Цитата: Elah от 24.03.2023, 12:54

К подразделу "6. Северный Угольный мешок – Разлом Лебедя. Подготовка нового забега «принцев вселенной». Экзогенезис" раздела "Украина. Архистратиг Михаил и армия Первых Старших. Митохондриальная Ева для “кроличьей норы”" статьи "Новый год 2023. Рождество. Подарок. Майтрейя 2017"

To the subsection "6. The Northern Coal Sack is the Cygnus Rift. Preparation of a New Race of the "Princes of the Universe". Exogenesis" of the section "Ukraine. Archangel Michael and the Army of the First Elders. Mitochondrial Eve for the Rabbit Hole" of the article "New Year 2023. Christmas. Gift. Maitreya 2017"

 

 

 

Вавилоняне называли созвездие Лебедь «лесной птицей», арабы – курицей

The Babylonians called the constellation Cygnus a "forest bird", the Arabs – a chicken...

https://www.youtube.com/watch?v=_EOvrjXNNYQ

• α Альфа
• β Бета
• γ Гамма
• δ Дельта
• ε Эпсилон
• η Эта
• χ Чи
• κ Каппа
• υ Cygni
• P Cygni
• τ Cyg, Тау
• χ Cyg, Чи Лебедя
• 16 Лебедя
• 17 Лебедя
• 30 Лебедя
• 61 Cyg
• SS Лебедя
• KIC 9832227
• HD 185269
• HD 187123
• HAT-P-7
• HAT-P-11
• NML
• KY Cygni
• Cygnus OB2-12
• ν Cyg, Ню Лебедя
• σ Cyg, Сигма
• ρ Cyg, Ро
• Тета
• R Cygni
• Омега 1 и 2
• WR 136
• V404 Лебедь
• IC 5146
• NGC 6946. Галактика Фейерверк
• Cygnus X (star complex)
• Cyg X-1
• Cyg X-2
• Cyg X-3
• Лебедь A / Cygnus A

Из Википедии / From Wikipedia:

Альфа

α Cyg (Alpha Cygnus), Deneb (from Arabic ذنب الدجاجة‎  – "bird's tail") is a white super-giant, one of the largest and brightest stars of class A (with a luminosity 67,000 times that of Sun). Its diameter is approximately equal to the diameter of the Earth's orbit (~300 million km). Deneb is one of the peaks of the Summer-Autumn Triangle asterism.

Due to the precession cycle of the Earth (26,000 years), Deneb will become the Polar Star for several centuries around 9,800 AD after the current Polar Star from the constellation Ursa Minor and four stars from the constellation Cepheus. In one day, Deneb emits more light than the Sun in 140 years. If it were at the same distance as Sirius, it would be brighter than the full moon.

In a couple of million years, Deneb will become a supernova. Thermonuclear reactions involving hydrogen have already stopped in its core, and it can collapse into a neutron star.

α Cyg (Альфа Лебедя), Денеб (от араб. ذنب الدجاجة‎  – «хвост птицы») – белый сверх-гигант, одна из самых больших и ярких звезд класса А (со светимостью в 67 000 раз больше солнечной). Ее диаметр примерно равен диаметру орбиты Земли (~300 млн км). Денеб - одна из вершин астеризма Летне-Осенний Треугольник.

Из-за прецессионного цикла Земли (26 000 лет), Денеб станет Полярной звездой на несколько веков около 9 800 г. н.э. после нынешней Полярной звезды из созвездия Малой Медведицы и четырех звезд из созвездия Цефея. За один день Денеб излучает больше света, чем Солнце за 140 лет. Будь он на таком же расстоянии, как Сириус, он был бы ярче полной Луны.

Через пару миллионов лет Денеб станет сверхновой. В его ядре уже прекратились термоядерные реакции с участием водорода, и он может сколлапсировать в нейтронную звезду.

 

In the Chinese love story Qi Xi, Deneb symbolizes the bridge across the Milky Way, which allows lovers Nu Lan (Altair) and Zhi Nu (Vega) to reunite one night a year, falling at the end of summer. According to another version, Deneb is a fairy who helps lovers meet on the bridge. These three stars are the peaks of the Summer-Autumn Triangle asterism.

В китайской любовной истории Ци Си Денеб символизирует мост через Млечный Путь, который позволяет влюблённым Ню Лан (Альтаир) и Чжи Нюй (Вега) воссоединяться одной ночью в году, приходящейся на конец лета. По другой версии, Денеб – фея, помогающая встрече влюбленных на мосту. Эти три звезды – вершины астеризма Летне-осенний треугольник.

 

Deneb (α Cyg) is the prototype of the Alpha Cygnus Variable class of stars. These are variable supergiant stars of spectral types B or A that exhibit non-radial pulsations, which means that some parts of the star's surface are contracting, while other parts are expanding. Pulsations with brightness changes of the order of 0.1 usually have periods from several days to several weeks and often seem irregular due to the alternation of several periods.

Денеб (α Cyg) является прототипом класса звезд Переменные Альфа Лебедя. Это переменные сверхгигантские звезды спектральных типов B или A, которые проявляют нерадиальные пульсации, что означает, что некоторые части поверхности звезды сжимаются, в то время как другие части расширяются. Пульсации с изменениями яркости порядка 0,1 обычно имеют периоды от нескольких дней до нескольких недель и часто кажутся нерегулярными из-за чередования нескольких периодов.

The traditional name Deneb is derived from the Arabic word for "tail", from the phrase ذنب الدجاجة Dhanab al-Dajājah, or "tail of the hen".

Традиционное название Денеб происходит от арабского слова, означающего "хвост", от фразы ذنب الداارة Дханаб аль-Даджаджа, или "хвост курицы"

Бета

β Cyg (Betta Cygnus), Albireo (Arabic: م الدااة ناار – "the hen's beak") is a double system, a "beautiful double star", or an optical double. Albireo A is an orange giant of spectral class K, and Albireo B is a blue star of class B9. As a system, they can rotate around each other with a period of 100 thousand years. Since Albireo is located in the area of the "head" of the Swan, it is sometimes called in English "beak star". Together with the stars α Cygni (Deneb – "tail"), δ Cygni (an untitled star on the fold of the second wing) and ε Cygni (Gienah – "wing"), Albireo forms the "Northern Cross" (Christian).

Despite the designation β (beta), it is fainter than γ (gamma), δ (delta), and ε (epsilon) Cyg, and is the 5th brightest in the constellation Cygnus.

It is believed that the name Albireo came from the Greek [ornis], transformed into the Arabic [urnis]. Translated into Latin, it was considered to have originated from the Greek name of the plant Erysimum (mustard), whose name in Latin is ireo. It was rewritten in different ways and was considered to have originated from the name of the flower Iris florentina

(iris). As a result, it was transformed into the Arabic al Bireo again. The Arabic version of the name الدااة مناار [minkar al-dajaja] means "the hen's beak" (Latin Rostrum Gallinae).

β Cyg (Бетта Лебедя), Альбирео (араб. الدااة منقار – «клюв курицы») – двойная система, «красавица двойная звезда», или оптический двойник. Альбирео А – оранжевый гигант спектрального класса K, и Альбирео B – голубая звезда класса B9. Как система, они могут вращаться вокруг друг друга с периодом 100 тыс. лет. Поскольку Альбирео находится в районе «головы» Лебедя, то её иногда называют по-английски «beak star» («звезда клюва»). Вместе со звёздами α Лебедя (Денеб – «хвост»), δ Лебедя (звезда без названия на сгибе второго крыла) и ε Лебедя (Гиенах – «крыло»), Альбирео образует «Северный крест» (Христианский).

Несмотря на обозначение β (бета), она слабее, чем γ (гамма), δ (дельта) и ε (эпсилон) Cyg, и является 5-й по яркости в созвездии Лебедя.

Считается, что название Альбирео произошло от греческого [ornis], трансформировавшегося в арабское [urnis]. В переводе на латынь его стали считать произошедшим от греческого названия растения Erysimon (горчица), название которого в латинском – ireo. Оно переписывалось по-разному и стало считаться произошедшим от названия цветка Iris florentina

(ирис). В итоге оно снова трансформировалось в арабское аль Бирео. Арабский вариант названия الدااة منقار [минкар аль-даджаджа] означает «люв курицы» (на латинском Rostrum Gallinae).

 

Гамма

γ Cyg (Gamma Cygnus), Sadr (Arabic: صدر ṣadr – "chest", similarly to Shedar, alpha Cassiopeia) is a yellowish supergiant star reached the supergiant stage of evolution (age about 12 million years), emits 33,000 times more energy than the Sun, is surrounded by the diffuse nebula IC 1318 (Butterfly). Its spectrum is markedly like that of a Cepheid variable. Nearby there is a paired star (BC), a possible satellite. In Chinese astronomy, it is known as the "First Star of the Heavenly Ford" - 津津一. The Heavenly Ford asterism consists of 9 stars: ε, γ,δ ,30,α, v, τ, v, and ζ Cyg. In the catalog of the sheikh and astronomer of the Arab Republic of Egypt, it has the name ṣدر الدااة / ṣadr al-dajājati – “hen's chest”

γ Cyg (Гамма Лебедя), Садр (араб. صدر ṣadr – "грудь", аналогично Шедар, альфы Кассиопеи) – желтоватый сверхгигант, достигший сверхгигантской стадии эволюции (возраст около 12 млн лет), излучает в 33 000 раз больше энергии, чем Солнце, окружена диффузной туманностью IC 1318 (Бабочка). Ее спектр заметно похож на спектр переменной Цефеиды. Рядом есть парная звезда (BC), возможный спутник. В китайской астрономии известна как «Первая звезда Небесного брода» - 津津一. Астеризм «Небесный брод» (天津) состоит из 9 звезд: ε, γ, δ, 30, α, v, τ, ν и ζ Cyg. В каталоге шейха и астронома Арабской Республики Египет имеет название ṣدر الدااة / ṣadr al-dajājati – “куриная грудка”

 

Дельта

δ Cyg (Delta Cygnus) is a triple star (a couple and their satellite), the proper name only since the summer of 2018 – Fawaris (from Arabic الفوارس – " horsemen")

δ Cyg (Дельта Лебедя) – тройная звезда (пара и их спутник), собств. имя только с лета 2018  – Фаварис (от араб. الفوارس – "всадники").

 

δ Cyg (Delta Cygni) is a triple star consisting of:

- a blue-white giant of class B9 with a mass of three solar,

- a yellow-white dwarf of spectral class F, one and a half times larger than the Sun, which rotates at a distance of 84-230 AU from the first star

- and the third component is an orange K-class dwarf smaller than the Sun, which is a satellite of the main pair of heavier stars.

Due to the precession cycle of the Earth (26,000 years), it will become the Polar Star for several centuries around 11,250 AD after Alpha Cygnus, Deneb. After it, there will be no Polar Star for more than a thousand years, and around 14,500 A.D. Vega, alpha Lyra, will fulfill this role, starting a new cycle (Vega was already a Polar Star in 12,000 BC).

Traditionally, Delta Cygnus did not have a proper name. It belonged to the Arabic asterism al-Fawaris (الفوارس), which means "Horsemen" in the local Arabic language, together with ζ (Zeta), ε (Epsilon) and γ (Gamma) Cyg, forming the transverse line of the Northern Cross.

