Моя жизнь в астрономии

Эта циркуляция и связанное с ней перемешивание вещества в теле массивной звезды могут быть вызваны быстрым осевым вращением звезды. Поскольку орбитальный период системы WR20a весьма короткий (~ 3 суток), а звезды-компоненты этой системы сильно приливно деформированы, можно считать, что осевое вращение этих звезд синхронно орбитальному обращению. Поэтому предположение о быстром осевом вращении звезд в системе WR20a весьма разумно. В последние годы рядом научных групп высказываются новые идеи для описания эволюции массивных звезд в очень тесных двойных системах. Предполагается, что более массивная звезда в такой системе из‑за сильного вращательного перемешивания вещества в ее теле быстро становится химически однородной, почти гелиевой звездой. Поскольку радиус такой звезды в процессе ее эволюции практически не растет, она не заполняет свою полость Роша, и перетекание вещества с этой звезды на вторую компоненту системы не происходит. В то же время менее массивная звезда системы из‑за меньшего радиуса еще не успевает раскрутиться и увеличивает свой радиус как нормальная химически неоднородная звезда. Она первой заполняет свою полость Роша и истекает на более массивную звезду. Этот сценарий радикально отличается от классического эволюционного сценария для массивных тесных двойных систем, в котором первой всегда заполняет свою полость Роша более массивная звезда, истекающая на вторую звезду. Таким образом, исследование звезд Вольфа–Райе в тесных двойных системах оказалось очень плодотворным и привело к развитию наших представлений об эволюции массивных звезд.

Особенно интересно проследить эволюционную связь между звездами Вольфа–Райе и релятивистскими объектами. В 2001 году в «Астрономическом журнале» я опубликовал статью, в которой рассчитал конечные массы углеродно-кислородных ядер звезд Вольфа–Райе с учетом радиальной потери массы этими звездами в виде звездного ветра. При этом я учел, что из‑за клочковатости ветра темпы потери массы звездами Вольфа–Райе должны быть уменьшены в ~ 3 раза. Как я уже отметил выше, до этого существовала так называемая проблема сходимости в эволюционных расчетах для массивных звезд: из‑за сильного темпа потери массы звездами Вольфа–Райе в виде ветра значения конечных масс углеродно-кислородных ядер этих звезд получались всегда весьма малыми ~ 2–4 солнечные массы, и эти значения практически не зависели от начальной массы звезды. Но тогда, как уже упоминалось выше, как понять наличие в составе тесных двойных систем черных дыр с массами до 15 солнечных? Выполненный мной учет клочковатости ветра звезды Вольфа–Райе, приводящий к уменьшению темпа потери массы, позволил устранить этот эффект сходимости конечных масс углеродно-кислородных ядер звезд Вольфа–Райе к величине 2–4 солнечные массы. В моем случае диапазон конечных масс углеродно-кислородных ядер звезд Вольфа–Райе оказался весьма широким M_CO = 2 ÷ 20 солнечных масс. Замечательно то, что этот диапазон как раз охватывает диапазон масс нейтронных звезд и черных дыр в двойных системах. Почему важно изучать связь звезд Вольфа–Райе и релятивистских объектов в двойных системах? Это важно, во-первых, потому, что массы нейтронных звезд и черных дыр измеряются как раз в двойных системах (по движению оптических звезд). А во-вторых, и это самое главное, в тесной двойной системе массивная звезда – предшественник релятивистского объекта – из‑за приливного воздействия спутника всегда быстро теряет свою водородную оболочку, обнажает гелиевое ядро и становится звездой Вольфа–Райе. Поэтому производителями нейтронных звезд и черных дыр в тесных двойных системах в подавляющем большинстве случаев являются именно звезды Вольфа–Райе. В моей работе 2001 года было показано, что диапазон распределения масс углеродно-кислородных ядер звезд Вольфа–Райе, коллапс которых приводит к образованию релятивистских объектов, согласуется с наблюдаемым диапазоном масс нейтронных звезд и черных дыр.

Илл. 44. Казань. Празднование 100-летия Астрономической обсерватории имени Энгельгардта, директором которой длительное время был мой учитель профессор Д. Я. Мартынов. 2001 г.

В распределении масс релятивистских объектов, как уже отмечалось, наблюдается дефицит маломассивных черных дыр. Кроме того, распределение масс релятивистских объектов, по-видимому, бимодально: массы нейтронных звезд лежат в пределах 1–2 солнечных, а массы черных дыр – в диапазоне 4–15 солнечных. В интервале масс 2–4 солнечных не наблюдается ни нейтронных звезд, ни черных дыр. Следует подчеркнуть, что число релятивистских объектов с известными массами весьма велико: около ста нейтронных звезд и более тридцати черных дыр. Тем не менее для проверки описанных аномалий в распределении масс релятивистских объектов требуются дальнейшие наблюдения. Особенно перспективны в этой связи наблюдения рентгеновских двойных систем в других галактиках с помощью крупных 8–10‑метровых телескопов нового поколения, которые вступили в строй за последние годы.