天鵝座X-1

发现及观测

通过对X射线源的观测，天文学家能研究涉及到几百万度炽热气体的天文现象。但由于X射线被地球的大气层遮挡了，因此对X射线源的观测不能在地表进行，而需要将仪器运送到有足够X射线能穿透的高度。发现天鹅座X-1的仪器是从新墨西哥州白沙导弹靶场由火箭发射到弹道轨道。1964年时正进行一项观测，目的是找出这些X射线源。两个空蜂火箭（Aerobee）弹道火箭运载着盖革计数器升空，测量天空中8.4°范围内波长从1至15Å的X射线源。
这项观测发现了8个新的X射线源，包括天鹅座的Cyg XR-1（后名Cyg X-1）。其天球坐标估计为赤经19ʰ53ᵐ、赤纬34.6°。该X射线源处并没有明显的无线电或可见光源。
由于需要更长时间的观测研究，1963年里卡尔多·贾科尼和赫伯特·格斯基提出了首个研究X射线源的轨道卫星。美国国家航空航天局于1970年发射了乌呼鲁卫星，进而发现了300个新X射线源。它对天鹅座X-1的长期观测发现其X光强度有波动，频率为每秒数次。如此快速的变动显示，能量一定在很小的范围内产生，大小约为10⁵公里，因为光速的限制使讯息不可能在更远的范围里相互传递。作为对比，太阳的直径约为1.4×10⁶公里。
1971年4月至5月，莱登天文台的Luc Braes和George Miley与美国国家射电天文台的Robert M. Hjellming和Campbell Wade独立探测到来自天鹅座X-1的无线电射线，射线源的准确位置指向AGK2 +35 1910 = HDE 226868。天球上，这颗星与视星等为4级的天鹅座η相距半度。它是一颗超巨星，本身并不能发射所观测到的X射线。因此，此星必定有一颗能够将气体加热到几百万度的伴星，才可放射在天鹅座X-1观测到的辐射。
皇家格林威治天文台的Louise Webster和Paul Murdin与单独在多伦多大学大卫·邓拉普天文台工作的Charles Thomas Bolton于1971年公布了HDE 226868巨型伴星的发现消息。该星光谱的多普勒效应显示了其伴星的存在，人们也能根据轨道数据间接地测量其质量。由于该天体质量很高，他们推测它可能是一个黑洞。因为最大的中子星也不可能超过3个太阳质量。
随着更多观测证据的发现，到了1973年末，天文学界的普遍结论为天鹅座X-1最大可能为一黑洞。对天鹅座X-1更精确的测量显示出小至1毫秒的变化。这个间距与黑洞吸积盘物质的乱流相符。持续三分之一秒的X射线爆符合物质掉进黑洞预测所需的时间。
至今天鹅座X-1已被多部轨道及地面观测仪器长期观测。X射线双星（如HDE 226868/天鹅座X-1）和活动星系核间有众多相似之处，显示它们有共同的运行原理：黑洞、旋转中的吸积盘和喷流。因此，天鹅座X-1被归于一类称为微类星体的双星系统。对诸如HDE 226868/天鹅座X-1的双星系统的科学研究能使科学家对活动星系的运动原理有更深入的认知。

恒星系统

天鹅座X-1中的致密星和蓝超巨星组成一个双星系统，以5.599829 ± 0.000016天的周期绕质心公转。从地球的角度观看，那颗致密星从来不运行到其伴星后，也就是这个系统不会发生掩星。不过，其轨道倾角与地球视线的角度仍然是未知的，估值为27°至65°。一项2007年的研究估计角度为48.0 ± 6.8°，也就是轨道半长轴为0.2天文单位（地球与太阳距离的20%）。轨道离心率为约0.06 ± 0.01，几乎为正圆形。依巴谷卫星测量出地球距离该系统约2,000秒差距（6,000光年），但这个数据的相对误差较大。
天鹅座OB3是一个包含大型恒星的星协，距离太阳2,000秒差距。HDE 226868/天鹅座X-1系统与天鹅座OB3有着相同的直线运动速度及方向，意味着它们可能在同一时期同一地区形成。这样，该系统的年龄就是约500 ± 150万年。HDE 226868相对天鹅座OB3的运动速度为9 ± 3公里每秒，是星协中随机运动的典型速度。HDE 226868距离星协中心约60秒差距，要达到这个距离可能需要700 ± 200万年，粗略符合该星协的估计年龄。
该系统位于银纬4°银经71°，也就是在银河系猎户臂的内侧，接近人马臂处，然而银河系的确切结构还在研究当中。