On June 1 , 2018 , MAC approved the name Fawaris for the Delta Cygni A component. Informally, it is also called Rukh.

In Chinese astronomy, the Cygnus Delta is known as the "Second Star of the Heavenly Ford". The Heavenly Ford asterism consists of 9 stars: ε, γ,δ ,30,α, v, τ, v, and ζ Cyg.

In the northeastern part of the constellation Cygnus not far from δ Cyg, there is a star cluster NGC 6811 (~3300 light-years from us). It can be observed even with binoculars with tenfold magnification. NGC 6811 is also also called "The Hole in the Cluster" because of the dark area in its center. The unusual arrangement of stars in the form of a corona surrounding a dark hole has no explanation yet. NGC 6811 lies far outside the galactic plane, being a relatively old cluster with an age of about a billion years. At birth, it could have numbered about 6 thousand stars, today there are about a thousand left in it.

 

δ Cyg (Дельта Лебедя) – это тройная звезда, состоящая из:
- бело-голубого гиганта класса B9 с массой в три солнечных,
- жёлто-белого карлика спектрального класса F, в полтора раза больше Солнца, который вращается на расстоянии 84-230 а.е. от первой звезды
- и третий компонент - оранжевый карлик класса К меньше Солнца, который является спутником основной пары более тяжёлых звёзд.

Из-за прецессионного цикла Земли (26 000 лет), она станет Полярной звездой на несколько веков около 11 250 г. н.э. после альфа Лебедя, Денеба. После этого больше тысячи лет Полярной звезды не будет, а около 14 500 г. н.э. Вега, альфа Лиры станет выполнять эту роль, начав новый цикл (Вега уже была Полярной звездой в 12 000 г. до н.э.)

Традиционно у Дельты Лебедя не было собственного имени. Она принадлежала к арабскому астеризму аль-Фаварис (الفوارس), что означает "Всадники" на арабском языке, вместе с ζ (Зетой), ε (Эпсилоном) и γ (Гамма) Лебедя, формирующим поперечную линию Северного (Христианского) Креста.

1 июня 2018 года MAC утвердил название Фаварис для компонента Delta Cygni A. Неформально ее называют также Rukh.

В китайской астрономии Дельта Лебедя известна как «Вторая звезда Небесного брода» -天津二. Астеризм «Небесный брод» (天津) состоит из 9 звезд: ε, γ, δ, 30, α, v, τ, ν и ζ Cyg.

В северо-восточной части созвездия Лебедь, недалеко от δ Cyg, расположено звездное скопление NGC 6811 (~3300 световых лет от нас). Его можно наблюдать даже с помощью бинокля с десятикратным увеличением. NGC 6811 также ещё называют «Дырой в скоплении» (англ. The Hole in the Cluster) из-за тёмной области в его центре. Необычное расположение звезд в виде короны, окружающей темную дыру пока не имеет объяснения. NGC 6811 лежит далеко вне галактической плоскости, являясь относительно старым скоплением с возрастом около миллиарда лет. При рождении оно могло насчитывать примерно 6 тыс звезд, на сегодня в нем осталось порядка тысячи.

 

Эпсилон

ε Cyg (Epsilon Cygni), Gienah (from the Arabiс جناح – “the wing”), similarly γ Corvi (Raven)), the orange giant

ε Cyg (Эпсилон Лебедя), Дженах, Гиенах (от араб. بناح – “крыло”), аналогично γ Corvi (Ворон)), оранжевый гигант

 

ε Cyg (Эпсилон Лебедя) – оранжевый гигант Epsilon Cygnus A, переходящий к последней стадии эволюции (начало сжигания гелия в ядре). Звезда находится на «сгибе крыла» и имеет название Gienah (от араб. جناح – «крыло»), но оно аще употребляется к одноименной звезде гамма Ворона. В китайской астрономии это девятая звезда астеризма «Небесный брод» (天津 Tiān Jīn), состоящего всего из 9 звезд: ε, γ, δ, 30, α, v, τ, ν и ζ Cyg.

У звезды есть не связанный с ней оптический двойник Эпсилон Лебедь B (красный карлик) и кандидат в спутники Эпсилон Лебедь С

ε Cyg (Epsilon Cygni) is an orange giant Epsilon Cygnus A, moving to the last stage of evolution (the beginning of the burning of helium in the core). It is located on the "fold of the wing" and has the name Gienah (from the Arabic جناح - "wing"), which is often used to refer to the eponymous star gamma Corvi (Raven). In Chinese astronomy, it is the ninth star of the asterism "Heavenly Ford" (天津 Tiān Jīn), consisting of only 9 stars: ε, γ, δ, 30, α, v, τ, v, and ζ Cyg

It has an unrelated optical twin Epsilon Cygnus B (red dwarf) and a candidate satellite Epsilon Cygnus C

 

 

 

Дзета Лебедя (ζ Cyg) - двойная звездная система в северном созвездии Лебедя. Она имеет видимую звездную величину 3,26 и, основываясь на измерениях параллакса, находится на расстоянии около 143 световых лет (44 парсека). Конец крыла после Дженах. Первичный компонент, ζ Cyg A является гигантской звездой со спектральным типом G8 IIIp. Наиболее вероятный статус - красный сгусток гиганта, эволюционировавшая звезда, в ядре которой началось слияние гелия. Его масса примерно в три раза превышает массу Солнца, а радиус его расширения примерно в 15 раз превышает радиус Солнца. Его внешняя атмосфера излучает в 112 раз ярче Солнца при эффективной температуре 4910 К. При этой температуре звезда светится желтым оттенком звезды G-типа[12].

Вторичный компонент, ζ Cyg B, представляет собой белый карлик типа DA4.2. Пара обращается вокруг друг друга каждые 6 489 дней (17,8 года) с эксцентриситетом 0,22. Белый карлик не может быть виден непосредственно, но, по оценкам, его видимая величина составляет 13,2.[3]

Дзета Лебедя имеет переизбыток бария, а также других тяжелых химических элементов в своей атмосфере, что делает ее так называемой "мягкой" бариевой звездой. Эти элементы были синтезированы другим членом системы, когда он проходил через стадию асимптотической гигантской ветви (AGB) своей эволюции, затем выброшен в своем звездном ветре и аккрецировался на текущий первичный компонент. До приобретения этой дополнительной массы Дзета Лебедя имела массу, примерно в 2,5 раза превышающую массу Солнца, в то время как более развитая звезда AGB имела три массы Солнца.[9]

 

η Эта

η Cyg (Eta Cygnus) is a star at the last stage of evolution of class K0 III, 52.5 times brighter than the Sun, has 5 visual companions

η Cyg (Эта Лебедя) – звезда на последней стадии эволюции класса K0 III, в 52,5 раза ярче Солнца, имеет 5 визуальных компаньонов

χ Чи

χ Cyg (Chi Cygnus) is the second variable star after the prototype - the star Mira (Amazing) in the constellation Cetus (Whale)

χ Cyg (Чи Лебедя) – вторая из переменных звезд после прототипа - звезды Mira (Удивляющая) в созвездии Cetus (Кит)

 

χ Cyg (Cygnus Chi) is the asymptotic red giant AGB, the second variable star after the prototype - the star Mira (Amazing) in the constellation Cetus (Whale)

χ Cyg (Чи Лебедя) - асимптотический красный гигант AGB, вторая из переменных звезд после прототипа - звезды Mira (Удивляющая) в созвездии Cetus (Кит)

 

κ Каппа

Каппа Лебедя (лат. Kappa Cygni, κ Cyg) — звезда в северном созвездии Лебедя. Обладает видимой звёздной величиной 3,8,[ благодаря чему доступна для наблюдения невооружённым глазом. В пределах созвездия образует конец левого крыла лебедя. Радиант метеорного потока Каппа-Цигниды расположен в 5° к северу от данной звезды.

Исследование спектра звезды выявило, что она соответствует спектральному классу G9 III, класс светимости 'III' показывает, что звезда исчерпала запас водорода в ядре и перешла на стадию гиганта. Светимость звезды меняется, при этом звёздная величина варьируется в пределах от 0.01 до 0.02 относительно среднего значения. … Внешняя оболочка обладает эффективной температурой 4920 K, что соответствует жёлто-оранжевому цвету звезды вблизи перехода от спектрального класса G к классу K.

υ Cygni

Ипсилон Лебедя (лат. υ Cygni) — звезда в северном созвездии Лебедя. Доступна для наблюдения невооружённым глазом, видимая звёздная величина равна 4,43. На основе измеренного значения годичного параллакса, равного 5,08 мсд, получена оценка расстояния до объекта — приблизительно 640 световых лет от Солнца.

Ипсилон Лебедя является звездой главной последовательности спектрального класса B2 Vne. Индекс 'e' показывает, что объект является Be-звездой; звезда быстро вращается и окружена вращающимся газовым диском. Звезда обладает высоким значением проекции скорости вращения — около 230 км/с. …

Ипсилон Лебедя обладает массой 9,3 массы Солнца и радиусом 4,7 радиуса Солнца. Быстрое вращение придаёт звезде сплюснутую форму, радиус экватора звезды на 18% больше полярного радиуса.[ Светимость превышает солнечную в 7305 раз, эффективная температура внешней атмосферы равна 22000 K.

Звезда проявляет переменность светимости, включая короткопериодические пульсации с периодами 2,95 и 2,6 пиков в сутки, а также случайные вспышки, происходящие раз в несколько лет. Такие вспышки могут быть связаны с моментами потери массы. Возможно, звезда является спектральной двойной, но методами спекл-интерферометрии не был обнаружен второй компонент. Вариации лучевой скорости могут быть следствием объекта-компаньона с периодом обращения около 11,4 лет.

P Cygni

P Лебедя (лат. P Cygni) — переменная звезда в созвездии Лебедя. Является ярко-голубым переменным гипергигантом, относящимся к спектральному типу B1Ia+, что делает её одной из самых ярких звёзд Млечного Пути. Находится на расстоянии около 6000 световых лет (примерно 2000 пк) от Земли.

Впервые была зафиксирована Виллемом Блау 8 августа 1600 года во время вспышки, длившейся около шести лет и повысившей видимую звёздную величину до 3. Следующая вспышка произошла в 1654—1655 годах и также длилась несколько лет. Лишь спустя век звезда вернулась к своей первоначальной звёздной величине, равной примерно 5.

В настоящее время звезда медленно охлаждается, что приводит к изменению её спектра от ультрафиолетового к видимому.

Ярко-голубые переменные звёзды, к которым относится P Лебедя, очень редки и недолговечны, формируются только в областях с интенсивным звёздообразованием. Такие звёзды расходуют своё ядерное топливо так быстро, что их жизнь длится не более нескольких миллионов лет, после чего они превращаются в сверхновую. Несмотря на то, что P Лебедя считается одной из первых обнаруженных ярких голубых переменных, она проявляет нетипичные признаки. Обычно яркие голубые переменные испытывают изменения блеска с периодами от нескольких лет до десятилетий, при этом иногда происходят вспышки с существенным повышением блеска. Но P Лебедя меняет блеск и вид спектра очень слабо после нескольких вспышек в XVII веке. Похожим образом ведет себя Эта Киля.

