Моя жизнь в астрономии

Проще всего искать изменение орбитальных периодов WR + ОВ систем, анализируя затмения WR и ОВ компонент, наблюдаемые фотометрическим методом в разные, достаточно далеко разнесенные во времени эпохи. К сожалению, число затменных систем среди нескольких десятков известных спектрально-двойных систем WR + ОВ весьма мало – всего четыре. Поэтому у меня возникла идея искать изменения орбитальных периодов WR + ОВ систем не по затменным кривым блеска, а по кривым лучевых скоростей компонент WR + ОВ систем, получаемым спектральным методом.

Звезды WR + ОВ начали активно изучаться с начала 1940‑х годов. Причем основная масса звезд WR + ОВ исследовалась спектральным методом с целью определения масс компонент, а также с целью исследования физических параметров звездных ветров звезд WR. Сложные спектры звезд WR с широкими и интенсивными линиями излучения, что нетипично для обычных звезд, привлекали внимание исследователей-спектроскопистов. Интерес исследователей к таким пекулярным объектам, как звезды WR, в 1940–1960‑х годах был столь же велик, как и интерес к рентгеновским двойным системам начиная с 1970‑х годов. Поэтому для многих спектрально-двойных WR + ОВ систем имеются надежные кривые лучевых скоростей для нескольких эпох наблюдений начиная с 1940‑х годов. Большой интервал спектральных наблюдательных эпох, порядка восьмидесяти лет, благоприятствует поиску изменений орбитальных периодов спектроскопическим методом.

Для начала мы поискали спектроскопическим методом изменения орбитальных периодов у затменных двойных систем V444 Cyg, CX Cep, CQ Cep. Все спектральные наблюдения выполнялись нами на 2,5‑метровом телескопе КГО. Мы убедились в том, что темпы изменения орбитальных периодов для всех этих систем, полученные спектроскопическим методом, хорошо согласуются с соответствующими темпами, полученными с использованием затменных кривых блеска. Таким образом, мы проверили надежность спектроскопического метода поиска изменения орбитальных периодов WR + ОВ систем. На эту тему нами в 2022–2023 годах опубликованы две статьи в международном журнале MNRAS. Судя по весьма положительным отзывам рецензентов, наша идея искать изменения орбитальных периодов WR + ОВ систем спектроскопическим методом получила поддержку.

Сейчас мы с Иваном Шапошниковым, используя 2,5‑метровый телескоп КГО, работаем дальше в этом направлении, привлекая уже не затменные системы WR + ОВ, а «чисто» спектрально-двойные WR + ОВ системы, в которых не наблюдаются затмения компонент. Недавно нами с помощью спектроскопического метода обнаружено вековое увеличение орбитального периода у спектрально-двойной WR + OB системы WR127, у которой не наблюдаются затмения, и, c использованием Джинсовской моды потери массы из системы, дана надежная оценка темпа потери массы звездой WR. Соответствующая статья опубликована в международном журнале Astronomy and Astrophysics за 2024 год. Надеемся за несколько лет работы определить наиболее надежным, динамическим методом темпы потери массы для пары десятков звезд WR и построить зависимость этих темпов от масс звезд WR, от их спектральных классов и от химического состава. Это может дать новый импульс развитию теории эволюции массивных тесных двойных систем с образованием тесных пар двойных черных дыр.

Продолжаю я заниматься также исследованием затмений звезд экзопланетами, по которым мы ранее, в 2008–2011 годах, работали совместно с моими учениками М. К. Абубекеровым и Н. Ю. Гостевым. Как уже отмечалось выше, было обнаружено несогласие между теоретической и наблюдаемой (из анализа затмений) зависимостями коэффициента потемнения к краю звездного диска от длины волны для звезд, затмеваемых экзопланетами. Хотя это несогласие было обнаружено в начале 2000‑х годов, до сих пор для него не существовало разумного объяснения. Были попытки объяснить эти расхождения теории и наблюдений наличием пятен на поверхности затмеваемой звезды (при очень высокой точности фотометрических наблюдений со спутника «Кеплер» ~ 10^-4–10^-5 звездной величины эффекты пятнистости звезды вполне могут наблюдаться). Однако исследуемые нами кривые затмения звезд экзопланетами имеют идеально симметричную форму, и модель звезды без пятен очень хорошо проходит по критерию хи-квадрат.

Мы с моим аспирантом Егором Бекесовым решили при интерпретации затменных кривых блеска учесть наличие небольшого эксцентриситета орбиты системы «звезда–планета». Дело в том, что в случае экзопланет, ввиду малости амплитуды кривой лучевых скоростей звезды (несколько десятков метров в секунду), относительная погрешность кривых лучевых скоростей весьма велика. Все предыдущие исследования кривых затмения звезд экзопланетами с короткими орбитальными периодами проводились в предположении о наличии идеальной круговой орбиты планеты. Однако наблюдаемые кривые лучевых скоростей этих короткопериодических систем «звезда–планета» вполне допускают, в пределах ошибок измерения кривых лучевых скоростей, наличие небольшого эксцентриситета, порядка 0,01 ÷ 0,05.