致密天体

对该密集天体质量的测量存在着一定的误差。星体演化模型显示其质量为20 ± 5太阳质量，而其它的方法则得出10太阳质量。通过测量该天体附近X射线的周期性，又能得出一个更加精确的数字8.7 ± 0.8太阳质量。无论是哪一个数据，这个天体都最有可能是一个黑洞，其引力场之强使电磁波都无法从内部逃离出去。这个空间的边缘成为事件视界，半径为史瓦西半径。天鹅座X-1的史瓦西半径约为26公里。任何东西（包括物质和光子等）只要越过了这个边界，便无法再逃脱出去。
在1992年哈勃太空望远镜上高速光度计的紫外线观测发现事件视界存在的证据。当一些发光的物质螺旋进入黑洞的事件视界时，其辐射会以一系列受引力红移影响的脉冲发放。也就是，根据广义相对论的预测，辐射的波长会逐渐增加。物质与普通的致密天体相撞会产生一股能量爆，但通过事件视界的物质则不会。这样的一系列衰减的脉冲已经观测到两个了，表明一个黑洞的存在。
位于太空的钱德拉X射线天文台曾用于测量围绕在该天体周围的铁原子的谱线。一个旋转的黑洞能拖拽其周围的空间，使得原子能在更靠近事件视界的轨道上运行。而在天鹅座X-1附近，没有原子在小于160公里的轨道上运行。因此，如果这个天体是个黑洞，那它并没有明显的自转。

形成

天鹅座OB3星协中最大星体的质量为40太阳质量。由于较大的星体演化得较快，这表明天鹅座X-1的前身的质量超过40个太阳质量。根据现时估计的黑洞质量，该星体损失了超过30个太阳质量的物质。其部分质量可能流失给HDE 226868，而其余的则很可能被一股强大的星风吹走。HDE 226868的外大气层中的高氦含量有可能是这次物质传递的证据。其前身可能曾演化成一颗沃尔夫-拉叶星，并透过强星风抛出了大气层中一大部分的物质。
对同类天体的观测显示，如果其前身曾爆炸成为超新星，其残骸很可能会以相对高的速度被抛射出这个系统。由于抛出的物质仍然留在轨道上运行，表明其前身是直接坍缩成一颗黑洞，没有经过爆炸（或仅仅是相对轻微的爆炸）。

吸积盘

这个致密天体周围公转着一个平坦的、薄薄的物质盘，称为吸积盘。由于电离气体在内圈快速运行，而在外圈则较为缓慢，其之间的摩擦力使得这个吸积盘被加热到很高的温度。它分为两部分：内圈的物质有着较高的温度和电离度，形成等离子；外圈的物质有着较低的温度和电离度，并延伸到史瓦西半径的500倍远，也就是15,000公里。
尽管变化很大，很难预测，但天鹅座X-1通常天空中是最亮的持久硬X射线源。硬X射线的能级介乎30至数百电子伏特。X射线先是以位于内吸积盘的低能光子产生，再通过康普顿散射获得更多能量。
天鹅座X-1的X射线放射以一种称为准周期振荡的重复模式波动。致密天体的质量似乎决定了开始产生准周期振荡的等离子物质的轨道半径，其半径随质量的降低而缩短。这个方法已被用于估计天鹅座X-1的质量。
中子星产生的周期脉冲没有在天鹅座X-1上发现。中子星产生的脉冲是因为其磁场，而无毛定理表明了黑洞不可能有磁极。譬如，X射线双星系统V 0332+53曾被认为是一个可能的黑洞，直到人们发现了脉冲。天鹅座X-1亦没有产生过类似中子星的X射线暴。
天鹅座X-1不可预测地在两个X射线状态间变换，或逐渐地转换为另一个状态。较不常见的那个状态的X射线较“柔和”，其能量较低。这个状态的变动也较大。另一个状态相信源自围绕着吸积盘内圈的冕。较柔和的状态会在吸积盘接近致密天体时（最近处可能达到150公里）产生，同时冕也会降温并喷射物质。当一个新的冕产生出来，天鹅座X-1会回到另一个状态。
天鹅座X-1的X射线通量有周期性的变化，周期为5.6天，特别是当这个系统合，且该致密天体处于后方的时候。这表示射线被星周物质部分遮挡，而这些物质可能来自HDE 226868的星风。另外每约300天又有另一个射线周期，这可能是因为吸积盘的进动。

