÷ 0,8), а также происходят мощные радиовспышки. Система CygX-3 наблюдалась в рентгеновском, гамма-диапазонах, а также в ИК и радиодиапазонах. Наблюдения в оптическом диапазоне затруднены тем, что блеск системы в этом диапазоне спектра сильно ослаблен поглощением света в межзвездной среде. Видимая звездная величина объекта слабее 23 величины, поэтому объект CygX-3 недоступен для исследований в оптическом диапазоне. Длительное время природа оптической звезды-донора в этой системе была неизвестна. И лишь в 1992 году спектральные наблюдения в ИК-диапазоне, выполненные группой голландского ученого ван Керквика, показали, что звезда-донор в системе CygX-3 является звездой WR. Время жизни звезды WR меньше миллиона лет, поэтому стадия (WR + с) у массивных рентгеновских двойных систем по астрономическим меркам очень короткая, и, как уже упоминалось, наблюдаемое число известных WR + с систем составляет всего четыре из многих тысяч известных рентгеновских двойных систем. Для понимания эволюционного пути системы CygX-3 важно знать характеристики ее компонент и параметры их орбит. Это можно сделать, сравнивая и анализируя кривые блеска системы в рентгеновском и ИК диапазонах. К настоящему времени с бортов рентгеновских обсерваторий накоплены многочисленные ряды наблюдений CygX-3, которые доступны для использования. Показано, что регулярная переменность рентгеновского потока от CygX-3 обусловлена затмениями компактного рентгеновского источника (аккрецирующего релятивистского объекта) звездным ветром звезды WR.
В нашей с И. И. Антохиным работе мы выполнили и проанализировали рентгеновские наблюдения CygX-3, уточнили темп наблюдаемого удлинения орбитального периода и обнаружили наличие третьей звезды в этой системе. Работа опубликована в 2019 году в международном журнале Astrophysical Journal, и на нее уже имеется много ссылок.
Что касается ИК наблюдений, то до последнего времени были лишь спорадические фотометрические наблюдения Cyg X-3 на небольших промежутках времени. Поэтому форма ИК кривой блеска этой системы и ее особенности были не исследованы ввиду малой доступности дорогостоящих ИК наблюдений на крупных телескопах. Поскольку наш 2,5‑метровый телескоп КГО оснащен высококачественным ИК фотометром-спектрометром (пока единственный в России прибор такого типа), мы имели возможность проводить долговременные ИК фотометрические наблюдения системы CygX-3. Наблюдения, выполненные в течение семнадцати ночей, позволили нам детально прописать орбитальные кривые блеска в ИК-диапазоне, изучить их форму, переменность от ночи к ночи и исследовать вспышечные явления в системе. Был обнаружен неожиданный эффект: система CygX-3 показывает более высокотемпературное (более «голубое») свечение в фазе орбитального периода, когда звезда WR обращена к наблюдателю своей холодной, не прогретой рентгеновским излучением частью (рентгеновский источник расположен сзади звезды WR). Как уже упоминалось ранее, в «классической» рентгеновской двойной HZHer, наоборот, излучение краснеет в этой фазе и голубеет в фазе, когда рентгеновский источник расположен впереди оптической звезды – в этой фазе мы видим горячую, прогретую рентгеном полусферу звезды.
На основе этих наблюдений была построена адекватная модель системы CygX-3, в которой помимо звезды WR присутствуют дополнительно три источника ИК излучения: компактный источник, расположенный в окрестностях релятивистского объекта, головная ударная волна вокруг релятивистского объекта, образованная при его орбитальном движении в высокоскоростном ветре звезды WR, и область взаимодействия релятивистских джетов с ветром WR. Учет всех этих структур позволил объяснить аномальное поведение цвета системы с фазой орбитального периода. Решение соответствующей обратной задачи интерпретации ИК кривых блеска совместно с интерпретацией рентгеновских кривых блеска позволило оценить основные параметры системы: масса звезды WR ~ 10 М☉, масса релятивистского объекта лежит в интервале 3–10 М☉. Это позволяет предположить, что релятивистский объект в системе CygX-3 является черной дырой, хотя тяжелая нейтронная звезда тоже не исключается. Если привлечь данные о характере переменности системы в радиодиапазоне, то более предпочтительной представляется модель черной дыры. В 2022 году в международном журнале Astrophysical Journal была опубликована статья с изложением наших результатов по ИК наблюдениям CygX-3. Статью быстро заметили, и на нее уже имеется много ссылок. В частности, на нашу статью есть ссылка в работе группы Поутанена, в которой по наблюдениям на рентгеновском спутнике ISPE открыта 25-процентная линейная поляризация рентгеновского излучения от системы CygX-3.
