АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2008, том 85, № 8, с. 728-738
УДК 524.387-54
ЭВОЛЮЦИЯ КОМПОНЕНТ ТЕСНОЙ ДВОЙНОЙ СИСТЕМЫ WR 20a
© 2008 г. А. В. Тутуков1, А. В. Федорова1, А. M. Черепащук2
1Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия 2Астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия Поступила в редакцию 20.10.2007 г.; принята в печать 26.10.2007 г.
Проведен анализ эволюции компонент уникальной массивной двойной системы ШН 20а, представляющей собой предельно тесную пару — звезду Вольфа—Райе азотного типа с 0!-звездой. Массы компонент системы оцениваются в 83 и 82 М®, что близко к рекордным значениям звездных масс. Выполнено численное моделирование эволюции компонент системы, учитывающее потерю вещества за счет присущего массивным звездам звездного ветра. В рамках сценария, в котором система является разделенной начиная с прихода компонент на главную последовательность и до современного состояния, начальная масса компонент должна быть близка к 110 М®, если начальные массы звезд были одинаковы, либо к 120 и 100 М®, если начальные массы были различны. В настоящее время компоненты представляют собой несколько проэволюционировавшие звезды главной последовательности; степень обогащения гелием их поверхности сравнительно невелика. Дальнейшая эволюция системы приведет к заполнению одной из компонент полости Роша и эволюции в общей оболочке. В результате возможно слияние компонент, и тогда после взрыва сверхновой эволюция системы завершится образованием одиночной массивной черной дыры. В противном случае, в зависимости от масс результирующих черных дыр образуется двойная система из двух черных дыр либо две свободные черные дыры. Образование последних будет сопровождаться вспышками гамма-излучения.
РАС Б: 97.80.Fk, 97.30.Eh, 97.10.Me, 97.20.Ec, 97.60.Lf
1. ВВЕДЕНИЕ
Исследование формирования и эволюции самых массивных звезд нашей Галактики и других галактик является весьма актуальной проблемой по многим причинам. Реионизация вещества молодой Вселенной осуществляется первыми массивными звездами. Эти звезды производят первые тяжелые элементы, в основном углерод и кислород. Массивные звезды с массами более ^25 M© образуют черные дыры (ЧД) звездных масс в конце своей эволюции. Массивные тесные двойные системы с такими ЧД порождают первые мощные рентгеновские источники в галактиках разных типов. Слияние звездных ЧД в ядрах шаровых скоплений ведет к появлению ЧД промежуточных (~103 M©) масс, а в ядрах галактик — к появлению квазаров.
Представляет большой интерес наблюдательное определение верхнего предела звездных масс. На сегодня среди одиночных объектов Галактики звездами с наибольшими массами, оцененными, правда, косвенными методами, являются LBV-объект (Luminous Blue Variable object) LBV 1806-20 [1] и звезда Pistol Star [2], эмпирические оценки масс которых доходят до 200 M©. В Большом Магеллановом облаке известна очень массивная одиночная звезда с
текущей оценкой массы ^150 M© [3]. Список наиболее массивных звезд нашей Галактики приведен Масеем и др. [4]: HD 93206 (Mbol = = -10.6, M и 88 M© ), HD 93129AB (Mbol = = -12.1,M > 120 M©), HD 93250 (Mbol = -11.3, M> 120 M©), HD 93205 (Mbol = -10.7, M и и 104 M©), HDE 303308 (Mbol = -10.4, M и и 93 M©), LSS 4067 (Mbol = -11.4, M и 120 M©), C1715-387-8 (Mbol = -10.7, M и 95 M©), HDE 319718 (Mbol = -11.8, M и 120 M©), Pis 2417 (Mbol = -10.5, M и 98 M©), а также шесть звезд главной последовательности (ГП) в ассоциации Cyg OB2 с массами, большими 100 M©. Однако оценки масс этих объектов нельзя признать достаточно надежными ввиду того, что они получены на основании оценок их светимости.
Известно, что наиболее надежные значения масс звезд могут быть получены из анализа кривых орбитальных лучевых скоростей и кривых блеска затменных тесных двойных систем. В обзоре [5] приведены массы и другие параметры для около полусотни массивных тесных двойных систем. Наиболее массивными из них оказались следующие: ST1-98 (LMC; O4 + O4, M1 = 45M©,M2 = = 45 M©), SK-67° 105 (LMC; O4f+O6V, Mi = = 47.3 M©, M2 = 29.8 M©), V729Cyg (07Ianfp +
+ 06 - 71а, И = 47 И©, И = 13 Ие). Кроме того, было найдено, что в двойной системе И136-38(ЬМС) (03У + 06У) оценка массы первичной компоненты составляет 56 ± 0.6 Ие [6], масса звезды WN7 в двойной системе WR22 ^N7 + + 0) превышает 55 Ие [7, 8], а масса первичной компоненты в системе Пласкетта превышает 51 И& [9].
