GRO J1655−40 es una estrella binaria formada por una estrella primaria evolucionada de tipo F y una compañera masiva invisible, que orbitan entre sí una vez cada 2,6 días en la constelación de Escorpio . El gas de la superficie de la estrella visible se acumula en la compañera oscura, que parece ser un agujero negro estelar con varias veces la masa del Sol . La compañera óptica de este sistema binario de rayos X de baja masa es una estrella F subgigante .
Junto con GRS 1915+105 , GRO J1655−40 es uno de al menos dos " microcuásares " galácticos que pueden proporcionar un vínculo entre los agujeros negros supermasivos que generalmente se cree que alimentan a los cuásares extragalácticos y los sistemas de agujeros negros en acreción más locales. En particular, ambos muestran los chorros de radio característicos de muchos núcleos galácticos activos .
La distancia desde el Sistema Solar es probablemente de unos 11.000 años luz, o aproximadamente la mitad del camino desde el Sol hasta el Centro Galáctico , pero no se descarta una distancia más cercana de ~2800 años luz. GRO J1655−40 y su compañera se mueven a través de la Vía Láctea a unos 112 km/s (250.000 millas por hora), en una órbita galáctica que depende de su distancia exacta, pero que es mayoritariamente interior al "círculo solar", d ~8.500 pc, y a 150 pc (~500 años luz) del plano galáctico. A modo de comparación, el Sol y otras estrellas cercanas tienen velocidades típicas del orden de 20 km/s en relación con la velocidad media de las estrellas que se mueven con la rotación del disco galáctico en la vecindad solar , lo que apoya la idea de que el agujero negro se formó a partir del colapso del núcleo de una estrella masiva. Cuando el núcleo colapsó, sus capas externas explotaron como una supernova . A menudo, estas explosiones parecen dejar el sistema remanente moviéndose a través de la galaxia a una velocidad inusualmente alta.
Se descubrió que la fuente de la explosión presentaba oscilaciones cuasiperiódicas (QPO) cuya frecuencia aumenta de manera monótona durante la fase ascendente de la explosión y con una frecuencia monótona decreciente en la fase descendente de la explosión. Esto se puede modelar fácilmente suponiendo la propagación de una onda de choque oscilante: acercándose constantemente al agujero negro debido al aumento en la tasa del componente kepleriano en la fase ascendente y alejándose del agujero negro a medida que se retira la viscosidad en la fase descendente. La onda de choque parece propagarse a una velocidad de unos pocos metros por segundo. [4]