P Лебедя показывает признаки крупных вспышек примерно 900, 2100 и 20000 лет назад. В менее давние времена происходило медленное увеличение видимой звёздной величины и понижение температуры, что считается признаком ожидаемой эволюционной стадии перехода массивной звезды к красному сверхгиганту.

P Лебедя дала название особенности в спектре, называемой профилем типа P Лебедя, в нём присутствуют как признаки поглощения, так и признаки излучения в одной и той же линии, что означает наличие расширяющейся газовой оболочки. Эмиссионные линии возникают в плотном звёздном ветре вблизи звезды, а смещенные в синюю сторону области поглощения возникают при прохождении излучения через слой околозвездного вещества, быстро расширяющегося в направлении наблюдателя. Такие профили можно использовать при исследовании звёздного ветра во многих типах звёзд.

Размер области звёздного ветра, излучающей линию H-альфа, составляет 5,64 ± 0,21 миллисекунды дуги. При оценке расстояния в 1700 парсеков такая область должна простираться примерно на 26 радиусов звезды.

τ Cyg, Тау

Тау Лебедя (τ Cyg, τ Cygni, τ Лебедя) — двойная звёздная система в созвездии Лебедя, на расстоянии 68 световых лет от Земли с периодом обращения 49,6 года.

Компонентами системы являются жёлто-белый субгигант GJ 822.1 A со спектральным классом F2IV и жёлтая звезда главной последовательности GJ 822.1 B со спектральным классом G0V. Температура поверхности основного компонента составляет от 6000 до 7500 К. Он крупнее, горячее и в несколько раз ярче Солнца. Второй компонент по размерам, светимости и поверхностной температуре похож на Солнце. Видимые звёздные величины — 3.84 и 6.44 соответственно.

Амплитуда изменения совокупного блеска компонентов Тау Лебедя находится в пределах от 3.65 до 3.75 звёздной величины, хотя переменным является только компонент А. Данная особенность позволяет классифицировать Тау Лебедя как переменную типа δ Щита.

χ Cyg, Чи Лебедя

Хи Лебедя (χ Cygni, χ Cyg) — переменная звезда типа Миры, которая находится в созвездии Лебедь на расстоянии около 550 световых лет от нас.

χ Лебедя представляет собой звезду, находящуюся на этапе преобразования из карлика в красный гигант. Она периодически увеличивается в размерах, при этом колебания диаметра составляют от 450 миллионов километров до 720 миллионов километров (470 солнечных радиусов). Если звезду поместить в центр Солнечной системы, то она поглотила бы Землю и главный пояс астероидов. Период колебаний равен 408 суткам. В момент максимума яркости χ Лебедя видна невооружённым глазом. Масса звезды примерно равна двум массам Солнца, а температура поверхности — 3000 градусам по Кельвину.

Спектральный анализ звезды показал, что в её составе в большом количестве присутствует технеций — элемент, не имеющий стабильных изотопов (период полураспада самого долгоживущего — 4,2 млн лет, что во много раз меньше возраста звезды). Это означает, что в этой звезде происходит синтез технеция. Вероятно, это может быть объяснено ядерными реакциями с захватом нейтронов, что характерно для звёзд S- и MS-классов и соответствует классической модели s-процесса, при котором каждое атомное ядро может захватывать несколько нейтронов.

Наблюдения в инфракрасном диапазоне показали, что χ Лебедя окружает пылевая оболочка, состоящая, в основном, из силикатов и графита. Температура пылевой оболочки во внутреннем радиусе приблизительно равна 450 градусам по Кельвину.

Согласно общепринятой теории звёздной эволюции, наше Солнце через 5 миллиардов лет должно стать похожим на χ Лебедя, поэтому изучение данной системы позволит прояснить далёкое будущее Солнечной системы.

16 Лебедя

16 Лебедя — тройная система с двумя похожими на Солнце звёздами и планетой, в 1999 году к системе было отправлено радиопослание жителей Земли внеземным цивилизациям.

16 Лебедя (16 Cygni) — тройная звёздная система, находящаяся примерно в 70 световых годах от Земли в созвездии Лебедя. Система состоит из двух похожих на Солнце жёлтых карликов и тусклого красного карлика. В 1996 году у компонента 16 Лебедя B была обнаружена экзопланета.

16 Лебедя является иерархической тройной системой. Звёзды A и C составляют двойную систему. Их элементы орбиты неизвестны, в проекции их разделяет 73 астрономические единицы[6]. На расстоянии 860 а. е. от компонента A располагается третий компонент системы — звезда 16 Лебедя B. Согласно данным, полученным в 1999 году, компонент B обращается относительно пары AC с периодом от 18 000 до 1,3 млн лет, при этом большая полуось орбиты может иметь значения от 877 до 15 180 а. е.

Компоненты 16 Лебедя A и B подобны нашему Солнцу и являются жёлтыми карликами. Массы звёзд отличаются от солнечной на несколько процентов. Оценки возрастов обеих звёзд немного различаются, но можно с уверенность сказать, что обе намного старше Солнца, их возраст примерно 10 миллиардов лет. Гонсалес и др. в 2001 году, Рамирес и др. в 2011 году и Туччи Мйя и др. в 2014 году обнаружили разницу в металличности между двумя жёлтыми карликами XO-2 в 0,04 dex.

О компоненте 16 Лебедя С известно лишь то, что он скорее всего является красным карликом.

В 1996 году у 16 Лебедя B была обнаружена экзопланета 16 Лебедя B b. Как и для большинства обнаруженных экзопланет применялся метод анализа изменения лучевой скорости звезды, дающий лишь нижнюю границу массы планеты: 1,68 масс Юпитера в данном случае. В отличие от планет Солнечной системы, планета имеет сильно вытянутую орбиту. Планета обращается вокруг звезды за 799 суток, максимально приближаясь на 0,54 а. е. в периастре и максимально удаляясь на 2,8 а. е. в апоастре.

В 1999 году с помощью планетного радиолокатора, расположенного в Крыму под Евпаторией, в направлении 16 Лебедя и нескольких похожих на Солнце звёзд было отправлено радиопослание Cosmic Call 1. В ноябре 2069 года послание должно достигнуть 16 Лебедя.

17 Лебедя

17 Лебедя (17 Cygni) — двойная звёздная система в созвездии Лебедя. Имеет видимую звёздную величину +5,00, и, согласно шкале Бортля, видна в ночном пригородном небе. Измерения, проведённые спутником Hipparcos, показывают, что годовой сдвиг параллакса составляет 0,0478″, что эквивалентно расстоянию около 68,2 световых лет (20,9 пк) от Солнца. 17 Лебедя имеет относительно высокое собственное движение, проходя небесную сферу со скоростью 0,451″ в год.

Первичный компонент является звездой главной последовательности спектрального класса F7, масса звезды — 1,24 солнечных, радиус — 0,95-1,1 солнечных. Звезде около 2,8 миллиардов лет, светимость — 3,66 солнечных. Эффективная температура атмосферы 6455 К придаёт звезде жёлто-белый оттенок.

Второй компонент системы отстоит на 791,40 угловых секунды, это красный карлик спектрального класса M0,4.

30 Лебедя

30 Лебедя — звезда спектрального класса A5III в созвездии Лебедя. Её видимая звёздная величина составляет 4,83 и находится на расстоянии 645 световых лет (197,71 парсек).

Обозначение Байера ο (омикрон) по-разному применялось к двум или трём звёздам 30, 31, и 32 Лебедя. 30 Лебедя иногда обозначалась как ο1 Лебедя, так же как и 31 и 32 Лебедя, которые обозначались как ο2 и ο3 соответственно. Для большей ясности, предпочтительнее использовать обозначение Флеместида 30 Лебедя.

30 Лебедя находится на расстоянии 6 угловых минут от 31 Лебедя A и 7 угловых минут от 31 Лебедя B. Эта двойная звезда также известна как ο¹ Лебедя.

61 Cyg

61 Лебедя (лат. 61 Cygni) - двойная звездная система в созвездии Лебедя, состоящая из пары карликовых звезд K-типа, которые обращаются вокруг друг друга с периодом около 659 лет. С видимой магнитудой 5,20 и 6,05 соответственно их можно увидеть в бинокль в городском небе или невооруженным глазом в сельской местности без светового загрязнения. Находится на расстоянии 11,40 светового года (3,503 пк) от Солнца.

Масса 61 Лебедя A и 61 Лебедя B составляет 0,70 и 0,63 масс Солнца, а радиус — 0,665 и 0,595 радиуса Солнца соответственно.

61 Лебедя можно найти с помощью бинокля 7×50 к юго-востоку от яркой звезды Денеб. Угловое расстояние между звёздами немного больше, чем угловой размер Сатурна (16-20"). Таким образом, при нормальных условиях, двойную систему можно увидеть уже с помощью телескопа с апертурой 70 мм и более.

61 Лебедь впервые привлек внимание астрономов, когда его большое собственное движение было впервые продемонстрировано Джузеппе Пиацци в 1804 году. В 1838 году Фридрих Бессель измерил ее расстояние от Земли примерно в 10,4 световых года, что очень близко к фактическому значению около 11,4 световых лет; это была первая оценка расстояния для любой звезды, кроме Солнца, и первая звезда, у которой был измерен ее звездный параллакс. Среди всех звезд или звездных систем, перечисленных в современном каталоге Гиппаркос, 61 Лебедь имеет седьмое по величине собственное движение и самое высокое среди всех видимых звезд или систем.

В течение двадцатого века несколько разных астрономов сообщали о наличии массивной планеты, вращающейся вокруг одной из двух звезд, но недавние высокоточные наблюдения за лучевой скоростью показали, что все подобные утверждения были необоснованными. На сегодняшний день не подтверждено наличие планет в этой звездной системе.

Хотя невооруженным глазом 61 Лебедь кажется одиночной звездой, она представляет собой удаленную двойную звездную систему, состоящую из двух звезд K-класса (оранжевых), более ярких 61 Лебедя A и более слабых 61 Лебедя B, которые имеют видимые величины 5,2 и 6,1 соответственно. Обе, по-видимому, являются звездами старого диска, с предполагаемым возрастом, который старше Солнца. На расстоянии чуть более 11 световых лет это 15-я ближайшая известная звездная система к Земле (не считая Солнца).

61 Лебедь А является четвертой ближайшей звездой, видимой невооруженным глазом для наблюдателей северных средних широт, после Сириуса, Эпсилона Эридана и Проциона А. Эта система совершит свое ближайшее сближение примерно в 20 000 году н. э., когда расстояние от Солнца составит около 9 световых лет. Меньше и тусклее Солнца, 61 Лебедь А имеет около 70 процентов солнечной массы, 72 процента своего диаметра и около 8,5 процента своей светимости, а

61 Лебедь В имеет около 63 процентов солнечной массы, 67 процентов своего диаметра и 3,9 процента своей светимости. Долгосрочная стабильность 61 Лебедя A привела к тому, что он был выбран в качестве "якорной звезды" в системе классификации Моргана-Кинана (MK) в 1943 году, выступая в качестве С тех пор K5 стал "точкой привязки".Начиная с 1953 года 61 Лебедь B считается стандартной звездой K7 V (Johnson & Morgan 1953, Кинан и Макнил 1989).