Продолжал я также заниматься исследованием моего любимчика, объекта SS433. Мне удалось организовать многолетний мониторинг этого уникального микроквазара на 1,25‑метровом телескопе (спектроскопия) и 60-сантиметровом телескопе (фотометрия) Крымской станции ГАИШ и, после ввода в строй Кавказской горной обсерватории в 2015 году, на телескопах КГО: на 2,5‑метровом телескопе (спектроскопия) и 60-сантиметровом автоматизированном телескопе (фотометрия).
В 2018 и 2022 годах в «Астрономическом журнале» были опубликованы наши коллективные статьи с изложением результатов оптического мониторинга SS433 начиная с 1995 года (всего 25 лет наблюдений). С привлечением опубликованных наблюдательных данных начиная с 1978 года нами было показано, что параметры кинематической модели SS433 (орбитальный и прецессионный периоды, угол наклона сверхкритического аккреционного диска с плоскости орбиты, скорость вещества в релятивистских джетах и др.) являются в среднем постоянными на протяжении свыше сорока лет. Это является важным аргументом в пользу модели «плавающего» аккреционного диска, отслеживающего прецессию оси вращения оптической звезды. В силу огромного момента инерции этой звезды период прецессии ее оси вращения является очень стабильным, что стабилизирует прецессию газового плавающего аккреционного диска.
В течение длительного времени ученых удивляла стабильность орбитального периода SS433, несмотря на наличие интенсивного обмена масс в этой тесной двойной системе, а также несмотря на огромный темп потери массы из сверхкритического аккреционного диска вокруг релятивистского объекта (~ 10-4 М☉/год). Впервые на эту особенность SS433 было обращено внимание С. Н. Фабрикой, который в своем обзоре по исследованиям SS433 (2004) отметил возможность независимой оценки отношения масс компонент системы SS433, используя этот наблюдательный факт.
В 2018 году в международном журнале MNRAS вышла наша статья (авторы: А. М. Черепащук, К. А. Постнов, А. А. Белинский), где мы, используя факт постоянства орбитального периода SS433 в течение тридцати лет, дали оценку отношения масс компонент q = Mx/Mv> 0,6 (Mx и Mv – массы релятивистского объекта и оптической звезды соответственно). При этом мы учли три источника потери массы и углового момента из системы: истечение мощного звездного ветра из сверхкритического аккреционного диска, истечение оптической звезды через внутреннюю точку Лагранжа L1 и истечение этой звезды через внешнюю точку Лагранжа L2 (последнее не было учтено в обзоре С. Н. Фабрики). Поскольку масса оптической звезды в системе SS433 известна (так как расстояние до нее надежно измерено) и составляет около 10 М☉, то масса релятивистского объекта в системе SS433 получается более 6 М☉, то есть этот объект является черной дырой. Следует подчеркнуть, что эта оценка получена без использования данных спектроскопических наблюдений и данных о длительности рентгеновского затмения в системе SS433. Эта статья была быстро замечена, и на нее идут многочисленные ссылки.
Поскольку из анализа длительности рентгеновского затмения и из спектроскопических наблюдений линий поглощения в спектре оптической звезды рядом авторов получалось малое значение отношения масс в системе SS433 (q = 0,15 ÷ 0,30), необходимо было понять причину значительного отличия этих оценок q от нашей оценки q> 0,6. В 2019 году, в связи с публикацией командой гамма-обсерватории ИНТЕГРАЛ специального номера журнала New Astronomy Reviews, приуроченного к 20-летию работы этой обсерватории, мы получили приглашение опубликовать в этом номере нашу статью по исследованиям объекта SS433. В этой статье, которая вышла в 2020 году (авторы: А. М. Черепащук, К. А. Постнов, С. В. Молков, Э. А. Антохина, А. А. Белинский), мы привели результаты моделирования, которые объясняют эти расхождения. В последние годы появились теоретические исследования (Э. ван ден Хёвел, К. Павловский и др.), в которых было показано, что при достаточно большом отношении масс компонент в системе SS433 (q> 0,29) оптическая звезда может устойчиво переполнять свою полость Роша и истекать не только через внутреннюю точку Лагранжа L1, но и через внешнюю точку Лагранжа L2, теряя угловой момент и формируя околозвездную оболочку, вращающуюся с большой скоростью (до 200 км/с). Устойчивое переполнение звездой полости Роша при q> 0,29 обусловлено конечной «пропускной способностью» окрестностей внутренней точки Лагранжа L1, рассматриваемых как сопло Лаваля, что ограничивает поток вещества звезды, перетекающего на релятивистский объект. В этом случае общая оболочка в системе не образуется, и система эволюционирует как полуразделенная, с наблюдаемыми обеими компонентами. При малом отношении масс q< 0,29 система неизбежно погружается в общую оболочку.
Опираясь на эти идеи, мы разработали математическую модель системы SS433 с оптической звездой, переполняющей свою полость Роша. Поскольку при этом размеры звезды значительно больше, чем в случае простого заполнения ею полости Роша, нам удалось проинтерпретировать рентгеновское затмение релятивистского объекта оптической звездой при большом отношении масс