Astronomia

Cygnus X-1: como raios X, rádio e uma estrela binária levaram ao primeiro candidato a buraco negro, em 1972

Publicado em 13/10/2026 · Última alteração em 13/10/2026

Assuntos: Estrelas

Em 1971, o satélite Uhuru mostrou que a fonte de raios X Cygnus X-1 variava de modo errático em menos de um décimo de segundo, sinal de um objeto compacto. A posição em rádio levou, em 1972, à estrela binária HDE 226868; a órbita indicou massa acima de 6 massas solares, bem acima do limite teórico para estrela de nêutrons.

Uma estrela comum não varia em milissegundos, mas um objeto pequeno que recebe gás de uma companheira pode. Em Cygnus X-1, os raios X vêm desse gás, aquecido ao cair sobre um objeto compacto: estrela de nêutrons ou buraco negro. Como o objeto não emite luz própria, a pergunta de 1972 era qual dos dois era. A resposta dependia da massa. A teoria dizia que uma estrela de nêutrons não passa de pouco mais de 3 massas solares; acima disso, só um buraco negro. A massa saía do movimento da companheira visível, medido pelo efeito Doppler (a mudança de cor da luz de um astro que se aproxima ou se afasta), combinado com a distância entre as duas estrelas. O raciocínio vinha com incerteza grande, e boa parte dela vinha da distância, mal conhecida na época.

Uma aposta entre dois físicos

Em 1974, Stephen Hawking e Kip Thorne apostaram sobre a existência de um buraco negro em Cygnus X-1. Uma revisão de 2024 chama o episódio de celebrado na história dos buracos negros; o desfecho da aposta não é detalhado aqui.

O que o Uhuru viu e o que isso permitia dizer

O Uhuru, primeiro satélite dedicado só à astronomia de raios X, foi lançado em 12 de dezembro de 1970 e operou até março de 1973. Em Cygnus X-1, viu pulsações erráticas, com tempos de menos de um décimo de segundo. O argumento era físico: um objeto que varia tão depressa e por inteiro não pode ser grande, e sem superfície a emissão fica caótica. Para um astrônomo da época, isso sugeria buraco negro, mas só sugeria: faltava saber se o objeto pesava mais do que uma estrela de nêutrons pode pesar.

Como se passa de um ponto de rádio a uma estrela

Raios X de 1971 davam posição imprecisa, grande demais para achar uma estrela. A saída foi o rádio: duas equipes anunciaram em 1971 uma contrapartida em rádio, com posição bem mais exata. Com ela, em 1972, Webster e Murdin, e Bolton, apontaram uma estrela azul brilhante, a HDE 226868, e mostraram, pela mudança periódica de velocidade, que ela é binária. Foi essa identificação que permitiu pesar o companheiro invisível.

O limite que separa estrela de nêutrons e buraco negro

Uma estrela de nêutrons é sustentada por pressão interna e só aguenta até certa massa. Giacconi cita, em 1974, o trabalho de Rhoades e Ruffini, que apontava que buracos negros teriam massa acima de 3,4 massas solares. Orosz et al. (2011) usam um limite de cerca de 3. O valor exato depende de como a matéria se comporta em densidade extrema, ainda em estudo, e por isso a conclusão de 1972 é um candidato, não uma prova.

De velocidade a massa: o raciocínio e sua fragilidade

O espectro dá só a parte da velocidade que aponta para nós. Para passar da velocidade observada à massa é preciso saber também a inclinação da órbita e a escala do sistema, que depende da distância. Por isso a estimativa de 1972, acima de 6 massas solares, vinha com incerteza larga, e houve modelos de 1973 com massa baixa. Em 2011, Orosz et al. notaram que a massa variava por fator de 11,7 na faixa de distâncias aceita; em 2021, a paralaxe em rádio reduziu a dúvida e deu cerca de 21 massas solares.