 

SS Лебедя

SS Лебедя — самая яркая карликовая новая и вторая обнаруженная (после U Близнецов), Луизой Д. Уэллс (Louisa D. Wells) в обсерватории Гарвардского колледжа в 1896 году. Звезда является прототипом переменных звёзд типа SS Лебедя и одной из самых наблюдаемых переменных. Она находится на расстоянии около 90 световых лет от Земли в созвездии Лебедя и состоит из оранжевого карлика массой 0,6 солнечных и белого карлика массой 0,4 массы Солнца, вращающихся вокруг друг друга за 6 часов 38 минут на расстоянии 160 000 км или даже меньше с наклонением около 50 градусов.

Три четверти времени, SS Лебедя никак не проявляет свою переменность, оставаясь звездой с видимой величиной 12,2^m, но внезапно она начинает увеличивать светимость и достигает пика яркости 8,3^m примерно в течение дня. Вспышка длится от 1 до 2 недель и повторяется на характерном интервале от 4 до 10 недель со средним временем между вспышками 54 дня. Кроме того, существуют случайные аномальные вспышки широкой и симметричной формы на кривой блеска, которые показывают медленный рост и такое же медленное падение. Хотя звезда обычно производит характерные вспышки с момента её открытия, однако в период с 1907 по 1908 год, звезда не произвела ни одной вспышки, а только лишь претерпевала незначительные колебания своей яркости.

Более тщательное изучение кривой блеска показывает, что общий интервал вспышек состоит из комбинации двух интервалов: длинного — L и короткого — S, каждый из которых имеет продолжительность около 18 и 8 дней соответственно. Статистический анализ кривой блеска SS Лебедя показывает, что наиболее распространённой последовательностью вспышек является LS (134 случая), далее следуют LLS (69), LSSS (14), и LLSS (8). Все вместе эти последовательности представляют 89% изученных вспышек.

В соответствии с доминирующей теорией, описывающей поведение звёзд типа SS Лебедя, можно с достаточной точностью предсказать будет ли взрыв длинным или коротким. Основной причиной длины вспышки является количество массы в аккреционном диске, окружающем белый карлик: короткие вспышки соответствуют умеренному выпадению вещества, а длительные являются результатом выпадения большого количества материала со звезды-донора.

KIC 9832227

KIC 9832227 — тесная двойная (по другим данным — тройная) звёздная система в созвездии Лебедя. Находится на расстоянии 1800 св. лет от Солнца. Для первоначально определённой как двойной звёздной системы по последним исследованиям лучше подходит модель тройной. Является затменно-двойной звездой с периодом обращения 11 часов. В 2013 году, подняв данные за последние полтора десятка лет наблюдений за системой, учёные смогли выяснить, что период вращения светил вокруг общего центра масс сокращается. Было предсказано столкновение звёзд этой системы в 2022 году (плюс-минус 1 год), которое приведёт к появлению особой яркой красной новой звезды.

    Это будет очень резкое изменение в небе, и любой человек сможет увидеть это. Вам не понадобится телескоп, чтобы сказать мне в 2023 году, прав я был или нет. Хотя отсутствие взрыва разочарует меня, любой альтернативный исход будет не менее интересным, — утверждает профессор Ларри Мольнар.

Согласно другим исследованиям данного предсказания, в расчётах были допущены ошибки и слияние будет происходить в иное время.

 

HD 185269

HD 185269 — звезда, которая находится в созвездии Лебедя на расстоянии около 155 световых лет от нас. Вокруг звезды обращается, как минимум, одна планета.

HD 185269 представляет собой жёлтый субгигант с массой и диаметром, равными 1,28 и 1,88 солнечных соответственно. Температура поверхности звезды достигает 5980 кельвинов.

В 2006 году группой астрономов из консорциума N2K во главе с Деброй Фишер было объявлено об открытии планеты HD 185269 b в системе. Это газовый гигант с массой, равной 0,94 массы Юпитера. Она обращается очень близко к родительской звезде — на расстоянии 0,077 а. е., поэтому её причисляют к классу горячих юпитеров. Полный оборот вокруг звезды планета совершает всего лишь за 6,8 суток.

HD 187123

HD 187123 — звезда главной последовательности G-класса 8-й звёздной величины, находящаяся примерно в 156 световых годах от нас в созвездии Лебедь. Её не видно невооружённым глазом, но легко рассмотреть в бинокль или телескоп. В 1998 году группой астрономов было объявлено об открытии планеты HD 187123 b. Затем в 2006 году была открыта вторая планета в системе — HD 187123 c. Обе планеты были подтверждены в 2009 году.

HAT-P-7

HAT-P-7 — звезда в созвездии Лебедя. Находится приблизительно в 1044 св. годах от Солнца. Является жёлто-белый карликом спектрального класса F8. Видимая звёздная величина звезды +10,5 m и это означает, что она не видима невооружённым глазом, но может быть обнаружена небольшим телескопом в ясную тёмную ночь. Звезда имеет, по крайней мере, одну планету HAT-P-7 b, которая была открыта спутником Кеплер.

HAT-P-11

HAT-P-11 (Kepler-3) — звезда, которая находится в созвездии Лебедя на расстоянии около 123 световых лет от нас. Вокруг звезды обращается, как минимум, одна планета. Звезда относится к классу оранжевых карликов, и по своим размерам и массе немного уступает нашему Солнцу. Её диаметр и масса равны 0,75 и 0,8 солнечных соответственно. Температура поверхности звезды достигает 4850 кельвинов. HAT-P-11 входит в поле обозрения орбитального телескопа Кеплер, и поэтому имеет дополнительное наименование Kepler-3.

В 2009 году в рамках проекта HATNet командой астрономов было объявлено открытие планеты HAT-P-11 b. Эта планета немного больше Нептуна, её масса приблизительно равна 17 массам Земли. Она обращается очень близко к родительской звезде — на расстоянии около 0,05 а. е., что говорит о высокой температуре в верхних слоях её атмосферы. Год на ней длится почти пять дней/

NML

NML Лебедя (V1489 Лебедя) — звезда, красный гипергигант, находится в созвездии Лебедь. Это одна из крупнейших звёзд, известных в настоящее время, с радиусом, равным 1642—2775 радиусам Солнца. Расстояние до неё оценивается примерно в 1,6 килопарсека или около 5300 световых лет.

NML Лебедя обнаружили в 1965 году Д. Нойгебауэр, Мартц и Р. Лейтон, которые описали две чрезвычайно яркие красные звезды, их цвет был описан, как у объектов с температурой тела 1000 кельвинов. NML происходит от первых букв открывателей этой звезды. Вторую звезду, которую они открыли, они назвали NML Тельца[8], но теперь она известна под именем K Тельца. …

Радиус NML Лебедя в 1642 раза больше солнечного при температуре 3250 К и в 2775 раз больше солнечного при температуре 2500 К, если поместить её в центре Солнечной системы, то она займёт всё космическое пространство до орбиты Юпитера, заполняя более половины разрыва между Солнцем и Сатурном или всю орбиту Сатурна при максимальном размере. Объём NML Лебедя равен примерно 21,4 млрд объёмов Солнца (максимум). Болометрическая светимость NML Лебедя составляет примерно 272 000 светимости Солнца, а масса NML Лебедя в 50 раз больше солнечной.

KY Cygni

KY Лебедя (лат. KY Cygni) — звезда, которая находится в созвездии Лебедь на расстоянии около 5153 световых лет от нас. Это одна из самых крупных звёзд, известных науке.

KY Лебедя представляет собой гипергигант, радиус которого равен 1420 солнечных. Масса звезды превышает солнечную в 25 раз, а светит она в 270 000–1 100 000 раз ярче нашего Солнца. KY Лебедя является примером пограничной звезды; объект с меньшей светимостью уже не будет являться гипергигантом. Но при светимости в 1 100 000 солнечных размер оценивается в 2850 радиусов Солнца.

Лебедь OB2-12. Cygnus OB2-12

Лебедь OB2-12 — очень яркая звезда (голубой гипергигант) в созвездии Лебедь. Расстояние до звезды — приблизительно 5000 световых лет. Входит в состав одной из ближайших к нам ОВ-ассоциаций в Млечном пути Лебедь OB2. Абсолютная болометрическая звёздная величина равна −10,9m (весь спектр электромагнитного излучения). Светимость звезды приближается к верхнему пределу звёздной светимости. Благодаря этому, яркость звезды почти в 2 миллиона раз больше яркости Солнца. Звезда расположена в Млечном пути, поэтому свет звезды сильно поглощается межзвёздной пылью, в результате чего видимый блеск составляет +11,4m, и для поиска звезды необходим небольшой телескоп. Лебедь OB2-12 является одним из ближайших к Солнцу гипергигантов, ближе чем общеизвестная Эта Киля.

По сравнению с Солнцем, звезда огромна — её поперечник больше диаметра земной орбиты и немного меньше диаметра орбиты Марса — 350 млн. километров. Масса звезды оценивается в 110 масс Солнца.

Если бы свет «Лебедя OB2-12» не поглощался межзвёздной пылью, то видимая звёздная величина звезды составила бы приблизительно 1,5^m, что сравнимо с блеском Денеба (α Лебедя).

Cygnus OB2 #12 is an extremely luminous blue hypergiant with an absolute bolometric magnitude (all electromagnetic radiation) of −10.9, among the most luminous stars known in the galaxy. This makes the star nearly two million times more luminous than the Sun, although estimates were even higher when the star was first discovered. It is now known to be a binary, with the companion approximately a tenth as bright. A very approximate initial estimate of the orbit gives the total system mass as 120 M☉ and the period as 30 years.

ν Cyg, Ню Лебедя

Ню Лебедя — звезда в созвездии Лебедя. Находится на расстоянии 374 световых года (114 парсек) от Земли. Относится к гигантам спектрального класса A. Ню Лебедя представляет собой звезду спектрального класса A0III. Ню Лебедя видна невооружённым глазом, поскольку имеет видимую звёздную величину 3,94. Светимость Ню Лебедя составляет 412 солнечных. Масса и радиус Ню Лебедя составляют 3,62 и 1,90 солнечных соответственно.

σ Cyg, Сигма

Сигма Лебедя (лат. σ Cygni) — голубой сверхгигант в созвездии Лебедя. Видимая звёздная величина равна 4,2. Объект принадлежит звёздной ассоциации Лебедь OB4 и находится на расстоянии 3300 световых лет от Солнца.

Вследствие расположения в диске Галактики, излучение звезды испытывает заметное поглощение межзвездной пылью: покраснение составляет 0.2 звёздной величины, а в целом поглощение составляет 0.6 звёздной величины в видимом диапазоне спектра. Если учесть данные эффекты,то светимость звезды можно оценить как 50000 светимостей Солнца. …

Химический состав звезды необычен. Содержание гелия довольно высокое, содержания же азота, кальция, церия и европия крайне высоки в сравнении с аналогичным количестваи в Солнце. Содержание углерода и алюминия мало по сравнению с солнечным налогичными.