Вероятно, рекорд массы для звезд из тесных двойных систем с надежно определенными массами принадлежит на сегодня компонентам затмен-ной двойной системы WR 20а, массы которых оказались равными 83 ± 5 Ие и 82 ± 5 Ие [10]. Впервые характеристики звезды Вольфа-Райе (WR) у объекта WR 20а были обнаружены в 1991 г. в работе [11], и в этом же году была выполнена иВУ-фотометрия этой системы [12]. В седьмом каталоге галактических звезд WR [13] объект WR 20а числится как кандидат в тесные двойные системы ввиду сравнительной слабости эмиссионных линий в его спектре, что может быть вызвано вкладом континуума предполагаемого спутника — вероятной 0В-звезды. Действительно, детальное исследование [14] показало, что WR 20а является массивной двойной системой с орбитальным периодом Рогь = 3.675й, с компонентами спектрального класса либо WN6ha, либо 03! и нижними пределами масс компонент 70.7 ± 4 Ие и 68.8 ± 3.8 Ие. В работе [15] выполнен детальный анализ спектра этой системы. Согласно результатам этого анализа, спектральный тип обеих компонент — WN6ha, орбитальный период Рогь = 3.686й, блеск в максимуме В = 15.00™, У = 13.42™, I = 10.66™, орбита круговая. Наиболее сильные эмиссионные линии в оптическом спектре этой системы — это линии На и Не11 А4686, которые показывают сильную переменность профилей, коррелирующую с фазой орбитального периода. Показано, что существенная часть излучения в этих ярких эмиссионных линиях возникает в области столкновения звездных ветров очень близких компонент (большая полуось орбиты А 55 Ее).
Использование неЛТР-моделей звездных атмосфер позволило авторам работы [15] определить и другие фундаментальные характеристики почти одинаковых компонент WR 20а: Teff = 43 000 ± ± 2000 К, ШЬьы/Ье) & 6.0. Интенсивность потери массы звездным ветром оценена в 8.5 х х 10"6И©/год (в предположении, что звездный ветер — клочковатый, со скважностью f = 0.1). Очень важным для интерпретации эволюционного статуса компонент является тот факт, что обилие азота в оболочках обеих звезд оказалось выше солнечного, а обилие углерода, порождающего азот в недрах массивных звезд — ниже солнечного. В работе [15] делается вывод о том, что
положение компонент системы WR 20а на диаграмме Герцшпрунга—Рессела (диаграмме Г—Р) свидетельствует о том, что они являются звездами ГП с горением водорода в их ядрах. Аномальный химический состав атмосфер этих звезд (избыток азота и дефицит углерода), вероятно, связан со значительной потерей массы звездами, либо с эффективным перемешиванием вещества в их недрах, которое индуцировано быстрым осевым вращением, согласованным с орбитальным вращением очень тесной двойной системы [15]. Поэтому характеристики компонент системы WR 20а заметно отличаются от характеристик одиночных звезд тех же масс и того же возраста.
Полное межзвездное поглощение до системы WR 20а Ау = 6.0™, а расстояние до нее составляет ^7.9 кпк, откуда следует, что эта система, вероятно, принадлежит молодому рассеянному скоплению Westerlund-2. Сдвиг столь массивной двойной системы на расстояние ~1.1 пк от фотометрического центра скопления в данном случае может свидетельствовать о том, что молодое скопление еще не срелаксировано, либо о том, что эта система была выброшена из центра скопления в результате динамического взаимодействия с близкими звездами этого скопления. Анализ спектров звезд ранних спектральных классов — членов скопления Westerlund-2 [16] показал, что положение этих звезд (включая компоненты системы WR 20а) на диаграмме Г—Р соответствует возрасту скопления <2.5 млн. лет (при этом обе компоненты WR 20а лежат правее ГП нулевого возраста). Таким образом, даже самые массивные звезды этого скопления не успели покинуть ГП и превратиться в классические гелиевые звезды WR [17].
В работах [10, 16] было обнаружено, что система WR 20а является затменной переменной двойной системой с кривой блеска, показывающей значительные внезатменные изменения блеска (Дш ~ 0.1™), которые обусловлены приливной деформацией близких к заполнению своих полостей Роша компонент, и глубокие частичные затмения компонент примерно одинаковой глубины (~0.3™). Анализ кривых блеска позволил уточнить фундаментальные характеристики компонент системы. В работе [10] из анализа кривой блеска системы WR 20а в фильтре I с использованием данных спектральных наблюдений были найдены следующие значения основных параметров этой системы и ее компонент: наклонение орбиты системы г = 74.5° ± 2.0°, полярный радиус — 18.7 ± ± 0.3 Ее, экваториальный радиус — 20.4 ± 0.3 Ее, (здесь радиусы компонент предполагаются одинаковыми, так как отношение их масс близко к единице: д = И2/Иг = 0.99 ± 0.03). Внутренней точке Лагранжа соответствует радиус 22.0 ± 0.3 Ее. Эффективная температура компонент, полученная
на основе анализа спектра с помощью неЛТР-метода моделей атмосфер, равна 42 000 ± 1000 К. Оценка масс компонент приводит к значениям Иг = 83.0 ± 5Ие, И2 = 82.0 ± 5.0 Ие, и, таким образом, компоненты WR 20а можно отнести к самым массивным звездам с надежно оцененными параметрами.
В работе [16] были получены кривые блеска системы WR 20а в фильтрах В и У и из их анализа были найдены уточненные характеристики системы и ее компонент. Степень заполнения полости Роша компонентами (предполагается одинаковой для обеих компонент) близка к 0.91, наклонение орбиты системы составляет г = = 74.5°, эффективная температура первичной компоненты равна 43 000 К, вторичной — 40 500 К. Средний радиус для обеих компонент равен 18.7 ± ± 0.9 Ее (примерно на 5% меньше, чем в работе [10]). В результате болометрическая светимость первичной компоненты оценивается величиной ^(Ььы/Ье) = 6.03 ± 0.09, а в
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.