白鳥座X-1

白鳥座X-1
白鳥座X-1の位置（丸で囲んだ部分）
観測データエポックJ2000      エキノックスJ2000
星座白鳥座[ 1 ]
赤経19時間58分21.67574秒[ 2 ]
赤緯+35° 12′ 05.7845″ [ 2 ]
見かけの等級 （V）8.72 - 8.93 [ 3 ]
特徴
スペクトル型O9.7Iab [ 4 ]
U−B色指数−0.30 [ 5 ]
B−V色指数+0.81 [ 5 ]
変数型楕円体変数[ 3 ]
天体測量
視線速度（R v）−2.70 ± 3.2 [ 4 ] km/s
固有運動（μ）ラ： −3.812 ± 0.015マス/年[ 2 ] 12 月: −6.310 ± 0.017マス/年[ 2 ]
視差（π）0.4439 ± 0.0159  mas [ 2 ]
距離7,300 ± 300 光年 (2,250 ± 80  pc )
絶対等級 （M V）−6.5 ± 0.2 [ 6 ]
詳細[ 7 ]
ブラックホール
質量13.8から17.5+2.0 −1.0 M ☉
超巨星
質量29+6 −3 M ☉
半径22.9+1.5 −2.5 R☉​
明るさ32万+82,000 −65,000 L☉​
表面重力（log  g）3.17 ± 0.10  cgs
温度28,500 ± 1,000  K
年4.8-7.6 [ 8 ] ミル
その他の指定
V1357 シグニ、BD +34°3815、HD 226868、HDE 226868、HIP 98298、SAO 69181 [ 4 ]
データベース参照
シンバッドデータ

白鳥座X-1（略称Cyg X-1）[ 9 ]は、白鳥座にある銀河X線源であり、ブラックホールであると広く認められた最初のX線源である。[ 10 ] [ 11 ] 1964年のロケット飛行中に発見され、地球から検出できる最も強いX線源の1つであり、ピークX線フラックス密度は2.3 × 10 −23  W /( m 2 ⋅ Hz ) (2.3 × 10 3  jansky）。[ 12 ] [ 13 ]このクラスの天体の中で 最も研究されている天体の一つである。このコンパクト天体の質量は太陽の約21.2倍と推定されており[ 14 ] [ 15 ]、ブラックホール以外の既知の通常の恒星や他の可能性のある天体としては小さすぎることが示されている[ 16 ] 。もしそうであれば、事象の地平線の半径は300  kmを「発生領域の線形寸法の上限」とし、持続時間は約1ミリ秒のX線バーストを時折発生させた。[ 17 ]

白鳥座X-1は、地球から約7,000光年離れたところにある高質量X線連星系で、[ 14 ]青色超巨星変光星を含んでいます。[ 18 ] この超巨星とブラックホールは約0.2 AU、つまり地球から太陽までの距離の20%ほど離れています。この恒星からの恒星風が、X線源の周りの降着円盤の物質を供給しています。 [ 19 ]内側の円盤の物質は数百万度に加熱され、観測されるX線を発生させています。[ 20 ] [ 21 ]円盤に垂直に配置された一対の相対論的ジェットが、落下する物質のエネルギーの一部を星間空間に運び去っています。[ 22 ]

この系は、 Cygnus OB3と呼ばれる恒星団に属している可能性があり、これはCygnus X-1が約500万歳であり、太陽の40倍の 質量を持つ恒星。その質量の大部分は、おそらく恒星風として放出された。もしこの恒星がその後超新星爆発を起こしていたとしたら、その力によって残骸は系外に放出されていた可能性が高い。したがって、恒星はブラックホールに直接崩壊した可能性がある。[ 23 ]

1975年、物理学者のスティーブン・ホーキングとキップ・ソーンが白鳥座X-1について友好的な科学的賭けを行ったが、ホーキングはそれがブラックホールではないと賭け、負けることを望んでいた。 [ 24 ]観測データによってこの系にブラックホールが存在するという主張が強固になった後、ホーキングは1990年に賭けを認めた。[ 25 ]