ρ Cyg, Ро

Ро Лебедя (лат. ρ Cygni) — жёлтая звезда в северном созвездии Лебедя. Видна невооружённым глазом, видимая звёздная величина равна 4,02. Годичный параллакс равен 26,39 мсд, что соответствует расстоянию 124 световых года. Звезда удаляется от Солнца с лучевой скоростью +6,88 км/с. Объект входит в состав населения тонкого диска Млечного Пути.

Ро Лебедя (лат. ρ Cygni) — жёлтая звезда в северном созвездии Лебедя. Видна невооружённым глазом, видимая звёздная величина равна 4,02. Годичный параллакс равен 26,39 мсд, что соответствует расстоянию 124 световых года. Звезда удаляется от Солнца с лучевой скоростью +6,88 км/с. Объект входит в состав населения тонкого диска Млечного Пути.

Ро Лебедя является ярким рентгеновским источником со светимостью 10,26⋅1029 эрг/с. Максимальная величина магнитного поля составляет 7,3 ± 0,5 Гс у поверхности.

 

Тета

Тета Лебедя (θ Лебедя, Theta Cygni, θ Cygni, сокращ. Theta Cyg, θ Cyg) — звезда в северном созвездии Лебедя. Тета Лебедя имеет видимую звёздную величину +4.48m, и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на городском небе (англ. City sky).

Тета Лебедя (латинизированный вариант лат. Theta Cygni) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году[.Звезда имеет обозначение η (Тета — 8-я буква греческого алфавита), однако, сама звезда — 24-я по яркости в созвездии.

Тета Лебедя —звезда, имеющая несколько спутников. Обозначения компонентов как Тета Лебедя AB,AC, AD, AE и EF вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС).

Тета Лебедя A — карликовая бело-желтая звезда спектрального класса F3V, также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Масса звезды 1.35-1,39 солнечных, радиус – 1,49 солнечного, светимость выше в 4,26 раза. Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её тогда надо было бы поместить на расстоянии 2,11 а.е., то есть во внутреннюю части главного пояса астероидов, а более конкретно почти на орбиту астероида (149) Медуза, чья большая полуось орбиты равна 2,17 а.е. Причём с такого расстояния тогда Тета Лебедя выглядела бы на почти на 27 % меньше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли.

Тета Лебедя A и Тета Лебедя B отдалены друг от друга на угловое расстояние в 3 ″… Если мы будем смотреть со стороны Тета Лебедя B на Тета Лебедя A, то мы увидим бело-жёлтую звёзду, которая светит с яркостью от −20,08m, то есть с яркостью 866,57 Лун в полнолуние. (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). … С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Тета Лебедя A на Тета Лебедя B, то мы увидим красную звёздочку, которая светит с яркостью −11,54m, то есть с яркостью 0,33 Лун в полнолуние. … К сожалению, об орбитах других компонент ничего не известно. Единственное, что можно предположить, это то, что Тета Лебедя EF удалён на угловое расстояние в 117 ″[15], что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 1500 а.е.. Также известно то, что компонент Тета Лебедя EF имеет довольно похожие значения, параллакса лучевой скорости и собственного движения и с очень большой долей вероятности он входит в систему Тета Лебедя.

 

R Cygni

R Лебедя (лат. R Cygni) — переменная звезда типа Миры Кита в созвездии Лебедя. Удалена на угловое расстояние менее 4' от θ Лебедя. Это красный гигант асимптотической ветви, находится на расстоянии около 2200 световых лет от Солнца. Звезда относится к спектральному классу S, подкласс варьирует от S2.5,9e до S6,9e(Tc).

Звёзды S-типа с массами как у R Лебедя неустойчивы по отношению к пульсациям, их светимость меняется. R Лебедя обладает минимальной видимой звёздной величиной 6,1 в максимуме блеска и минимальной видимой звёздной величиной 14,4, период изменения равен 426,45 суткам/

Омега 1 и 2

ω 1, ω 2 (Омега 1, Омега 2) – одиночные звезды в созвездии Лебедь. C вероятностью 58,3%, ω 2 Cygni входит в поток Геркулеса.

Туманность Омега (также известная как туманность Лебедь, Подкова, Лобстер, M 17 и NGC 6618) является областью H II в созвездии Sagittarius (Стрелец).

Была открыта Филиппом Луи де Шезо в 1745 году. Шарль Мессье внес его в каталог в 1764 году. Это одно из самых богатых звездных полей Млечного Пути, расположенное в северных двух третях созвездия Стрельца

ω 1, ω 2 (Omega 1, Omega 2) are single stars in the constellation Cygnus. With a probability of 58.3%, ω 2 Cygni enters the Hercules stream.

The Omega Nebula, also known as the Swan Nebula, Checkmark Nebula, Lobster Nebula, and the Horseshoe Nebula (catalogued as Messier 17 or M17 or NGC 6618) is an H II region in the constellation Sagittarius.

It was discovered by Philippe Loys de Chéseaux in 1745. Charles Messier catalogued it in 1764. It is by some of the richest starfields of the Milky Way, figuring in the northern two-thirds of Sagittarius.

WR 136

WR 136 (другие обозначения — V1770 Cyg, AG+38 1977, GSC 03151-01765, BD+37 3821, HD 192163, HIC 99546, HIP 99546, GC 28056, SAO 69592, IRAS 20102+3812, 2MASS J20120654+3821178) — звезда класса Вольфа-Райе в созвездии Лебедя. Звезда находится в центре туманности NGC 6888 («Туманность Полумесяц») на расстоянии около 6 700 световых лет от Земли. Звезда WR 136 в 5,10 раз больше и в 21 раз тяжелее Солнца, температура её поверхности около 70 800 К. Светимость звезды WR 136 примерно в 600 000 раз больше Солнца, а её возраст оценивается в 4,7 млн лет. Предположительно, в ближайшие нескольких миллионов лет WR 136 вспыхнет, как сверхновая.

 

Звезды WR — это стадия в жизни голубых сверхгигантов, заключительная и очень непродолжительная. Как только сверхгигант класса О переходит от "сплавления" водорода в ядре к "сплавлению" гелия и начинает в силу определенных причин активно терять свою массу в звездном ветре, он становится звездой Вольфа-Райе. Хотя все массивные звезды рано или поздно начинают "сплавлять" в недрах гелий, далеко не все переживают стадию звезды WR. Здесь требуются только "самые-самые" — звезды массами не менее 40 солнечных, если звезда одиночная (больше масса – выше температура – мощнее звездный ветер). И не менее 20 солнечных, если система двойная или кратная (здесь звездному ветру способствует звезда-компаньон, перетягивающая на себя вещество соседки).

Таким массивным звездам, как сверхгиганты класса О, хватает энергии гравитации, чтобы зажечь в недрах не только гелий. – Возрастающие при сжатии ядра температура и плотность позволяют запустить дальнейшие углеродное, кислородное, неоновое, и наконец, кремниевое "горения" с синтезом элементов вплоть до группы железа. После того как в ядре сверхгиганта при температурах около 150 млн. градусов загорается гелий, внешние слои звезды чудовищно расширяются — размер звезды увеличивается приблизительно в 100 раз. – Звезда входит в новую стадию эволюции — стадию красного сверхгиганта. В дальнейшем он сбрасывает остаточную оболочку из водорода. В итоге остается горящее ядро из гелия (и некоторых более тяжелых элементов), активно теряющее вещество в звездном ветре, которое становится самостоятельным светилом — звездой Вольфа-Райе. Таким образом, можно утверждать, что звезды WR — это гелиевые остатки массивных звёзд, сбросившие (в виде водородной оболочки) и продолжающие сбрасывать (в виде звездного ветра) значительную часть массы.

Срок жизни массивных звезд и без того невелик — всего несколько миллионов лет, а длительность заключительной стадии эволюции в виде звезды WR и того меньше — всего 200-300 тысяч лет.

По мере образования всё более тяжёлых элементов в ядре звезды из кремния синтезируется железо. Это последний экзотермический синтез в ядре. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших термоядерных реакций, энергия которых обеспечивала гидростатическое равновесие звезды. В определенный момент давление в железном ядре уже не в состоянии противостоять весу вышележащих слоёв звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества. Ядро в буквальном смысле обрушивается к центру, со скоростью до четверти световой, формируя нейтронную звезду с температурой около 100 млрд. градусов. (А если масса звезды WR составляла более 30 солнечных масс, нейтронная звезда претерпевает дальнейший коллапс и формирует чёрную дыру). В момент коллапса ядра и дальнейшего грандиозного взрыва – вспышки сверхновой (типов Ib\c) высвобождается энергия порядка $10^{53}$эрг. Почти столько же вся наша Галактика излучает за год во всем электромагнитном спектре. Стадию звезды Вольфа-Райе ещё называют предсверхновой.

Почти половина всех звезд нашей Галактики находятся в двойных или кратных системах. «Помочь» массивной звезде в двойной системе превратиться в звезду Вольфа-Райе может второй компаньон. … Через ~300 тыс. лет следует неизбежный взрыв звезды WR как сверхновой, и теперь система состоит из нейтронной звезды или черной дыры и сверхгиганта класса О. … Зачастую двойные и кратные системы со звездами Вольфа-Райе бывают окружены туманностями и пылью с выраженной спиральной структурой. Такие «спирали» создаются высокоэнергичными ветрами из газа и пыли, которые вырываются наружу и переплетаются по мере того, как две массивные звезды вращаются друг вокруг друга.

Сверхмассивные (массой более 40 солнечных) быстровращающиеся звезды Вольфа-Райе – прямые кандидаты в гиперновые. Сила взрыва гиперновой может в 100 раз превышать силу взрыва сверхновой. Они являются источниками длинных гамма-всплесков, которые считаются одними из самых мощных взрывных процессов во Вселенной. … Предполагается, что в нашей Галактике гиперновая взрывается в среднем один раз в 200 млн. лет.

 

V404 Лебедь

 

V404 Лебедь - микроквазар и двойная система в созвездии Лебедя. Она содержит черную дыру с массой около 9 M☉ и раннюю K -гигантскую звезду-компаньона с массой немного меньше Солнца. Звезда и черная дыра обращаются вокруг друг друга каждые 6,47129 суток на довольно близком расстоянии. Из-за их близости и сильной гравитации черной дыры звезда-компаньон теряет массу в аккреционном диске вокруг черной дыры и, в конечном счете, в самой черной дыре.

Буква "V" в названии указывает на то, что это переменная звезда, которая со временем становится то ярче, то слабее. Она также считается новой, потому что по крайней мере три раза в 20 веке она производила яркие вспышки энергии. Наконец, это переходный процесс с мягким рентгеновским излучением, потому что он периодически испускает короткие вспышки рентгеновского излучения.

Спутник черной дыры был предложен в качестве кандидата на роль Q-звезды.

История наблюдений
Эта система была впервые отмечена как Новая Лебедя 1938 года и получила обозначение переменной звезды V404 Лебедя. Считалось, что это обычная "умеренно быстрая" новая звезда, хотя во время спада были отмечены большие колебания. Он был обнаружен после максимального освещения, и фотографический диапазон магнитуд был измерен в 12,5–20,5.

