di neutroni; la sorgente anzi varia in maniera imprevedibile tra due stati di emissione. Nello stato pi\xc3\xb9 frequente si ha l\'emissione di raggi X duri, a pi\xc3\xb9 alta energia, mentre nello stato meno comune e pi\xc3\xb9 variabile si ha l\'emissione di raggi X molli, meno energetici dei raggi X duri. Si ritiene che il primo stato, quello dei raggi X duri, si origini in una corona che circonda la regione interna del disco di accrescimento, mentre il secondo stato si verificherebbe quando la materia del disco si avvicina all\'oggetto compatto (possibilmente pi\xc3\xb9 vicino di 150\xc2\xa0km), andando incontro ad un raffreddamento o all\'espulsione della corona. Nel momento in cui si genera una nuova corona, Cygnus\xc2\xa0X-1 opera una nuova transizione verso l\'emissione di raggi X duri._NEWLINE_Il flusso di radiazione X varia periodicamente ogni 5,6 giorni, specialmente durante la congiunzione superiore, la fase dell\'orbita in cui i due oggetti orbitanti appaiono pi\xc3\xb9 vicini e l\'oggetto compatto si presenta pi\xc3\xb9 distante lungo la linea di vista; questo indica che le emissioni sono in parte bloccate da materia circumstellare, che potrebbe essere il vento prodotto da HDE\xc2\xa0226868. Vi \xc3\xa8 inoltre un\'altra periodicit\xc3\xa0 pari a 300 giorni, imputata al moto di precessione del disco.\n_START_SECTION_\nGetti relativistici\n_START_PARAGRAPH_\nMan mano che spiraleggia verso l\'oggetto compatto, la materia perde energia potenziale gravitazionale, una parte della quale viene dissipata attraverso dei getti relativistici, flussi di materia accelerata a velocit\xc3\xa0 relativistiche (ovvero a frazioni significative della velocit\xc3\xa0 della luce) disposti perpendicolarmente al disco. I getti consentono al disco di disperdere l\'eccesso sia di energia gravitazionale sia di momento angolare e potrebbero essere vincolati dal campo magnetico generato dai gas che circondano l\'oggetto compatto._NEWLINE_I getti possiedono una potenza media di 9\xc2\xa0\xc2\xb1\xc2\xa05\xc3\x9710\xc2\xb2\xe2\x81\xb9 W, oltre mille volte la potenza emessa dal Sole; nonostante ci\xc3\xb2, i getti di Cygnus\xc2\xa0X-1 sono considerati dei "radiatori inefficienti", dal momento che emettono nello spettro elettromagnetico soltanto una piccola parte della loro energia, apparendo di conseguenza "scuri". L\'inclinazione stimata dei getti rispetto alla linea di vista \xc3\xa8 di 30\xc2\xb0 e si suppone siano soggetti al moto di precessione. Uno dei getti collide con una regione relativamente densa del mezzo interstellare, formando un anello energetico osservabile nelle onde radio e nel visibile, nel quale appare come una tenue nebulosit\xc3\xa0. Nessuna struttura analoga \xc3\xa8 stata osservata nella direzione opposta, dal momento che la densit\xc3\xa0 del mezzo interstellare di quella regione \xc3\xa8 inferiore._NEWLINE_Nel 2006 Cygnus\xc2\xa0X-1 \xc3\xa8 diventato il primo buco nero del quale \xc3\xa8 stata individuata l\'emissione anche nella banda pi\xc3\xb9 energetica (circa 100 GeV) dei raggi \xce\xb3. L\'emissione \xc3\xa8 stata osservata in corrispondenza di un flash di raggi X duri, suggerendo un legame tra i due eventi: infatti, il flash di raggi X potrebbe esser stato prodotto alla base del getto, mentre i raggi \xce\xb3 si originerebbero nel punto in cui il getto interagisce col vento di HDE\xc2\xa0226868.