喷流

吸积物质堕入致密天体时会流失其引力势能。一部分能量会通过垂直于吸积盘面的相对论性喷流流失，向外以相对论速度（与光速量级相近）喷射出去。这一对喷流为吸积盘提供了发放多余能量和角动量的途径。喷流可能是由围绕致密天体的气体内的磁场产生。
天鹅座X-1喷流的能量中很少以电磁波的形式放射，因此喷流显得很“暗”。喷流与视线夹角估计为30°，并可能正在进动。其中一条喷流与一部分密度较高的星际物质相撞，产生一个能量很高的环，其放射的无线电波能被探测得到。这个碰撞产生了一个星云，其可见光部分已被观测到。要产生这个星云，这条喷流必须拥有(4–14)×10³⁶尔格/s或(9 ± 5)×10²⁹瓦的估计平均功率。这是太阳功率的1,000倍。相反的一条喷流并没有产生同样的环，因为它对准一部分密度较低的星际物质。
于2006年，有证据显示天鹅座X-1发放极高能量（超过100 GeV）伽玛射线，使其成为第一颗此类大质量黑洞候选星体。这个信号被发现的同时，也短暂地观测到了硬X射线，显示两个事件之间存在一定的联系。这下X射线突然的闪耀可能产生于喷流的底部，而伽玛射线则可能是在与HDE 226868星风相互作用的地方产生。

HDE 226868

HDE 226868是一颗超巨星，光谱型为O9.7 Iab，处于O型和B型恒星之间的边界上。其估计表面温度为31,000K，质量约为20–40太阳质量。根据恒星演化模型，其距离估计为2,000秒差距，因此半径应为太阳半径的20–22倍，亮度为太阳的300,000–400,000倍。天鹅座X-1致密天体与HDE 226868距离为约40个太阳半径，也就是该星半径的两倍。
HDE 226868的表面因其伴星产生的强大的潮汐力而变形，形成水滴状，其自转更加扭曲其形状。这使得它每5.6天（公转周期）上下波动0.06视星等。其亮度变化形成的“椭球形”形状是因表面的周边昏暗和重力昏暗引起。
当HDE 226868的光谱与一颗相似的恒星参宿二比较时，前者大气层里的氦比正常多，而碳则比正常要少。HDE 226868的紫外线和H-α光谱线与天鹅座P相似。这显示该星被一个气体包层包围，而该包层正加速远离恒星中心，目前速度为大约1,500公里每秒。
和其他同光谱型的恒星一样，人们认为HDE 226868也是以一股星风向外流失质量，速率为每年2.5×10⁻⁶太阳质量这相等于每400,000年流失一个太阳质量。其致密的伴星正在影响这股星风的形状，使其更为集中，而不是对称的球体。致密天体周围空间发出的X射线加热并电离这股星风。当它通过星风的不同位置时，紫外线无线电和X射线也会有变动。
HDE 226868的洛希瓣内的所有物质都被引力捕获。任何在洛希瓣之外的物质都有可能堕入其伴星。这个洛希瓣相信十分靠近HDE 226868的表面，但并不在其之下，因此其表面物质并不会被致密伴星吸走。然而，它吹出的一大部分星风在离开洛希瓣后就被吸入其伴星的吸积盘里。
太阳和HDE 226868之间的气体和尘埃降低了它的视亮度，并使它显得更红，因为红光能更有效地穿透星际物质中的尘埃。星际物质的消光 （AV）值大约是3.3视星等。如果除去中间的物质，HDE 226868的视星等会是5等，且能被肉眼观测到。