22 мая 1989 года японская команда Ginga обнаружила новый источник рентгеновского излучения, который был занесен в каталог как GS 2023+338. Этот источник был быстро связан с V404 Cygni, который, как было обнаружено, снова вспыхнул как Новая Лебедь 1989.

Последующие исследования показали ранее незамеченную вспышку в 1956 году. В 1979 году также наблюдалось возможное осветление.

В 2009 году черная дыра в системе V404 Лебедя стала первой черной дырой, у которой было точное измерение параллакса для определения ее расстояния от Солнечной системы. Расстояние, измеренное с помощью интерферометрии с очень длинной базовой линией с использованием высокочувствительной матрицы, составляет 2,39±0,14 килопарсека[16] или 7800±460 световых лет.

В апреле 2019 года астрономы объявили, что струи частиц, вылетающие из черной дыры, колебались взад и вперед порядка нескольких минут, чего никогда раньше не наблюдалось в струях частиц, вылетающих из черной дыры. Астрономы полагают, что колебание вызвано эффектом Линза-Тирринга из-за искривления пространства/времени огромным гравитационным полем вблизи черной дыры.

Вспышка 2015 года
15 июня 2015 года спутник НАСА Swift обнаружил первые признаки возобновления активности. Была начата всемирная кампания наблюдений, и 17 июня ИНТЕГРАЛЬНАЯ гамма-обсерватория ЕКА начала мониторинг вспышки. INTEGRAL обнаруживал "повторяющиеся яркие вспышки светового времени короче часа, что редко наблюдается в других системах черных дыр", и во время этих вспышек V404 Cygni был самым ярким объектом в рентгеновском небе - в пятьдесят раз ярче Крабовидной туманности. Эта вспышка была первой с 1989 года.

Другие вспышки произошли в 1938 и 1956 годах, и эти вспышки, вероятно, были вызваны накоплением материала в диске вокруг черной дыры, пока не была достигнута переломная точка. Вспышка была необычной тем, что физические процессы во внутреннем аккреционном диске были обнаружены при оптической фотометрии с помощью небольших телескопов; ранее считалось, что эти изменения можно обнаружить только с помощью космических рентгеновских телескопов. Детальный анализ интегральных данных показал существование так называемой парной плазмы вблизи черной дыры. Эта плазма состоит из электронов и их двойников из антивещества, позитронов.

Последующее исследование данных 2015 года показало, что напряженность коронального магнитного поля составляет 461 ± 12 гаусс, что "существенно ниже, чем предыдущие оценки для таких систем".

IC 5146

IC 5146 is a scattered star cluster immersed in the reflective emission nebula Cocoon, located in the sky in the constellation Cygnus. Right ascent — 21 hours 53 minutes and 24.0 seconds. Declination +47° 16' 00". The visible dimensions are 10.00' × 10.0'. This object is among those listed in the original edition of the new shared directory.

IC 5146 is a stellar nursery where star-formation is ongoing. Observations by both the Spitzer Space Telescope and the Chandra X-ray Observatory have collectively identified hundreds of young stellar objects.

Young stars are seen in both the emission nebula, where gas has been ionized by massive young stars, and in the infrared-dark molecular cloud that forms the "tail". The most-massive stars in the region is BD +46 3474, a star of class B1 that is an estimated 14±4 times the mass of the sun.

Another interesting star in the nebula is BD +46 3471, which is an example of a HAeBe star, an intermediate mass star with strong emission lines in its spectrum.

IC 5146 — рассеянное звёздное скопление, погруженное в отражательно-эмиссионную туманность Кокон, расположенное на небе в созвездии Лебедя. Прямое восхождение — 21 час 53 минуты и 24.0 секунды. Склонение +47° 16' 00". Видимые размеры — 10,00' × 10,0'. Этот объект входит в число перечисленных в оригинальной редакции нового общего каталога.

IC 5146 - это звездный питомник, где продолжается звездообразование. Наблюдения, проведенные как космическим телескопом "Спитцер", так и рентгеновской обсерваторией "Чандра", в совокупности выявили сотни молодых звездных объектов.

Молодые звезды видны как в эмиссионной туманности, где газ был ионизирован массивными молодыми звездами, так и в инфракрасно-темном молекулярном облаке, которое образует "хвост". Самой массивной звездой в этом регионе является BD +46 3474, звезда класса B1, масса которой, по оценкам, в 14±4 раза превышает массу Солнца.

Другой интересной звездой в туманности является BD +46 3471, которая является примером звезды HAeBe, звезды средней массы с сильными линиями излучения в ее спектре.

IC 5146 (Caldwell 19, Sh 2-125, Barnard 168, Collinder 470), the Cocoon Nebula is a reflection/emission nebula and Caldwell object in the constellation Cygnus.

The NGC description refers to IC 5146 as a cluster of 9.5 mag stars involved in a bright and dark nebula.

It is located near the naked-eye star Pi Cygni, the open cluster NGC 7209 in Lacerta, and the bright open cluster M39.

The cluster is about 4,000 ly away, and the central star that lights it formed about 100,000 years ago; the nebula is about 12 arcmins across, which is equivalent to a span of 15 light years.

When viewing IC 5146, dark nebula Barnard 168 (B168) is an inseparable part of the experience, forming a dark lane that surrounds the cluster and projects westward forming the appearance of a trail behind the Cocoon.

IC 5146 is a stellar nursery where star-formation is ongoing. Observations by both the Spitzer Space Telescope and the Chandra X-ray Observatory have collectively identified hundreds of young stellar objects.

Young stars are seen in both the emission nebula, where gas has been ionized by massive young stars, and in the infrared-dark molecular cloud that forms the "tail". The most-massive stars in the region is BD +46 3474, a star of class B1 that is an estimated 14±4 times the mass of the sun.

IC 5146 (другие обозначения - Колдуэлл 19, Sh 2-125, Барнард 168, Коллиндер 470), туманность Кокон - отражательно-эмиссионная туманность и объект Колдуэлла в созвездии Лебедь.

Описание NGC относится к IC 5146 как к скоплению из 9,5 звезд mag, вовлеченных в яркую и темную туманность.

Она расположена вблизи видимой невооруженным глазом звезды Пи Лебедь, открытого скопления NGC 7209 в Лацерте и яркого открытого скопления M39.

Скопление находится на расстоянии около 4000 световых лет, а центральная звезда, которая его освещает, сформировалась около 100 000 лет назад; туманность имеет около 12 угловых минут в поперечнике, что эквивалентно расстоянию в 15 световых лет.

При просмотре IC 5146 темная туманность Барнард 168 (B168) является неотъемлемой частью изображения, образуя темную полосу, которая окружает скопление и выступает на запад, создавая видимость следа за Коконом.

 

NGC 6946. Галактика Фейерверк

NGC 6946 (другие обозначения — PGC 65001, UGC 11597, MCG 10-29-6, ZWG 304.6, Arp 29, IRAS20338+5958, Caldwell 12) — спиральная галактика с перемычкой (SBc), которая находится на расстоянии приблизительно 22 миллионов световых лет в созвездии Лебедь, на границе с Цефеем. NGC 6946 также классифицируется как спиральная галактика с двойной полосой, с внутренней, меньшей полосой, предположительно ответственной за направление газа в ее центр. Открыта У. Гершелем 9 сентября 1798 года. Этот объект входит в число перечисленных в оригинальной редакции «Нового общего каталога», а также включён в атлас пекулярных галактик.

В пределах NGC 6946 наблюдались различные необычные небесные объекты. Это включает в себя так называемый "Красный эллипс" вдоль одного из северных рукавов, который выглядит как суперпузырь или очень большой остаток сверхновой, и который, возможно, был образован открытым скоплением, содержащим массивные звезды. Есть также две области необычных темных полос туманности, в то время как внутри спиральных рукавов несколько областей кажутся лишенными звезд и газообразного водорода, некоторые простираются до двух килопарсеков в поперечнике. Третий необычный объект, обнаруженный в 1967 году, в настоящее время известен как "Комплекс Ходжа". Когда-то считалось, что это молодое скопление сверхгигантов, но в 2017 году было высказано предположение, что это взаимодействующая карликовая галактика, наложенная на NGC 6946.

Диаметр галактики составляет около 40 тысяч световых лет в поперечнике. Это более чем вдвое меньше диаметра нашей Галактики, который равен приблизительно 100 тысячам световых лет. Она богата газопылевыми облаками, в которых происходит интенсивное звездообразование. В 2015 году с помощью орбитальных телескопов Хаббл и Спитцер в галактике был обнаружен кандидат в звёзды типа η Киля. Это чрезвычайно крупная и массивная звезда (массой более 100 масс Солнц).

При наблюдении образ галактики на небе сильно замутнён межзвёздной средой Млечного Пути, так как NGC 6946 находится близко к галактической плоскости.

По состоянию на май 2017 года в этой галактике было обнаружено 10 вспышек сверхновых: SN 1917A, SN 1939C, SN 1948B, SN 1968D, SN 1969P, SN 1980K, SN 2002hh, SN 2004et, SN 2008S и SN 2017eaw. Это рекордное количество вспышек, произошедших за 100 лет. Для сравнения, в нашей Галактике за последнюю тысячу лет было зафиксировано всего 4 вспышки сверхновых, хотя в Млечном Пути в два раза больше звезд, чем в NGC 6946. В галактике была обнаружена звезда N6946-BH1, которая, возможно, образовала чёрную дыру без вспышки сверхновой.

NGC 6946 относится к так называемым «галактикам с вереницами» (длинными прямолинейными изолированными отрезками спиральных рукавов), которые выделил Б. А. Воронцов-Вельяминов. «Вереницы» здесь довольно размыты, особенно на периферии галактики.

В течение 2009 года яркая звезда в пределах NGC 6946 вспыхивала в течение нескольких месяцев, став более чем в миллион раз ярче Солнца. Вскоре после этого вспышка быстро исчез, хотя от ее положения осталось некоторое инфракрасное излучение. Считается, что это происходит от обломков, падающих на черную дыру, которая образовалась, когда звезда умерла. Эта потенциальная звезда, образующая черную дыру, обозначена N6946-BH1. Считается, что прародителем была желтая гипергигантская звезда.

Cygnus X (star complex)

Cygnus-X is a massive star formation region located in the constellation of Cygnus at a distance from the Sun of 1.4 kiloparsecs (4,600 light years).

As it is located behind the Cygnus Rift and its light is heavily absorbed by the Milky Way's interstellar dust, it is better studied in other wavelengths of the electromagnetic spectrum that penetrate it such as the infrared.

As studies done with the help of the Spitzer Space Telescope have shown, Cygnus-X has a size of 200 parsecs and contains the largest number of massive protostars as well as the largest stellar association (Cygnus OB2, with up to 2,600 stars of spectral type OB and a mass of up to 105solar masses) within a radius of 2 kiloparsecs of the Sun.

It is also associated with one of the largest molecular clouds known, with a mass of 3 million solar masses. Its stellar population includes a large number of early-type stars as well as evolved massive stars such as luminous blue variable candidates, Wolf–Rayet stars, and supergiant stars of spectral types O and B.

