Дальнейшие рентгеновские наблюдения не выявили значительного рентгеновского излучения от звезд Вольфа–Райе с предполагаемыми релятивистскими спутниками, что поставило под сомнение гипотезу об их двойственности. Правда, не исключается возможность того, что нейтронная звезда сильно раскрутилась во время вторичного обмена масс (идея, предложенная в середине 1970‑х годов Г. С. Бисноватым-Коганом и Б. В. Комбергом), и в дальнейшем из‑за действия «эффекта пропеллера» вещество ветра звезды Вольфа–Райе может отбрасываться вращающейся магнитосферой нейтронной звезды и не падать на ее поверхность. В этом случае рентгеновское излучение от звезд Вольфа–Райе с релятивистскими спутниками может быть весьма слабым. Однако существует одна звезда Вольфа–Райе (HD197406), у которой масса предполагаемого релятивистского спутника превышает четыре солнечных, то есть это может быть не нейтронная звезда, а черная дыра. Поскольку черная дыра не должна иметь собственной магнитосферы, «механизм пропеллера» к ней неприменим. Тем не менее и в этом случае рентгеновское излучение от HD197406 весьма слабо. Все эти факты заставили исследователей, наряду с моделью двойной системы, рассматривать для звезд Вольфа–Райе типа HD50896 и HD197406 другие модели, например пульсации массивной гелиевой звезды или анизотропия ветра вращающейся звезды Вольфа–Райе, вызванная действием магнитного поля. Однако периоды переменности этих звезд (около четырех суток) слишком велики для того, чтобы можно было считать их пульсационными, а требуемая величина напряженности магнитного поля очень велика, поскольку управлять ветром со скоростями в тысячи километров в секунду и с темпом потери массы ~ 10-5 солнечных масс в год можно только весьма сильным магнитным полем, которое у звезд Вольфа–Райе не наблюдается.
Следует также иметь в виду, что орбитальные периоды двойных WR систем HD50896 и HD197406, а также большинства звезд WR, заподозренных в двойственности, весьма велики (~ 2 ÷ 4 суток), поэтому предполагаемые релятивистские спутники двигаются в области, где скорость звездного ветра WR весьма велика (~ 1000 км/с). Поэтому радиус гравитационного захвата вещества ветра WR релятивистским объектом (так называемый радиус Бонди–Хойла) очень мал, что приводит к низкой эффективности аккреции. Это также может объяснить низкую рентгеновскую светимость предполагаемых двойных звезд WR даже при наличии у них спутников – релятивистских объектов.
Таким образом, природа переменности блеска и спектра звезд Вольфа–Райе, расположенных в центрах кольцевых туманностей, до сих пор остается неясной. Поэтому мной в 2000 году была предложена новая идея. Возможно, что спутниками этих звезд Вольфа–Райе являются не релятивистские объекты, а нормальные маломассивные звезды главной последовательности. В этом случае от таких звезд Вольфа–Райе не должно наблюдаться мощного рентгеновского излучения, что согласуется с наблюдениями. Кольцевые туманности вокруг таких звезд могли образоваться на стадии завершения первичного обмена масс, поскольку из‑за большой разницы в массах компонент при первичном обмене масс неизбежно формирование общей оболочки в системе. Большие пространственные скорости таких звезд Вольфа–Райе и их значительные высоты над галактической плоскостью могут быть связаны с «испарением» этих звезд из массивных звездных скоплений в результате действия коллективных механизмов гравитационного взаимодействия многих звезд скопления. На идею спутников – маломассивных звезд меня натолкнуло то обстоятельство, что большинство черных дыр открыто в маломассивных транзиентных рентгеновских двойных системах со спутниками – нормальными маломассивными звездами. Поскольку масса этого спутника не должна существенно меняться в процессе эволюции двойной системы с общей оболочкой, а начальная масса звезды – предшественника черной дыры должна быть не менее сорока солнечных масс, есть основания ожидать существования в Галактике звезд Вольфа–Райе со спутниками – маломассивными нормальными звездами. Ведь после первичного обмена масс в двойной системе на месте массивной звезды образуется звезда Вольфа–Райе, которая потом, взрываясь как сверхновая, формирует нейтронную звезду или черную дыру. В своем обзоре о рентгеновских новых, опубликованном в 2000 году в журнале Space Science Reviews (этот обзор был заказан мне редакцией журнала), я отметил, что имеет смысл поискать звезды Вольфа–Райе в паре с маломассивными нормальными звездами, которые могут быть предшественниками маломассивных транзиентных рентгеновских двойных систем.
В 2010–2011 годах мы с моим бывшим аспирантом, ныне доктором физико-математических наук Мамедом Рустамовым из Шемахинской обсерватории (Азербайджан) опубликовали пару наблюдательных работ в «Астрономическом журнале», где спектроскопическим методом осуществлен поиск спутника – нормальной маломассивной звезды у двух звезд Вольфа–Райе, расположенных в центрах кольцевых туманностей. В этих работах мы обнаружили спектроскопические следы эффекта столкновения звездного ветра звезды Вольфа–Райе с поверхностью спутника, который может быть нормальной маломассивной звездой. Так что наука о пекулярных звездах Вольфа–Райе стала развиваться неожиданно в другом направлении, чем то, которое было указано в работах 1970‑х годов по теории эволюции массивных тесных двойных систем. Так часто бывает в науке – при поиске какого-либо эффекта, предсказанного теорией, неожиданно обнаруживается новый, не менее интересный эффект, который дает новый импульс для дальнейшего развития теории.