発見と観察

X線放射の観測により、天文学者は数百万度の温度のガスが関与する天体現象を研究することができます。しかし、X線放射は地球の大気によって遮られるため、天体のX線源を観測するには、X線が透過できる高度まで機器を持ち上げる必要があります。[ 26 ] [ 27 ]白鳥座X-1は、ニューメキシコ州のホワイトサンズミサイル実験場から打ち上げられた探査ロケットに搭載されたX線機器によって発見されました。これらの源を地図化する継続的な取り組みの一環として、1964年に2機のエアロビー弾道ロケットを使用した調査が行われました。ロケットにはガイガーカウンターが搭載され、波長範囲1～600nmのX線放射を測定しました。8.4°の領域にわたって15Åの 広さを観測しました。これらの観測機器はロケットの回転に合わせて空を横切り、狭い間隔でスキャンした地図を作成しました。 [ 9 ]

これらの調査の結果、はくちょう座のCyg XR-1（後にCyg X-1）を含む、8つの新たな宇宙X線源が発見されました。この源の天体座標は、赤経19時間53分、赤緯34.6度と推定されました。この位置には、特に顕著な電波源や可視光源は存在しませんでした。[ 9 ]

より長期間の研究の必要性を感じ、1963年にリカルド・ジャコーニとハーブ・グルスキーはX線源を研究するための最初の軌道衛星を提案した。NASAは1970年にウフル衛星を打ち上げ[ 28 ] 、 300個の新しいX線源を発見した[ 29 ] 。ウフルによる白鳥座X-1の長期観測では、X線強度が1秒間に数回変動することが示された[ 30 ]。この急速な変動は、X線の発生が約10～5  km （木星とほぼ同じ大きさ）[ 31 ] 、光の速度により遠方の地域との通信が制限されるためです。

1971年4月から5月にかけて、ライデン天文台のリュック・ブレイズとジョージ・K・マイリー、および独立してアメリカ国立電波天文台のロバート・M・イェルミングとキャンベル・ウェイドが[ 32 ]はくちょう座X-1からの電波放射を検出し、彼らの正確な電波位置測定によりX線源が恒星AGK2 +35 1910 = HDE 226868であると特定された。[ 33 ] [ 34 ]天球上で、この恒星は4等星のくちょう座イータ星から約0.5度離れたところにある。[ 35 ]これは超巨星であり、単独では観測される量のX線を放射することができない。したがって、この恒星には、くちょう座X-1の放射源を生成するのに必要な数百万度までガスを加熱できる伴星がなければならない。

王立グリニッジ天文台のルイーズ・ウェブスターとポール・マーディン[ 36 ]と、トロント大学のデイヴィッド・ダンラップ天文台で独立に研究していたチャールズ・トーマス・ボルトン[ 37 ]は、1972年にHDE 226868の隠れた大質量の伴星を発見したと発表した。恒星のスペクトルのドップラーシフトの測定により伴星の存在が実証され、軌道パラメータから質量を推定することができた。 [ 38 ]予想されるこの天体の質量が大きいことから、彼らは、中性子星の最大質量は太陽の3倍を超えることはないことから、この天体はブラックホールである可能性があると推測した。[ 39 ]

さらなる観測によって証拠が強化され、1973年末までに天文学界は白鳥座X-1がブラックホールである可能性が高いと概ね認めるに至った。[ 40 ] [ 41 ]白鳥座X-1のより精密な測定では、1ミリ秒単位の変動が示された。この間隔は、ブラックホールを取り囲む降着円盤（降着円盤）における乱流と一致する。約3分の1秒間持続するX線バーストは、物質がブラックホールに向かって落下する予想時間と一致している。[ 42 ]

気球搭載望遠鏡「高エネルギー複製光学（HERO）」プロジェクトで撮影された白鳥座X-1のX線画像

それ以来、はくちょう座X-1は、周回衛星や地上の観測機器による観測によって、広範囲に研究されてきました。[ 4 ] HDE 226868/はくちょう座X-1のようなX線連星の放射と活動銀河核の類似性は、ブラックホール、周回降着円盤、関連するジェットを含む共通のエネルギー生成メカニズムを示唆しています。[ 43 ]このため、はくちょう座X-1は、現在遠方の活動銀河核であることが知られているクエーサー（準恒星電波源）の類似物であるマイクロクエーサーと呼ばれる天体のクラスに属しています。HDE 226868/はくちょう座X-1のような連星系の科学的研究は、活動銀河のメカニズムに対するさらなる洞察につながる可能性があります。[ 44 ]