Ongoing research has shown Cygnus X includes two stellar associations: Cygnus OB2 and Cygnus OB9 as well as an additional large number of early-type stars that include BD+40°4210, a blue supergiant star and luminous blue variable candidate that is one of the brightest stars of the association, as well as more supergiant stars of spectral types O and B.

The same study shows that star formation has been taking place there during at least 10 million years, continuing to the present day.

 

Лебедь-X - массивная область звездообразования, расположенная в созвездии Лебедя на расстоянии 1,4 кило парсек (4600 световых лет) от Солнца.

Поскольку он расположен за разломом Лебедя, и его свет сильно поглощается межзвездной пылью Млечного Пути, он лучше изучается на других длинах волн электромагнитного спектра, которые проникают в него, например, в инфракрасном диапазоне.

Как показали исследования, проведенные с помощью космического телескопа Спитцер, Лебедь-X имеет размер 200 парсек и содержит наибольшее количество массивных протозвезд, а также крупнейшее звездное объединение (Лебедь OB2, до 2600 звезд спектрального типа OB и массой до 105 солнечных масс) в радиусе 2 килопарсек от Солнца. Он также связан с одним из крупнейших известных молекулярных облаков, масса которого составляет 3 миллиона солнечных масс. Его звездное население включает большое количество звезд раннего типа, а также сформировавшиеся массивные звезды, такие как светящиеся синие переменные кандидаты, звезды Вольфа-Райе и сверхгиганты спектральных типов O и B.

Текущие исследования показали, что Лебедь X включает в себя две звездные ассоциации: Лебедь OB2 и Лебедь OB9, а также дополнительное большое количество звезд раннего типа, которые включают BD +40 °4210, голубую сверхгигантскую звезду и светящегося синего переменного кандидата, который является одной из самых ярких звезд ассоциации, а также болеесверхгигантские звезды спектральных типов O и B. То же исследование показывает, что звездообразование там происходило по меньшей мере 10 миллионов лет, продолжаясь и по сей день.

Лебедь X (англ. Cygnus X) — гигантское молекулярное облако, обширная область звездообразования, расположенная в созвездии Лебедя примерно в 5000 св. лет от Солнца. Является частью комплекса молекулярных облаков в Лебеде. Название Лебедь X впервые появилось в работе Дж. Х. Пиддингтона и Х. К. Миннетта в 1952 году и относилось к «радиотуманности», которая отличалась по своим характеристикам от известных радиоисточников.

Область включает в себя множество массивных молодых звёзд, а также сложные структуры нитей и глобул, представляющие собой области H II, в которых происходит процесс рождения следующих поколений звёзд. Эту хаотическую структуру образуют потоки звёздного ветра и излучения, испускаемые наиболее мощными звёздами. Ассоциация Cygnus OB2, связанная с облаком, состоит из тысяч звёзд, которые обнаруживают себя посредством воздействия на окружающую среду. Результатом этого взаимодействия является «свечение» в центре облака, видимое из-за нагрева пыли и газа.

Сеть нитевидных образований и волокон являются областями интенсивного звездообразования. Одной из наиболее интересных туманностей является DR 21, обладающая чрезвычайно плотными волокнами, частично разорванными при формировании новых звёзд. Область содержит также несколько глобул, например, DR 20, DR 22, DR 17, W 75N, которые были сформированы «огибающими» потоками ветра от близлежащих массивных звёзд. Излучение этих звёзд ионизирует газ окружающей среды, что выражается в ярком свечении этих пузырей в коротковолновом диапазоне.

Cyg X-1

Лебедь X-1 (сокращённо Cyg X-1) — известный галактический источник рентгеновского излучения в созвездии Лебедя. Он был открыт в 1964 году во время суборбитального полёта и является одним из ярчайших источников рентгеновского излучения, обладая максимальной плотностью потока 2,3⋅10−23 Вт·м−2Гц−1. Лебедь X-1 был первым рентгеновским источником-кандидатом в чёрные дыры и является среди них одним из самых изученных объектов. Известно, что его масса составляет 14,8 масс Солнца. Минимальная длительность полученных сигналов составляет 1 миллисекунду, следовательно, его радиус не может превышать 300 км. В общепринятом предположении, что Cyg X-1 является чёрной дырой, его радиус должен составлять 44 километра.

Лебедь X-1 входит в состав массивной двойной системы, располагающейся на расстоянии примерно 6070 световых лет от Солнца (в два раза дальше, чем расстояние до системы V616 Единорога с кандидатом в чёрные дыры). Один из её компонентов — чёрная дыра массой порядка 14,8 солнечных. Также в систему входит голубой сверхгигант с переменным блеском, обозначенный HDE 226868 — его масса составляет около 19 масс Солнца. Объекты находятся на расстоянии 0,2 а. е. друг от друга. Звёздный ветер сверхгиганта даёт материал для аккреционного диска вокруг рентгеновского источника. Внутренняя часть диска, разогретая до миллионов Кельвинов, генерирует наблюдаемое рентгеновское излучение. Часть вещества уносится в межзвёздное пространство двумя джетами, бьющими перпендикулярно к диску.

Двойная система может принадлежать к звёздной ассоциации Лебедь OB3, что может означать, что возраст Лебедь X-1 составляет порядка пяти миллионов лет, и он сформировался из звезды с массой более 40 солнечных. Звезда лишилась бо́льшей части вещества, скорее всего из-за звёздного ветра. Если бы после звезда взорвалась как сверхновая, взрыв с большой вероятностью выбросил бы звёздный остаток из системы. Это значит, что звезда сколлапсировала непосредственно в чёрную дыру.

Лебедь X-1 был предметом шутливого пари между Стивеном Хокингом и Кипом Торном в 1974 году. Хокинг ставил на то, что Лебедь X-1 не является чёрной дырой. Он признал поражение в 1990, когда данные наблюдений укрепили уверенность в наличии гравитационной сингулярности в системе[18]. Однако в 2011 году уже Кип Торн признал наличие чёрной дыры после того, как были опубликованы три статьи, завершившие описание Лебедя X-1.

Лебедь X-1 - галактический источник рентгеновского излучения, расположенный в северном созвездии Лебедя. Считается, что источником рентгеновского излучения является черная дыра звездной массы, образовавшаяся в результате коллапса массивной звезды около 5-6 миллионов лет назад. Это один из самых сильных обнаруженных источников рентгеновского излучения, и он был первым источником рентгеновского излучения, который был широко признан кандидатом в черные дыры.

Лебедь X-1 является частью массивной рентгеновской двойной системы, удаленной примерно на 6070 световых лет от Земли. Обнаруженный в 1964 году, он является одним из наиболее изученных объектов в своем классе. Это также один из самых сильных известных постоянных источников рентгеновского излучения.

Масса Лебедя X-1 в 14,8 раза больше массы Солнца, а его компактные размеры указывают на то, что он не может быть обычной звездой или любым другим объектом, кроме черной дыры.

Лебедь X-1 имеет горизонт событий радиусом около 44 километров. Горизонт событий - это область пространства вокруг черной дыры с гравитационным полем, достаточно сильным, чтобы предотвратить утечку электромагнитного излучения изнутри. По сути, все, что проходит горизонт событий, не может уйти. Cygnus X-1 вращается со скоростью, близкой к максимальной, а горизонт событий вращается более 800 раз в секунду, что составляет почти половину скорости света.

Cyg X-2

Cygnus X-2 is another X-ray binary, containing an A-type giant in orbit around a neutron star with a 9.8-day period. The system is interesting due to the rather small mass of the companion star, as most millisecond pulsars have much more massive companions.

Лебедь X-2 является еще одной рентгеновской двойной звездой, содержащей гигант A-типа на орбите вокруг нейтронной звезды с периодом обращения 9,8 суток. Система интересна из-за довольно небольшой массы звезды-компаньона, поскольку у большинства миллисекундных пульсаров есть гораздо более массивные спутники.

Cyg X-3

Cygnus X-3 is a high-mass X-ray binary (HMXB), one of the stronger binary X-ray sources in the sky. It is often considered to be a microquasar, and it is believed to be a compact object in a binary system which is pulling in a stream of gas from an ordinary star companion. It is one of only two known HMXBs containing a Wolf-Rayet star. It is invisible visually, but can be observed at radio, infrared, X-ray, and gamma-ray wavelengths.

Cygnus X-3 is a prominent X-ray source, with soft and hard X-rays both varying in intensity. Periods where the hard X-rays are at minimum intensity are known as soft states. Periods where the hard X-rays are at minimum intensity are known as soft states. It is less than half a degree from a gamma-ray pulsar, but is itself a weak gamma-ray source. It also shows periodic gamma-ray flares, apparently all occurring during the soft state.

It is undetectable at visual wavelengths due to extreme extinction in the galactic plane. However, there is an infrared point source at its position. Cygnus X-3 is also notable as the only microquasar firmly detected in the high energy gamma rays in the range >100 MeV.

Because of the variations in emission at various wavelengths, Cygnus X-3 has been given the variable star designation V1521 Cygni.

Flares
Cygnus X-3 is notable for its intense X-ray emission, but it is also remarkable for its gamma-ray and radio flares during which it becomes the brightest radio source in the Milky Way. The gamma-ray flares apparently occur in the quiet radio period before a major radio flare.

During the giant radio flares, a relativistic jet has been resolved within about 14° of being aimed directly towards us.

Binary system
Cygnus X-3 shows consistent variations across all wavelengths with a 4.8 h period. The nature of the infrared spectrum and the x-ray emission is interpreted as a binary system containing a Wolf-Rayet (WR) star and a compact object. The 4.8 h variations have been interpreted as eclipses,[6] but this is thought to be unlikely because there are not well-defined periodic dips in the brightness.

The orbit of the binary system is not known accurately, other than the period. Therefore, the masses of the components are not known accurately. Orbital analysis suggested that the mass of the compact object is less than 5 ☉, probably around 2 ☉.It could possibly be a neutron star but is more likely to be a black hole. The combination of a WR star and a black hole would be the only known example.

While the combination of WR star and compact object would be unique, the WR component will itself almost certainly become a black hole very quickly by astronomical timescales. A supernova or possible direct collapse to a black hole is expected within a million years or so. However, modelling of the Cygnus X-3 system suggests it is most likely that the binary will be disrupted by any supernova event.

The cosmic ray events from Cygnus X-3 had previously led to exotic proposals such as a star made of quarks,[13] but are now explained as being produced in the relativistic jet. The explanation for the unusual relationship between the x-rays and the gamma-ray and radio flares is that the compact objects produces jets along its axis of rotation, within the dense wind from the WR star. These jets evacuate a cocoon within the wind when entering the hard state, and are then quenched by the wind when entering the soft state. Flares are produced during the transition to the hard state as the jets are interacting with the dense wind.

Distance
Cygnus X-3 lies in the direction of the Cygnus OB2 association in the Cygnus X complex, although it is much further away. Its distance can be estimated relative to Cygnus OB2 by studying the X-ray halo produced by dust between us and Cygnus X-3. The distance to Cygnus OB2 is not known precisely, but this method gives possible distances to Cygnus X-3 of 3.4 kpc or 9.3 kpc.

