В конце 1990‑х годов стала все активнее высказываться точка зрения о том, что в образовании звезд Вольфа–Райе радиальная потеря массы массивными звездами в виде звездного ветра является доминирующей, в том числе и в случае тесных двойных систем. В 2003 году мы с В. Г. Каретниковым (директором Астрономической обсерватории Одесского университета) опубликовали статью в «Астрономическом журнале», в которой были проанализированы распределения эксцентриситетов орбит в двойных системах OB + WR, содержащих звезду Вольфа–Райе, и в массивных системах OB + OB, состоящих из двух горячих звезд спектрального класса О-В, которые могут рассматриваться как предшественники звезд Вольфа–Райе. Оказалось, что эти распределения радикально различаются: величина переходного периода для систем OB + OB, не содержащих звезд Вольфа–Райе, составляет ~ 3 суток, а для систем OB + WR эта величина ~ 14 суток. Под переходным периодом понимается период, переходный от круговых к эллиптическим орбитам. Для значений орбитальных периодов меньших переходного все орбиты круговые. Для массивных тесных двойных систем главным механизмом округления орбиты является диссипация кинетической энергии орбитального движения звезд в динамических приливах с радиационным демпфированием в звездных оболочках. Тот факт, что величина переходного периода в двойных системах OB + WR почти в пять раз больше, чем соответствующая величина для систем OB + OB, непосредственно свидетельствует, что в системах OB + WR, наряду с механизмом округления орбиты, связанным с динамическими приливами, действовал дополнительный механизм округления орбиты. Этим дополнительным механизмом вполне может быть обмен масс между компонентами, возникающий при заполнении более массивной звездой своей полости Роша. Этот наблюдательный факт должен учитываться при разработке механизмов потери водородных оболочек массивными звездами и формирования звезд Вольфа–Райе.
Конкретным примером формирования звезды Вольфа–Райе в массивной тесной двойной системе с помощью механизма обмена масс является пекулярная затменная двойная система RY Sct. Особенностью этой системы является то, что линии в спектре более массивной звезды здесь не видны, хотя, казалось бы, именно линии более массивной звезды должны наблюдаться в спектре двойной системы, поскольку эта звезда обладает большей светимостью. В 1988 году мы с Э. А. Антохиной опубликовали в «Письмах в „Астрономический журнал“» статью, посвященную интерпретации затменной кривой блеска системы RY Sct. Было показано, что менее массивная звезда системы массой около десяти солнечных заполняет свою полость Роша и истекает на более массивную звезду, вокруг которой образовался толстый аккреционный диск. Этот диск экранирует более массивную звезду, что объясняет невидимость линий в ее спектре. Менее массивная звезда показывает избыток гелия в спектре и находится на стадии завершения первичного обмена масс. Через ~ 106 лет она потеряет большую часть водородной оболочки и превратится в звезду Вольфа–Райе.
В последние годы были открыты звезды Вольфа–Райе в двойных системах, имеющие очень большие массы. В частности, в системе WR20a массы звезд WR близки к 80 солнечных. К счастью, эта система является не только спектрально-двойной, но и затменно-двойной. Поэтому наряду с массами звезд Вольфа–Райе уверенно оцениваются и радиусы «ядер» этих звезд. Оказалось, что радиусы этих массивных звезд Вольфа–Райе относительно велики (~ 20 солнечных) и соответствуют не гелиевым звездам, а нормальным звездам главной последовательности. В 2008 году мы с А. В. Тутуковым и А. В. Федоровой опубликовали в «Астрономическом журнале» статью, в которой была рассмотрена эволюция системы WR20a в рамках стандартной модели потери массы массивными звездами в виде звездного ветра. Было показано, что такая стандартная схема эволюции в случае системы WR20a «работает» на пределе и при весьма искусственных предположениях о начальных параметрах этой массивной двойной системы. С другой стороны, рядом авторов, следуя результатам швейцарской группы (профессор Андрэ Медер с соавторами), стали высказываться идеи о том, что избыток гелия в атмосферах звезд Вольфа–Райе в системе WR20a может быть связан с меридиональной циркуляцией вещества в недрах массивной звезды нормального химического состава, что приводит к обогащению гелием внешних слоев звезды.
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 MCO = 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.
В своем обзоре 2003 года, опубликованном в «Успехах физических наук», я подчеркивал следующий важный наблюдательный факт. Во всех шестидесяти случаях, когда релятивистский объект показывает явные признаки наблюдаемой поверхности (феномен радиопульсара, рентгеновского пульсара, рентгеновского барстера 1‑го типа), его масса не превышает 3 солнечных, в полном согласии с предсказанием ОТО верхнего предела массы 3 солнечных для нейтронной звезды.
В то же время ни один из 26 массивных (масса более 3 солнечных) компактных объектов – кандидатов в черные дыры не показывает признаков наблюдаемой поверхности (не является ни радиопульсаром, ни рентгеновским пульсаром, ни рентгеновским барстером 1‑го типа), также в полном согласии с предсказанием ОТО об отсутствии у черных дыр наблюдаемых поверхностей. Таким образом, по мере накопления наблюдательных данных о массах нейтронных звезд и черных дыр все более выкристаллизовывается замечательный результат: нейтронные звезды и черные дыры различаются не только по массам, но и по наблюдательным проявлениям в полном количественном согласии с ОТО (!). Вблизи теоретически предсказанного верхнего предела массы нейтронной звезды 3 солнечных наблюдается разрыв в наблюдательных проявлениях релятивистских объектов: объекты с массами более 3 солнечных (кандидаты в черные дыры) в полном согласии с ОТО не показывают признаков наблюдаемой поверхности, а если релятивистский объект показывает признаки наблюдаемой поверхности, то его масса всегда меньше 3 солнечных, тоже в полном согласии с ОТО. Как уже отмечалось, согласно В. Л. Гинзбургу, все эти факты укрепляют нашу уверенность в реальном существовании черных дыр во Вселенной. А недавние открытия в области гравитационно-волновой астрономии и астрономии сверхвысокого углового разрешения окончательно доказали реальное существование черных дыр во Вселенной. Таким образом, проблема поиска и исследования черных дыр в настоящее время встала на прочный наблюдательный базис, а черные дыры завоевали «права гражданства» в астрофизике. Я благодарен судьбе и моему научному руководителю Дмитрию Яковлевичу Мартынову за то, что мне посчастливилось стоять у истоков этого в высшей степени перспективного научного направления.