連星系

ブラックホールと青色超巨星は連星系を形成し、5.599829日周期でそれぞれの質量の中心を公転する。 [ 45 ]地球から見ると、このコンパクトな天体はもう一方の恒星の後ろに隠れることはない。つまり、連星系は食を起こさない。しかし、地球からの視線に対する軌道面の傾きは不明であり、27度から65度の範囲と予測されている。2007年の研究では、傾きは次のように推定されている。48.0 ± 6.8°、つまり長半径は約0.2  AU、つまり地球から太陽までの距離の20%です。軌道離心率はわずか0.018 ± 0.002であり、ほぼ円軌道であることを意味する。[ 46 ] [ 47 ]この系は50億年後には単一のブラックホールに合体すると予想されており、その過程で重力波が発生する可能性がある。[ 7 ]

ケンプら（1987）[ 48 ]から改変した白鳥 座X-1の青色光度曲線

HDE 226868/Cygnus X-1系は、約7,000 光年離れたCygnus OB3と呼ばれる大質量星団と宇宙空間で共通の運動をしています。これは、HDE 226868、Cygnus X-1、そしてこのOB系が、同時期に同じ場所で形成された可能性を示唆しています。もしそうであれば、この系の年齢は約5 ± 150万年。はくちょう座OB3に対するHDE 226868の運動は9 ± 3  km/s は、恒星団内のランダムな運動の典型的な値です。HDE 226868は約連星の中心から60パーセク離れており、その距離に到達するには約7 ± 2 百万年であり、これはこの星団の推定年齢とほぼ一致する。[ 23 ] Cyg X-1までの距離は三角視差から1,860 ± 120パーセク（6,070 ± 390光年）と計算され、[ 49 ]電波天文測定法では2,220 ± 170パーセク（7,240 ± 550光年）と計算されている。[ 14 ]

銀河緯度4度、銀河経度71度[ 4 ]のこの星系は、太陽が位置する天の川銀河内のオリオン腕に沿って内側に位置しており、[ 50 ]オリオン腕がいて座腕に接近する付近に位置している。白鳥座X-1はいて座腕に属するとされているが[ 51 ] 、天の川銀河の構造は十分に解明されていない。

コンパクトオブジェクト

様々な手法から、このコンパクト天体の質量は中性子星の最大質量よりも大きいと思われる。恒星進化モデルは、20 ± 5太陽質量[ 52 ]であるのに対し、他の手法では10太陽質量という結果が出ました。物体近傍のX線放射の周期を測定することで、より正確な値が得られました。14.8 ± 1太陽質量。いずれの場合も、その天体はブラックホールである可能性が最も高い[ 46 ] [ 53 ]。ブラックホールとは、内部からの電磁放射の放出を防ぐのに十分なほど強い重力場を持つ空間領域である。この領域の境界は事象の地平線と呼ばれ、シュワルツシルト半径と呼ばれる有効半径を持ち、これは約はくちょう座X-1の境界面からの距離は44 kmです。この境界面を通過したもの（物質や光子を含む）は、この境界面から脱出することはできません。[ 54 ] 2021年に発表された測定結果では、推定質量は21.2 ± 2.2太陽質量。[ 14 ] [ 15 ] 2025年の研究では17.5太陽質量と推定されているが、これは上限値に過ぎず、別の方法では13.8  M ☉という結果が出ている。[ 7 ]

まさにそのような事象の地平線の証拠は、1992年にハッブル宇宙望遠鏡の高速光度計による紫外線（UV）観測によって検出された可能性がある。自発光する物質の塊がブラックホールに螺旋状に落ち込むと、その放射は一連のパルスとして放出される。このパルスは、物質が地平線に近づくにつれて重力赤方偏移の影響を受ける。つまり、一般相対性理論が予測するように、放射の波長は着実に長くなる。物質が固体のコンパクトな物体に衝突すると、最終的なエネルギーバーストが放出されるが、事象の地平線を通過する物質はそうではない。このような「死にゆくパルス列」が2つ観測され、これはブラックホールの存在と整合している。[ 55 ]

チャンドラX線観測衛星による白鳥座X-1の画像

このコンパクト天体の自転はまだ十分に解明されていない。宇宙に設置されたチャンドラX線観測衛星の過去のデータ解析では、はくちょう座X-1はそれほど大きな自転速度を示していないと示唆されていた。[ 56 ] [ 57 ]しかし、2011年に発表された証拠によると、この天体は毎秒約790回という極めて高速に自転していることが示唆されている。[ 58 ]