Como sabemos

A cadeia de 1971-1972 vem do relato de Giacconi e de uma revisão; os artigos originais de Nature, fechados, não foram lidos.

• Fato estabelecido: O satélite Uhuru registrou em Cygnus X-1 pulsações erráticas, com tempos característicos de menos de um décimo de segundo. [1] §3.1 The Binary X-Ray Sources
  Contexto: Relato de Riccardo Giacconi, líder do grupo do Uhuru, na palestra do Nobel de 2002. · Limitações: Fonte é relato retrospectivo de participante; o artigo original de Oda et al. (1971) não foi lido. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: A variabilidade rápida de Cygnus X-1 foi relatada em 1971 e logo confirmada por voos de foguete de dois grupos, que mostraram pulsações caóticas, não periódicas. [1] §3.1
  Contexto: Observações em raios X de 1971. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Interpretação: Um buraco negro não tem superfície com estruturas particulares, e por isso se esperava que as pulsações fossem caóticas, o que sustentou a hipótese de buraco negro em vez de estrela de nêutrons. [1] §3.1
  Contexto: Raciocínio de 1971-1974 a partir do comportamento em raios X. · Limitações: Indício compatível com buraco negro, não prova: o próprio texto fala em comportamento que "poderia ser esperado" se fosse um buraco negro. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Interpretação: A rapidez das pulsações indicava que o emissor de raios X de Cygnus X-1 era um objeto compacto, com menos de 30 km de raio. [1] §3.1
  Contexto: Raciocínio de Giacconi (1974) citado na palestra. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: Em 1971, dois grupos relataram a descoberta de uma contrapartida em rádio de Cygnus X-1, o que deu uma posição precisa para procurar a estrela no céu óptico. [1] §3.1
  Contexto: A posição em raios X do Uhuru foi repassada a Hjellming e Wade para a busca em rádio. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: Medidas espectroscópicas da velocidade da estrela identificada permitiram a Webster e Murdin estabelecer que Cygnus X-1 estava em um sistema binário. [1] §3.1
  Contexto: Nature, 1972 (Webster e Murdin; identificação independente por Bolton). Na palestra a estrela aparece como HDE 226862; as demais fontes lidas e o catálogo usam HDE 226868, forma adotada aqui. · Limitações: Os artigos de Nature de 1972 não foram lidos (acesso restrito); a descrição vem da palestra do Nobel. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: A companheira, HDE 226868, é uma supergigante azul, e o objeto invisível a orbita uma vez a cada 5,6 dias. [2] Texto da página
  Contexto: Descrição da ESA de 2002 para as primeiras imagens do Integral; a página trata o objeto como buraco negro. · Conferida na fonte (página institucional), conferência automatizada
• Estimativa: A massa estimada para o objeto compacto em 1972 era superior a 6 massas solares, acima do mínimo de 3,4 massas solares apontado por Rhoades e Ruffini para buracos negros. [1] §3.1 [3] 1. Introduction
  Contexto: Estimativa original atribuída a Webster e Murdin pela palestra de Giacconi. · Limitações: O limite de 3,4 massas solares citado por Giacconi e o limite de cerca de 3 usado por Orosz et al. diferem; o valor exato depende da equação de estado, ainda em estudo. O valor 6 não foi conferido no artigo original. · Estimativa histórica, de 1972, baseada em distância e modelo da época; foi depois reavaliada várias vezes (ver a11 e a12). · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Interpretação: Giacconi concluiu que o objeto tinha massa maior que a permitida para estrela de nêutrons e era, portanto, o primeiro candidato a buraco negro; uma revisão de 2024 diz que foi o primeiro sistema amplamente tido como hospedeiro de um buraco negro estelar depois dos trabalhos de Bolton e de Webster e Murdin. [1] §3.1 [5] 1. Introdução