Открытие же «настоящей» звезды Вольфа–Райе «второго поколения» в паре с релятивистским спутником было сделано в 1992 году группой голландских и английских ученых с участием профессора Э. ван ден Хёвела, выдающегося специалиста по теории эволюции тесных двойных систем. Оказалось, что пекулярная рентгеновская двойная система Cyg X-3 с жестким рентгеновским спектром и огромной рентгеновской светимостью (~ 1038 эрг/с) имеет в качестве оптической компоненты звезду Вольфа–Райе. Орбитальный период этой системы очень короткий (~ 4,8 часа), что свидетельствует о том, что в своем эволюционном пути она прошла через стадию эволюции с общей оболочкой.
Большая рентгеновская светимость системы Cyg X-3 обусловлена тем, что при таком коротком орбитальном периоде радиус относительной орбиты системы весьма мал (несколько солнечных радиусов). Поэтому релятивистский объект в данном случае движется вблизи основания звездного ветра WR, где скорость ветра относительно мала (~ 100 км/с).
Вскоре после публикации этой статьи мне пришлось поехать в Канаду, город Монреаль, по приглашению моего коллеги и друга профессора Тони Моффата. Там я ему предложил написать совместную статью по определению параметров звезды Вольфа–Райе в системе Cyg X-3. Если мы наблюдаем от этой системы мощное рентгеновское излучение, это означает, что соответствующий рентгеновский источник расположен выше уровня фотосферы звезды Вольфа–Райе. Поэтому если мы посчитаем с помощью третьего закона Кеплера радиус относительной орбиты системы Cyg X-3, то тем самым получим ограничение сверху на радиус «собственно звезды» Вольфа–Райе. Этот радиус получился весьма малым, что характерно для массивных гелиевых звезд. Тем самым было подтверждено заключение, сделанное мной еще в 1974 году на основе анализа затмений в классических двойных звездах Вольфа–Райе с OB-спутниками: звезды Вольфа–Райе – это гелиевые остатки первоначально массивных звезд, потерявших свои водородные оболочки. Эта статья, совместно с Тони Моффатом, была опубликована мной в 1994 году в Astrophysical Journal Letters и получила много ссылок.
Аналогичная история произошла и с поиском релятивистских спутников у «убегающих» OB-звезд. Мы в нашей группе обнаружили признаки спектральной и фотометрической периодичности у ряда «убегающих» звезд. На эту тему мой аспирант А. А. Баранников защитил кандидатскую диссертацию. Однако дальнейшие наблюдения показали, что найденные нами периоды в действительности являются не точными периодами, а квазипериодами, что не согласуется с моделью двойной системы. Скорее всего, эти квазипериодические изменения блеска и спектра таких звезд отражают не эффекты их двойственности, а связаны с разного рода нестабильностями их атмосфер. А большие пространственные скорости этих «убегающих» звезд могут быть вызваны их «испарением» из массивных звездных скоплений. Именно в этом направлении стала развиваться в последние годы наука об «убегающих» OB-звездах. А реальное открытие «спокойных» рентгеновских двойных систем, где аккреция на релятивистский объект еще не успела реализоваться, было сделано в 1994 году, когда группой американских астрономов у радиопульсара PSR 1259-63 с миллисекундным периодом был открыт спутник – нормальная массивная звезда спектрального класса B2e. Затем были открыты еще две двойные системы такого же типа. В данном случае феномен радиопульсара прямо свидетельствует о наличии в двойной системе релятивистского объекта – нейтронной звезды, который из‑за недостаточно продвинутой эволюции спутника – оптической B2e-звезды не наблюдается как аккрецирующий релятивистский объект в рентгеновском диапазоне спектра.
Еще одна проблема, которой я занимался в то время, была связана с поисками рентгеновского излучения от ударных волн, сформированных при столкновении сверхзвуковых звездных ветров в массивных тесных двойных системах. Как я уже упоминал выше, впервые эту проблему поставил я в 1967 году в своей кандидатской диссертации. Мной была рассмотрена чисто адиабатическая модель столкновения звездного ветра звезды Вольфа–Райе с поверхностью спутника – массивной OB-звезды в двойной системе. В 1975–1976 годах были опубликованы две работы О. Ф. Прилуцкого и В. В. Усова на эту тему. Они учли эффект охлаждения горячего газа из‑за его расширения после прохождения через фронт ударной волны. Прочитав эти работы, я начал дальше развивать физику процессов при столкновении звездных ветров. Используя результаты расчетов, выполненных в работе Е. В. Левича и Р. А. Сюняева в 1971 году, я учел эффект комптоновского охлаждения горячего газа за фронтом ударной волны на фотонах оптического излучения звезд-компонент массивной тесной двойной системы. Учет этого эффекта позволил в несколько раз уменьшить теоретический поток рентгеновского излучения от ударной волны, сф