形成

白鳥座OB3連星の中で最も大きな恒星の質量は太陽の40倍である。質量の大きい恒星ほど進化の速度が速いことから、白鳥座X-1の祖星は太陽の40倍以上の質量を持っていたと考えられる。ブラックホールの現在の推定質量を考えると、祖星は太陽の30倍以上の物質を失ったに違いない。この質量の一部はHDE 226868に失われた可能性があり、残りは強力な恒星風によって放出された可能性が高い。HDE 226868の外層大気のヘリウム濃縮は、この質量移動の証拠となる可能性がある。 [ 59 ]祖星は、強力な恒星風によって大気のかなりの部分を放出するウォルフ・ライエ星に進化した可能性がある。 [ 23 ]

もし原始星が超新星爆発を起こしていたとしたら、類似の天体の観測から、残骸は比較的高速で系外に放出された可能性が高いことが示唆されている。天体が軌道上に留まったことから、原始星は爆発することなく（あるいはせいぜい比較的小規模な爆発を起こしただけで）、ブラックホールに直接崩壊した可能性が示唆される。[ 23 ]

降着円盤

チャンドラのX線スペクトルは、白鳥座X-1の近傍に特徴的なピークを示している。6.4  keVのピークは降着円盤内の電離鉄によるものだが、そのピークは重力によって赤方偏移し、ドップラー効果によって広がり、低エネルギー側に偏っている[ 60 ]

このコンパクト天体は、降着円盤と呼ばれる薄く平らな降着物質の円盤によって周回していると考えられています。この円盤は、高速で移動する内側の軌道上の電離ガスと低速で移動する外側の軌道上の電離ガスとの摩擦によって激しく加熱されます。この円盤は、比較的電離度の高い高温の内側領域（プラズマを形成する）と、より低温で電離度の低い外側領域に分かれており、外側の領域はシュワルツシルト半径の500倍[ 21 ]、約15,000 kmと推定されています。

白鳥座X-1は、非常に大きく不規則に変化するものの、全天で最も明るく持続的に放射される硬X線源です。硬X線は、約30キロ電子ボルトから数百キロ電子ボルトまでのエネルギーを持ちます。 [ 27 ] X線は、薄い内側の降着円盤で低エネルギーの光子として生成され、その後、それを取り囲む幾何学的にはより厚くほぼ透明なコロナ内の非常に高温の電子によるコンプトン散乱、および薄い円盤の表面からの反射によってさらにエネルギーが与えられます。[ 61 ]別の可能性としては、X線が円盤コロナではなくジェットの底部によってコンプトン散乱される可能性があるということです。[ 62 ]

白鳥座X-1からのX線放射は、準周期振動（QPO）と呼ばれる、やや反復的なパターンで変動することがあります。このコンパクト天体の質量は、周囲のプラズマがこれらのQPOを放射し始める距離を決定していると考えられており、質量が減少するにつれて放射半径も小さくなります。この手法は白鳥座X-1の質量を推定するために用いられ、他の質量導出法とのクロスチェックを可能にしています。[ 63 ]

中性子星の自転に起因するような安定周期の脈動は、はくちょう座X-1では観測されたことがない。[ 64 ] [ 65 ]中性子星の脈動は中性子星の回転磁場によって引き起こされるが、ノーヘア定理により、ブラックホールの磁場はブラックホールの自転軸と正確に一直線になっており、したがって静的であることが保証されている。例えば、X線連星V 0332+53は、脈動が発見されるまではブラックホールの可能性があると考えられていた。[ 66 ]また、はくちょう座X-1は、中性子星で観測されるようなX線バーストも観測したことがない。[ 67 ]はくちょう座X-1は、2つのX線状態の間を予測不能に変化させるが、X線はこれらの状態間で連続的に変化することもある。最も一般的な状態では、X線は「硬い」状態であり、これはX線の多くが高エネルギーであることを意味する。あまり一般的ではない状態では、X線は「ソフト」で、X線の多くはより低いエネルギーを持ちます。ソフト状態はまた、より大きな変動を示します。ハード状態は、より不透明な降着円盤の内側部分を囲むコロナから発生すると考えられています。ソフト状態は、円盤がコンパクト天体に近づくときに発生します（おそらく約150 kmの高さまで上昇し、コロナの冷却または放出を伴います。新しいコロナが生成されると、Cygnus X-1は再び硬質状態に戻ります。[ 68 ]

白鳥座X-1のスペクトル遷移は、チャクラバーティとティタルチュクが提唱する2成分移流解を用いて説明できる。[ 69 ]ケプラー円盤からの種光子の逆コンプトン化によってハードステートが生成され、同様に遠心圧力支持境界層（CENBOL）内のホットエレクトロンによって生成されるシンクロトロン光子によってハードステートが生成される。[ 70 ]