\n_START_SECTION_\nLa supergigante blu: HDE\xc2\xa0226868\n_START_PARAGRAPH_\nLa componente stellare della binaria a raggi X \xc3\xa8 HDE\xc2\xa0226868, una supergigante blu di classe spettrale O9,7\xc2\xa0Iab, proprio al limite tra la classe O e la classe B. Possiede una temperatura superficiale stimata di 31000 K, una massa stimata tra 20 e 40 M\xe2\x8a\x99, un raggio equivalente a 15-17 R\xe2\x8a\x99 e una luminosit\xc3\xa0 circa 300\xc2\xa0000\xe2\x80\x93400\xc2\xa0000 volte quella del Sole._NEWLINE_La superficie della stella \xc3\xa8 sottoposta ad una distorsione mareale prodotta dalla gravit\xc3\xa0 dell\'oggetto compagno, che le conferisce un aspetto a goccia ulteriormente deformato dalla rotazione della stella. Questa deformazione fa s\xc3\xac che la luminosit\xc3\xa0 ottica della stella vari di 0,06 magnitudini ogni 5,6 giorni, che corrispondono al periodo dell\'orbita, con la magnitudine minima raggiunta quando il sistema si presenta allineato alla linea di vista. Il pattern ellissoidale della variazione luminosa deriva dall\'oscuramento al bordo e dall\'oscuramento gravitazionale della superficie stellare._NEWLINE_Confrontando lo spettro di HDE\xc2\xa0226868 con quello di una stella simile, come Alnilam (\xce\xb5\xc2\xa0Orionis), si nota una particolare abbondanza di elio e una carenza di carbonio nell\'atmosfera. Inoltre, le linee spettrali della stella nell\'ultravioletto e nella banda H-\xce\xb1 mostrano dei profili analoghi a quelli dello spettro di P Cygni, il che indica che la stella \xc3\xa8 circondata da un involucro gassoso, che si allontana dalla stella alla velocit\xc3\xa0 di circa 1500\xc2\xa0km/s._NEWLINE_Si ritiene che HDE\xc2\xa0226868, similmente ad altre stelle del medesimo tipo spettrale, perda una parte considerevole della propria massa attraverso il vento stellare, ad un tasso stimato di 2,5 \xc3\x9710\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb6 M\xe2\x8a\x99 all\'anno, equivalente a una massa solare di materia persa ogni 400\xc2\xa0000 anni. L\'influenza gravitazionale dell\'oggetto compatto sembra modellare in maniera importante la geometria del vento stellare, producendo una struttura focalizzata piuttosto che una geometria sferica; inoltre, i raggi X emessi dalla regione circostante l\'oggetto compatto riscaldano e ionizzano il vento stellare. Man mano che l\'oggetto si sposta durante la sua orbita attraverso diverse regioni del vento stellare, variano sia l\'emissione UV e radio, sia la stessa emissione X._NEWLINE_Il lobo di Roche di una stella definisce la regione di spazio attorno alla stella nella quale il materiale orbitante rimane gravitazionalmente legato ad essa; la materia che passa oltre questo limite ricade verso il compagno. Si ritiene che, nel caso di HDE\xc2\xa0226868, la superficie sia prossima al lobo di Roche ma non lo superi, motivo per il quale essa non viene strappata via dall\'oggetto compatto; tuttavia quest\'ultimo riesce a catturare gran parte del vento stellare, quando questo supera il lobo di Roche._NEWLINE_I gas e le polveri interstellari che si interpongono tra il Sole ed HDE\xc2\xa0226868 ne determinano una riduzione nella magnitudine apparente ed un arrossamento del colore (le lunghezze d\'onda prossime al rosso riescono a penetrare meglio le polveri del mezzo interstellare). Il valore stimato dell\'estinzione operata dal mezzo interstellare (AV) \xc3\xa8 pari a 3,3 magnitudini; di conseguenza se non vi fossero le polveri la stella apparirebbe di quinta magnitudine, risultando visibile anche ad occhio nudo in un cielo perfettamente buio.\n_START_SECTION_\nCuriosit\xc3\xa0\n_START_PARAGRAPH_\nCygnus X-1 e Cygnus X-1: Book II sono due brani composti dal gruppo progressive rock canadese Rush, che compaiono rispettivamente negli album A Farewell to Kings ed Hemispheres.'