Большие массы черных дыр (до 80 М☉), открываемых с помощью гравитационно-волновой астрономии (по сравнению с массами черных дыр в рентгеновских двойных системах (4–20 М☉), а также трудности с решением проблемы формирования достаточно тесных пар черных дыр вынуждают исследователей рассматривать несколько эволюционных сценариев формирования тесных пар черных дыр.
Это, во-первых, сценарий формирования двойных черных дыр из первичных черных дыр, возникших на ранних стадиях эволюции Вселенной. В этом сценарии нет ограничений на массы черных дыр. Во-вторых, это сценарий динамического формирования массивных тесных двойных систем из тройных систем звезд – членов плотных звездных скоплений. В-третьих, это сценарий эволюции химически однородных приливно деформированных массивных звезд в почти контактных двойных системах. И в-четвертых, это описанный нами выше классический сценарий эволюции тесных двойных систем с обменом масс между компонентами.
В настоящее время гравитационно-волновые исследования превратились в одно из самых актуальных направлений астрономии и фундаментальной физики, где получены уникальные научные результаты.
Наряду с исследованиями в области гравитационно-волновой астрономии я продолжал заниматься изучением рентгеновских двойных систем с черными дырами. Масса черной дыры в рентгеновской двойной системе однозначно определяется, если известны функция масс оптической звезды, которая находится из спектральных наблюдений, наклонение орбиты системы и отношение масс компонент. Обычно наклонение орбиты находится из анализа кривой блеска, а отношение масс оценивается по вращательному уширению профилей линий поглощения в спектре оптической звезды. Оптическая звезда заполняет свою критическую полость Роша, размеры которой зависят от отношения масс. Чем больше размеры звезды, тем, при заданном орбитальном периоде, выше линейная скорость вращения экваториальных частей звезды и, соответственно, тем сильнее уширение линий в ее спектре, вызванное эффектом Доплера. Это и позволяет оценивать отношение масс по вращательному уширению линий поглощения. Обычно такая оценка отношения масс проводится в предположении о сферичности звезды. В серии статей, опубликованных в 2016–2017 годах, мы с Э. А. Антохиной и В. С. Петровым (моим аспирантом) показали, что если предположить, что оптическая звезда не сферическая, а заполняет полость Роша и имеет грушевидную форму, то отношение массы черной дыры к массе оптической звезды, оцениваемое по вращательному уширению линий, получается в полтора раза больше, чем в случае сферической модели звезды. При этом масса черной дыры почти не меняется, но масса оптической звезды уменьшается почти в два раза. Этот результат имеет значение при исследовании эволюции рентгеновских двойных систем.
Начиная с ввода в строй 2,5‑метрового телескопа КГО ГАИШ я подключился к наблюдательным программам на этом телескопе. Мне это было делать особенно приятно, поскольку 2,5‑метровый телескоп и Кавказская горная обсерватория были реализованы по моей инициативе и под моим руководством. Крупный размер телескопа и наличие ИК-фотометра позволили нашей группе начать регулярные ИК наблюдения рентгеновских новых с черными дырами в спокойном состоянии. Это слабые объекты с визуальной звездной величиной 18–23, поскольку в спокойном состоянии у этих маломассивных рентгеновских двойных систем доминирует излучение маломассивной звезды – донора вещества позднего спектрального класса К–М. Рентгеновская светимость аккрецирующей черной дыры в этом состоянии очень мала (~ 1030–1033 эрг/с, а во время вспышки она достигает ~ 1038–1039 эрг/с).
Поскольку в оптическом и ИК-диапазонах диск вокруг черной дыры светит в основном из‑за прогрева рентгеновским излучением центральной аккрецирующей черной дыры, оптическая и ИК светимость диска весьма мала. По линиям поглощения в спектре системы в спокойном состоянии определяется кривая лучевых скоростей этой звезды, что дает возможность измерить функцию масс системы, которая несет информацию о массе черной дыры. Как уже отмечалось, определение наклонения орбиты по ИК кривой блеска системы (наблюдения в ИК-диапазоне важны ввиду того, что звезда-донор является «красной» и имеет поздний спектральный класс), а также определение отношения масс компонент системы по вращательному уширению линий поглощения в спектре звезды-донора позволяют, при известной функции масс системы, однозначно оценить массу черной дыры.
Ввиду слабости рентгеновских новых в спокойном состоянии, их фотометрические наблюдения в ИК-диапазоне представляют трудную, но достойную задачу для нашего 2,5‑метрового телескопа.
В 2019 году мы опубликовали в международном журнале MNRAS две статьи по исследованию рентгеновских новых с черными дырами в спокойном состоянии (системы А0620-00 и XTEJ1118+480) с использованием ИК наблюдений на 2,5‑метровом телескопе КГО и оптических наблюдений на 1,25‑метровом телескопе ЗТЭ Крымской станции ГАИШ.