白鳥座X-1からのX線放射は5.6日周期で変動しており、特に外合の時期には、周回天体が地球に最も接近し、コンパクトな放射源が地球より遠ざかるため、その変動が顕著である。これは、放射が恒星周縁物質によって部分的に遮られていることを示唆しており、この物質は恒星HDE 226868からの恒星風である可能性がある。放射には約300日周期があり、これは降着円盤の歳差運動によって引き起こされている可能性がある。 [ 71 ]

ジェッツ

この写真は、白鳥座X-1降着円盤ジェットが高密度の星間雲と相互作用して生じた湾曲した弓状衝撃波構造を示している。

降着物質がコンパクト天体に向かって落下するにつれて、重力による位置エネルギーが失われます。この解放されたエネルギーの一部は、降着円盤に垂直に整列した粒子のジェットによって散逸します。ジェットは相対論的な速度（つまり、粒子は光速のかなりの割合で運動している）で外側に流れ出ます。この一対のジェットは、降着円盤が余分なエネルギーと角運動量を放出する手段となります。これらのジェットは、コンパクト天体を取り囲むガス内の磁場によって生成される可能性があります。 [ 72 ]

白鳥座X-1ジェットは非効率的な放射体であるため、電磁スペクトルにおいてエネルギーのごく一部しか放出しません。つまり、「暗く」見えます。視線に対するジェットの角度は30度と推定され、歳差運動をしている可能性があります。[ 68 ]ジェットの1つは星間物質（ISM）の比較的密度の高い部分と衝突し、電波放射によって検出できるエネルギーリングを形成しています。この衝突は、可視光線で観測されている星雲を形成しているようです。この星雲を形成するには、ジェットの平均出力は4–14 × 10 36  erg /s、または(9 ± 5) × 10 29  W。[ 73 ]これは太陽から放射される電力の1,000倍以上です。[ 74 ]そのジェットはISMの低密度領域を向いているため、反対方向には対応するリングはありません。[ 75 ]

2006年、はくちょう座X-1は、超高エネルギー帯（1000万光年）でガンマ線放射の証拠を示した最初の恒星質量ブラックホールとして発見されました。100  GeV。この信号は硬X線フレアと同時に観測されており、両事象の関連性を示唆している。X線フレアはジェットの基部で発生した可能性があり、ガンマ線はジェットがHDE 226868の恒星風と相互作用する場所で発生した可能性がある。[ 76 ]

HDE 226868

HDE 226868と白鳥座X-1連星系の想像図

HDE 226868はスペクトル型がO9.7 Iabの超巨星[ 4 ]で、 O型星とB型星の境界上にある。表面温度は31,000  K [ 77 ] 、質量は太陽の約20～40倍と推定されている。恒星進化モデルに基づくと、推定距離2,000パーセクにあるこの恒星の半径は太陽半径の約15～17 [ 46 ]倍、光度は太陽の約300,000～400,000倍であると考えられる[ 52 ] [ 78 ]。比較のために、このコンパクト天体はHDE 226868の約40太陽半径、つまりこの恒星の半径の2倍の距離を周回していると推定されている[ 79 ] 。

HDE 226868の表面は、巨大な伴星の重力によって潮汐力によって歪んでおり、涙滴型の形状を形成しています。この形状は自転によってさらに歪んでいます。そのため、恒星の光学的な明るさは、連星系が視線と一直線になったときに0.06等級変化します。[ 80 ]この「楕円形」の光度変化パターンは、恒星表面の縁暗化と重力暗化によって生じています。 [ 81 ]

HDE 226868のスペクトルを類似の恒星アルニラムと比較すると、前者は大気中のヘリウムが過剰で炭素が不足していることがわかる。 [ 82 ] HDE 226868の紫外線と水素アルファのスペクトル線はP Cygniの恒星に似たプロファイルを示しており、この恒星が約1,500 km/sの速度で恒星から加速されているガス状の外層に囲まれていることを示している。[ 83 ] [ 84 ]

HDE 226868は、同じスペクトル型の他の恒星と同様に、恒星風によって推定速度で質量を放出していると考えられています。2.5 × 10 −6太陽質量/年、つまり40万年に1太陽質量の速度で移動する。[ 85 ]コンパクト天体の重力の影響により、この恒星風の形状が変化し、球対称の風ではなく、集中した風の幾何学的形状が形成される。[ 79 ]コンパクト天体の周囲領域からのX線は、この恒星風を加熱してイオン化する。コンパクト天体が5.6日間の軌道で恒星風のさまざまな領域を通過するにつれて、紫外線線、[ 86 ]電波放射、[ 87 ]およびX線自体がすべて変化する。[ 88 ]