  Contexto: O título dado a Cygnus X-1 vem de quem participou dos eventos e de uma revisão posterior; o texto não afirma que nenhum candidato anterior existisse. · Limitações: Rótulo de "primeiro" dado por Giacconi, protagonista da história, e por revisão de 2024 com a formulação "widely believed"; não foi verificado em levantamento independente. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: A massa do buraco negro sai da distância entre ele e a estrela companheira e da velocidade orbital da estrela, que a espectroscopia óptica dá só na direção da visada; por isso é preciso estimar também a inclinação da órbita. [3] 2. Dynamical Modeling
  Contexto: Descrição do método de Orosz et al. (2011) para Cygnus X-1. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: Estimativas de massa feitas durante quase quatro décadas eram muito incertas porque dependiam de estimativas insatisfatórias da distância até Cygnus X-1; num dos modelos, a massa do buraco negro variava por um fator de 11,7 na faixa de distâncias considerada. [3] 1. Introduction
  Contexto: Avaliação de Orosz et al. (2011); o fator 11,7 vale para o modelo de Caballero-Nieves et al. (2009) entre 1,1 e 2,5 kpc. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: Em 1973, um modelo como advogado do diabo contra os modelos de buraco negro, com a fonte a cerca de 1 kpc, deu massa baixa, compatível com estrela de nêutrons ou anã branca. [3] 1. Introduction
  Contexto: Alternativa levantada por Trimble et al. (1973), segundo a introdução de Orosz et al. (2011). · Limitações: Segundo Orosz et al., outros modelos de baixa massa foram examinados e considerados insatisfatórios por Bolton (1975); o artigo de Trimble não foi lido. O valor de 1 kpc e de cerca de 1 massa solar é leitura do texto extraído, onde os símbolos aparecem truncados. · Conferida em parte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: Com a distância medida por paralaxe em rádio e dados ópticos anteriores, uma análise de 2021 obteve um buraco negro de cerca de 21 massas solares em Cygnus X-1. [4] Resumo
  Contexto: Miller-Jones et al., Science, 2021. · Limitações: A incerteza do resultado (cerca de 2 massas solares) vem do resumo na página do arXiv. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: Hoje Cygnus X-1 é amplamente reconhecido como um buraco negro estelar de cerca de 20 massas solares. [5] Resumo
  Contexto: Revisão de Jiang (2024) na revista Galaxies. · Limitações: "Consenso" apoiado na redação da revisão ("widely recognised"), sem pesquisa de opinião própria. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: Cygnus X-1 já era conhecida como fonte de raios X desde 1964; em 1974, Stephen Hawking e Kip Thorne fizeram uma aposta sobre a existência de um buraco negro nela. [5] 1. Introdução
  Contexto: Revisão de 2024 numa revista revisada por pares; a aposta é citada, sem os termos nem o desfecho. · Limitações: Não usamos fonte institucional (ex.: Caltech) para os termos da aposta; por isso o texto não traz o desfecho. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada

Fontes

1. Nobel Foundation (NobelPrize.org) — The Dawn of X-Ray Astronomy (Nobel Lecture)
   Giacconi, R. · 2002 · Fonte histórica primária · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026
2. Agência Espacial Europeia (ESA) — Integral's view of Cygnus X-1
   ESA · 2002 · Documento institucional · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026
3. The Astrophysical Journal (versão arXiv) — The Mass of the Black Hole in Cygnus X-1
   Orosz, J. A.; McClintock, J. E.; Aufdenberg, J. P.; Remillard, R. A.; Reid, M. J.; Narayan, R.; Gou, L. · 2011 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026
4. Science (versão arXiv) — Cygnus X-1 contains a 21-solar mass black hole - implications for massive star winds
   Miller-Jones, J. C. A. et al. · 2021 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026
5. Galaxies (MDPI; versão arXiv) — Fifty Years After the Discovery of the First Stellar-Mass Black Hole: A Review of Cyg X-1
   Jiang, J. · 2024 · Revisão ou síntese científica · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026

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