Это позволило определить спектры адвекционно-доминированных дисков вокруг черных дыр в широком диапазоне λ = 6000 ÷ 22 000 ангстрем.
Нам удалось наблюдательно протестировать результаты трехмерных газодинамических расчетов течения газа во взаимодействующих двойных системах, полученные в группе А. А. Боярчука и Д. В. Бисикало, а также дать надежные оценки масс черных дыр. Были также изучены явления нестационарности в системах, вызванные взаимодействием газовой струи с внешней границей адвекционно-доминированного диска. Было также показано, что, несмотря на то что системы находятся в спокойном состоянии с очень малой рентгеновской светимостью, в них происходят бурные нестационарные процессы.
К настоящему времени с использованием 2,5‑метрового телескопа КГО в нашей группе накоплены ИК наблюдательные данные еще по нескольким рентгеновским новым с черными дырами в спокойном состоянии, для которых проводится соответствующее математическое моделирование.
В 2021–2022 годах мы (А. М. Черепащук, Т. С. Хрузина, А. И. Богомазов) опубликовали две статьи по определению параметров рентгеновской двойной системы Sco X-1, содержащей аккрецирующую нейтронную звезду. Система Sco X-1 – первый рентгеновский источник, открытый в 1962 году и расположенный за пределами Солнечной системы. Из-за сильной физической переменности объекта Sco X-1 = V818 Sco долго не удавалось установить периодичность в изменениях его блеска и построить надежную орбитальную кривую блеска. Лишь в 2016 году с борта космической обсерватории «Кеплер», предназначенной для поиска экзопланет, были получены надежные оптические кривые блеска системы V818 Sco – оптического двойника рентгеновского источника Sco X-1. Интерпретация этих кривых блеска нашим методом позволила впервые за шестьдесят лет исследований объекта Sco X-1 дать оценки параметров этой рентгеновской двойной. Оказалось, что оптическая звезда-донор, заполняющая свою полость Роша в этой системе, – это маломассивная (масса ~ 0,4 М☉) звезда, обладающая значительным избытком радиуса для своей массы, что говорит о том, что звезда отклонилась от состояния теплового равновесия из‑за значительной потери массы. Показана также возможность непротиворечивой интерпретации оптических кривых блеска системы V818 Sco в рамках модели, когда оптическая звезда не заполняет свою полость Роша. Рентгеновское излучение в данном случае формируется при аккреции нейтронной звездой звездного ветра оптической звезды, индуцированного мощным рентгеновским прогревом со стороны нейтронной звезды. Возможность такой реализации феномена рентгеновской двойной системы была предсказана в середине 1970‑х годов А. В. Тутуковым, М. М. Баско и Р. А. Сюняевым.
Наряду с маломассивными рентгеновскими двойными системами, содержащими в качестве звезд – доноров вещества маломассивные (~ 1 М☉) звезды позднего спектрального класса, мы в нашей группе занимаемся исследованием массивных рентгеновских двойных систем, в которых звезды-доноры имеют большую массу (более 5–6 М☉). Наши исследования опираются на наблюдения, выполненные на 2,5‑метровом телескопе КГО.
Эволюционные пути маломассивных и массивных рентгеновских двойных систем различаются. В маломассивных рентгеновских двойных из‑за большого различия в начальных массах компонент во время первичного обмена масс реализуется стадия эволюции с общей оболочкой, а в массивных системах на этой стадии эволюции общая оболочка не образуется, и такие системы эволюционируют как полуразделенные. Из массивных тесных двойных систем в конце их эволюции образуются тесные пары черных дыр, слияние которых приводит к формированию всплесков гравитационно-волнового излучения.
Особый интерес представляют исследования массивных рентгеновских двойных систем на продвинутой стадии эволюции, когда вторичный обмен масс между компонентами либо завершился и на месте истекающей ОВ-звезды образовался гелиевый остаток – звезда Вольфа–Райе (WR), либо близок к завершению, как это происходит в объекте SS433.
В 2017–2022 годах мы с И. И. Антохиным, Э. А. Антохиной и А. М. Татарниковым занимались исследованием уникального микроквазара CygX-3 – рентгеновской двойной системы с релятивистскими джетами, у которой оптическая звезда является звездой WR. Аккреция на релятивистский объект в этой системе идет из мощного (темп потери массы М˙ ≈ 10-5 М☉/год, скорость ветра ~ 2000 км/с) радиального звездного ветра звезды WR. К настоящему времени открыто всего четыре рентгеновских двойных системы такого типа (WR + с системы, где с – аккрецирующий релятивистский объект). Уникальной особенностью системы CygX-3 является очень короткий орбитальный период ~ 4,8 часа. Это свидетельствует о том, что система на стадии вторичного обмена масс прошла стадию эволюции с общей оболочкой, в которой компоненты из‑за динамического трения потеряли основную часть орбитального углового момента. В системе наблюдаются релятивистские джеты (скорость v/c = 0,3