HDE 226868のロッシュ・ローブは、恒星の周囲を周回する物質が重力によって束縛されたままの領域を定義している。このローブを通過した物質は、周回する伴星に向かって落下する可能性がある。このロッシュ・ローブはHDE 226868の表面に近いと考えられているが、溢れ出していないため、恒星表面の物質は伴星によって剥ぎ取られていない。しかし、恒星から放出される恒星風のかなりの部分は、このローブを通過した後、このコンパクト天体の降着円盤に引き寄せられている。[ 19 ]

地球とHDE 226868の間にあるガスと塵は、恒星の見かけの等級を低下させ、色相を赤くする。赤色光は星間物質中の塵をより効率的に透過するからである。星間減光（A V）の推定値は3.3 等級である。[ 89 ]介在物質がなければ、HDE 226868は5等級の恒星となり、[ 90 ]肉眼でも見えるはずである。[ 91 ]

スティーブン・ホーキングとキップ・ソーン

NASAの「恐怖の銀河」ポスター（白鳥座X-1）[ 92 ]

白鳥座X-1は、物理学者スティーブン・ホーキングとキップ・ソーンの間で賭けの対象となった。ホーキングは、この領域にブラックホールが存在するかどうかに賭けなかった。ホーキングは後にこれを一種の「保険」と表現した。著書『宇宙の簡潔な歴史』の中で、彼は次のように記している。[ 93 ]

これは私にとって一種の保険でした。ブラックホールに関する研究をたくさん行ってきましたが、ブラックホールが存在しないことが判明すれば、すべて無駄になってしまいます。しかし、もしそうなったとしても、賭けに勝って雑誌「プライベート・アイ」の4年間の執筆権を得るという慰めがあるのです。もしブラックホールが実在するなら、キップは「ペントハウス」の1年間の執筆権を得られます。1975年に賭けをした当時、私たちははくちょう座X-1がブラックホールであるという確信度を80%持っていました。今（1988年）には、約95%の確信度になっていると言えるでしょうが、賭けはまだ決着していません。

『宇宙の記録』10周年記念改訂版によると、ホーキングはブラックホールを支持するその後の観測データを受けて賭けを認めた[ 94 ] 。ソーンは著書『ブラックホールとタイムワープ』の中で、ホーキングがロシア滞在中にソーンのオフィスに侵入し、額装された賭け証書を見つけて署名することで賭けを認めたと述べている[ 95 ] 。ホーキングはこの賭けが1975年に行われたと述べているが、賭け証書（ソーンの手書きで、彼とホーキングの署名入り）には「1974年12月10日に目撃」という凡例の下に、目撃者の署名がさらに加えられている[ 96 ] 。この日付は、2018年1月10日のPBS番組「Nova」でキップ・ソーンによって確認された[ 97 ]。

シグナスX-1は、カナダのプログレッシブ・ロックバンド、ラッシュによる二部構成の楽曲シリーズの主題である。第一部「Book I: The Voyage」は、1977年のアルバム『A Farewell to Kings』の最後の曲である。第二部「Book II: Hemispheres」は、続く1978年のアルバム『Hemispheres 』の最初の曲である。歌詞は、宇宙船ロシナンテ号に乗船した探検家が、ブラックホールの向こうに何かがあるかもしれないと信じてブラックホールへと旅する様子を描いている。ブラックホールに近づくにつれて、宇宙船の操縦は次第に困難になり、最終的には重力に引き込まれてしまう。[ 98 ]

1979年のディズニーの実写SF映画『ブラックホール』では、映画のタイトルにもなっているブラックホールを調査するためにハンス・ラインハルト博士が船長を務める科学調査船はシグナス号であり、おそらく（明言はされていないが）最初に確認されたブラックホールであるシグナスX-1にちなんで名付けられたと考えられる。[ 99 ]

フューチュラマのシーズン 7 エピソード 10は、「シグナス X-1 で起こったことはシグナス X-1 に留まる」というキャッチフレーズで始まります。

参照

参考文献

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さらに読む

  • コックス教授（ブライアン）、フォーショー教授（ジェフ）（2022年）『ブラックホール：宇宙を理解する鍵』ウィリアム・コリンズ著、ISBN 978-0-00-859706-1。
ウィキメディア コモンズには、Cygnus X-1に関連するメディアがあります。
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