| V404 Cygni | |
 V404 Cygni vue auxrayons X parSwift | |
| Données d’observation (ÉpoqueJ2000.0) | |
|---|---|
| Type debinaire X | Binaire X à faible masse |
| Ascension droite (α) | 20h 24m 03,8s |
| Déclinaison (δ) | +33° 52′ 04″ |
| Distance | ~8 000 al |
| Constellation | Cygne |
Localisation dans la constellation :Cygne   | |
| Objet compact | |
| Type | Trou noir stellaire |
| Masse | 11,7 ± 1,7 M☉ |
| Étoile | |
| Type spectral | K0 III |
| Masse | 0,60 M☉ |
| Magnitude apparente(V) | 12,7 |
| Orbite | |
| Demi-grand axe | 0.15 ua |
| Période | 155,31 h |
| Découverte | |
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V404 Cygni est unebinaire X à faible masse, c'est-à-dire unsystème binaire possédant uneétoile ordinaire relativement peu massive en rotation autour d'unobjet compact. Il est quasiment avéré que l'objet compact est untrou noir. À moins que ce ne soit uneÉtoile Q, dont l'effondrement n'est pas total, il fait donc probablement partie des rarestrous noirs stellaires clairement identifiés.
V404 Cygni est situé à environ 8 000 al duSystème solaire dans laconstellation duCygne.
V404 Cygni a d'abord été catalogué commeétoile variable, qui a connu une phase denova (c'est-à-dire une brusque augmentation de son éclat) en1938. Le nom deNova Cygni 1938 lui est ainsi également associé, quoique largement moins usité que V404 Cygni. L'intérêt pour cet objet a cependant attendu plus de 50 ans après sa découverte et une nouvelle phase de nova en1989. Cette phase put être observée par lessatellites destinés à l'observation desrayons X, notammentGinga qui catalogua au moment de la nova observée dans ledomaine visible une source variable de rayons X à la même position, nommée GS 2023+338.
En, un satellite d'observation de l'ESA détecte une bouffée de rayons X et derayons gamma en provenance de V404 Cygni, signe que letrou noir absorbe de grandes quantités de matière. La présence de tels signaux remonte à 26 ans[1].
V404 Cygni est une binaire X à longue période. Avec unepériode orbitale de 6,47 jours, c'est le second système de ce type du point de vue de la période, loin derrièreGRS 1915+105 et sa période de 33 jours et demi. L'analyse de la lumière émise par l'étoile ordinaire révèle que sontype spectral est K0 IV, ce qui en fait une étoile moins massive que leSoleil. L'étude de lavitesse orbitale de cette étoile parspectroscopie permet de calculer une quantité appeléefonction de masse qui donne une limite inférieure à la masse de l'objet sombre. Cette fonction de masse vaut 6,08±0,06masses solaires, bien au-dessus de la masse maximale de toutobjet compact autre qu'un trou noir (naine blanche ouétoile à neutrons). La masse de ce trou noir est en réalité significativement supérieure à la fonction de masse, étant estimée à 12±2 masses solaires.
De la périphérie du trou noir est émis un jet de matière dont la direction varie rapidement[2].
| Galactiques | |
|---|---|
| Extragalactiques | |