There is a small X-ray source 16″ from Cygnus X-3 that varies with the same period by a phase lag of about 2.7 h. This is thought to be a Bok globule at approximately the same distance as Cygnus X-3. Using molecular line emission from this object, two possible distances are found to be 6.1±0.6 kpc and 7.8±0.6 kpc. A statistical mean is 7.4±1.1 kpc.

 

Cygnus X-3 - массивный двойной рентгеновский объект (HMXB), один из самых мощных двойных источников рентгеновского излучения в небе. Часто рассматривается как микроквазар, и считается, что это компактный объект в двойной системе, который втягивает поток газа от обычной звезды-компаньона. Это один из всего лишь двух известных HMXB, содержащих звезду Вольфа-Райе. Он невидим визуально, но может наблюдаться на длинах волн радио, инфракрасного, рентгеновского излучения и гамма-излучения.

Cygnus X-3 является выдающимся источником рентгеновского излучения, причем как мягкие, так и жесткие рентгеновские лучи различаются по интенсивности. Периоды, когда жесткие рентгеновские лучи имеют минимальную интенсивность, известны как мягкие состояния. Он находится менее чем в половине градуса от гамма- пульсара, но сам по себе является слабым источником гамма-излучения. На нем также показаны периодические вспышки гамма-излучения, по-видимому, все происходящие во время мягкого состояния.

Он не обнаруживается на визуальных длинах волн из-за экстремального исчезновения в галактической плоскости. Однако на его месте находится точечный источник инфракрасного излучения. Cygnus X-3 также известен как единственный микроквазар, четко обнаруженный в гамма-лучах высокой энергии в диапазоне >100 МэВ.

Из-за различий в излучении на разных длинах волн Лебедю X-3 было присвоено обозначение переменной звезды V1521 Cygni.

Вспышки
Cygnus X-3 отличается интенсивным рентгеновским излучением, но он также примечателен своими гамма-лучами и радиовспышками, во время которых он становится самым ярким радиоисточником в Млечном Пути. Вспышки гамма-излучения, по-видимому, происходят в период затишья перед крупной радиовспышкой.

Во время гигантских радиовспышек была обнаружена релятивистская струя примерно в 14° от того, чтобы быть направленной прямо на нас.

Двойная система
Cygnus X-3 показывает последовательные изменения на всех длинах волн с периодом 4,8 ч. Природа инфракрасного спектра и рентгеновского излучения интерпретируется как двойная система, содержащая звезду Вольфа-Райе (WR) и компактный объект. Изменения в 4,8 ч были интерпретированы как затмения, но это считается маловероятным, поскольку нет четко определенных периодических падений яркости.

 

Орбита двойной системы точно неизвестна, за исключением периода. Следовательно, массы компонентов точно неизвестны. Орбитальный анализ показал, что масса компактного объекта составляет менее 5 M☉, вероятно, около 2 M☉. Возможно, это нейтронная звезда, но более вероятно, что это черная дыра. Комбинация звезды WR и черной дыры была бы единственным известным примером.

Хотя сочетание звезды WR и компактного объекта было бы уникальным, сам компонент WR почти наверняка очень быстро превратится в черную дыру по астрономическим временным масштабам. Сверхновая или возможный прямой коллапс в черную дыру ожидается примерно через миллион лет. Однако моделирование системы Cygnus X-3 предполагает, что наиболее вероятно, что двоичная система будет разрушена каким-либо событием сверхновой.

События, связанные с космическими лучами от Лебедя X-3, ранее приводили к экзотическим предположениям, таким как звезда, состоящая из кварков, но теперь объясняются как возникающие в релятивистской струе. Объяснение необычной взаимосвязи между рентгеновскими лучами и гамма-излучениями и радиовспышками заключается в том, что компактные объекты производят струи вдоль своей оси вращения, в плотном ветре от звезды WR. Эти струи выталкивают кокон из ветра при входе в твердое состояние, а затем гасятся ветром при входе в мягкое состояние. Вспышки образуются при переходе в твердое состояние, когда струи взаимодействуют с плотным ветром.

Расстояние
Cygnus X-3 находится в направлении ассоциации Cygnus OB2 в комплексе Cygnus X, хотя он находится намного дальше. Его расстояние можно оценить относительно Cygnus OB2, изучив рентгеновское гало, создаваемое пылью между нами и Cygnus X-3. Расстояние до Cygnus OB2 точно неизвестно, но этот метод дает возможные расстояния до Cygnus X-3 в 3,4 кпк или 9,3 кпк.

Существует небольшой источник рентгеновского излучения 16" от Cygnus X-3, который изменяется за тот же период с запаздыванием по фазе около 2,7 ч. Считается, что это шарик Bok, находящийся примерно на том же расстоянии, что и Cygnus X-3. Используя излучение молекулярных линий от этого объекта, обнаружено, что два возможных расстояния составляют 6,1±0,6 кпк и 7,8±0,6 кпк. Среднее статистическое значение составляет 7,4±1,1 кпк.

 

Лебедь X-3 (Cygnus X-3) — двойная звезда с релятивистским компаньоном, возможно, чёрной дырой. Это один из самых загадочных объектов нашей Вселенной. Источник видимого излучения расположен далеко, да к тому же практически в экваториальной плоскости Галактики, и потому закрыт от земного наблюдателя толстым слоем поглощающей пыли. Главная звезда класса звёзд Вольфа − Райе. В рентгеновском диапазоне система Лебедь Х-3 переменна: её яркость меняется с периодом около 4.8 часа.

Рентгеновский источник Лебедь Х-3 был открыт в 1966 г., в эпоху великих открытий рентгеновской астрономии и получил своё наименование как третий рентгеновский источник в созвездии Лебедя. Наблюдения со специализированного спутника UHURU, проведённые в начале 70-х годов, подтвердили его статус дискретного галактического источника. По четвёртому каталогу UHURU[2] он значится как 4U2030 + 40. Однако широкое внимание к себе Лебедь Х-3 привлёк сначала не как рентгеновский источник, а как источник вспышечного радиоизлучения. 2 сентября 1972 года канадские радиоастрономы зарегистрировали мощную вспышку, в направлении на Лебедь Х-3[3][4] , вслед за которой, с интервалом в две недели, последовала вторая радиовспышка, ещё более мощная. Известие о первом же событии было разослано во все астрономические центры и, как принято в подобных случаях, указанный источник стал предметом исследований всеми доступными средствами наблюдений, включая и орбитальные телескопы.

Феномены изучения
Зарегистрированная интенсивность мюонов в 1985 г., по крайней мере, в 20 раз больше, чем она должна быть в предположении. Таким образом, от Лебедь Х-3 приходят какие-то другие частицы сверхвысоких энергий, отличные от фотонов. Возможно, эти частицы являются свободными глюонами. Большая удалённость Лебедя Х-3 от земного наблюдателя при регистрируемом потоке излучения приводит к выводу о высокой светимости объекта. Даже в спокойном состоянии светимость радиоисточника составляет 10 31 эрг/с, а во время вспышек она достигает значения 10 35 эрг/с. Последняя величина сравнима со светимостью оболочек молодых сверхновых, таких, например, как Кассиопея A.

 

Команда астрономов под руководством сотрудника Института им. Макса Планка Питера Предела в 2000 году измерила задержку, с которой эта периодичность повторяется в гало на некотором удалении от источника: порядка 15 минут. Отсюда немедленно следовало, что до него около 30000 световых лет (точность не хуже 20 %). Значит, система Лебедь Х-3 не принадлежит ни нашему рукаву Ориона-Лебедя, ни даже соседнему рукаву Персея. Перед нами обитатель далёких окраин Млечного Пути.

Вопрос о статусе объекта
Лебедь Х-3 определённо не является типичной двойной рентгеновской системой с аккрецией. Такому предположению противоречат следующие надёжно установленные факты:

Радиоизлучение источника намного превышает то, что наблюдается у всех двойных рентгеновских объектов. Даже в «спокойном» состоянии отношение радио и рентгеновских потоков Лебедя Х-3 на два порядка больше, чем у типичного двойного рентгеновского источника Скорпион Х-1.

Энергия, выделяемая при радиовспышках Лебедя Х-3 только в релятивистских электронах, значительно превосходит энергию типичной вспышки в источниках типа U Близнецов.

Лебедь Х-3 является мощным источником γ-излучения от 108 эВ до 1016 эВ, чего не наблюдается у обычных рентгеновских источников.

Всё это позволяет сделать вывод, что, возможно, данный объект − первый блазар, находящийся вне ядра галактики

Лебедь A / Cygnus A

Лебедь А (англ. Cygnus A, 3C 405) — первая обнаруженная радиогалактика; на расстоянии 730 миллионов световых лет от Земли это ближайшая мощная радиогалактика. В видимом спектре он выглядит как эллиптическая галактика в небольшом скоплении. Она классифицируется как активная галактика, потому что сверхмассивная черная дыра в его ядре аккрецирует вещество, которое производит две струи вещества с полюсов. Взаимодействие струй с межзвездной средой создает радиолампы, один из источников радиоизлучения.

Значительная разница мощности радиоизлучения далёкого Лебедя А и ближайшей к нам внешней галактики Андромеды (10³² Вт) привела впоследствии к разделению галактик на два типа — так называемые нормальные галактики, подобные туманности Андромеды, и радиогалактики.

В 2016 году в 460 парсеках от центра Лебедя А был обнаружен радиопереход. В период с 1989 по 2016 год объект, находящийся в одном пространстве с ранее известным источником инфракрасного излучения, продемонстрировал по меньшей мере восьмикратное увеличение плотности радиопотока, сравнимое по яркости с самой яркой известной сверхновой. … Данные согласуются со второй сверхмассивной черной дырой, вращающейся вокруг первичного объекта, при этом вторичный объект претерпел быстрое увеличение скорости аккреции. Предполагаемая временная шкала орбиты имеет тот же порядок, что и активность первичного источника, предполагая, что вторичный источник может нарушать первичный и вызывать оттоки.

Cygnus A (3C 405) is the first radio galaxy discovered; at a distance of 730 million light-years from Earth, it is the closest powerful radio galaxy. In the visible spectrum, it appears as an elliptical galaxy in a small cluster. It is classified as an active galaxy because the supermassive black hole at its nucleus is accreting matter, which produces two jets of matter from the poles. The jets' interaction with the interstellar medium creates radio lobes, one source of radio emissions.

A significant difference in the radio emission power of the distant Cygnus A and the Andromeda outer galaxy closest to us (10³² W) subsequently led to the separation of galaxies into two types — the so-called normal galaxies, similar to the Andromeda nebula, and radio galaxies.

In 2016, a radio transient was discovered 460 parsecs away from the center of Cygnus A. Between 1989 and 2016, the object, cospatial with a previously-known infrared source, exhibited at least an eightfold increase in radio flux density, with comparable luminosity to the brightest known supernova. … The data are consistent with a second supermassive black hole orbiting the primary object, with the secondary having undergone a rapid accretion rate increase. The inferred orbital timescale is of the same order as the activity of the primary source, suggesting the secondary may be perturbing the primary and causing the outflows.