Моя жизнь в астрономии

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.