ПУЛЬСИРУЮЩАЯ ЗВЕЗДА ВЫДАЁТ НЕВИДИМОГО СПУТНИКА

Чёрные дыры и нейтронные звёзды, которые не поглощают вещество, почти невозможно увидеть напрямую. Один из способов их найти — наблюдать за видимой звездой, с которой они обращаются вокруг общего центра. Как отмечает статья, астрономы нашли таким образом всё больше подобных «спящих» кандидатов, а диапазон масс между самыми тяжёлыми нейтронными звёздами и самыми лёгкими чёрными дырами по-прежнему наблюдается скудно.

TIC 160582982 предлагает необычный путь: сама звезда является часами.

Звезда, отмеряющая время

TIC 160582982 — звезда типа δ Щита: горячая, быстро вращающаяся звезда класса A, которая колеблется сразу во многих модах давления. Команда под руководством Чэнлуна Лю из Синьцзянской астрономической обсерватории Китайской академии наук и Института астрофизики Андалусии в Гранаде проанализировала около 352 дней измерений космического телескопа TESS и извлекла из её мерцающего света 128 частот.

Когда такая звезда обращается вокруг спутника, она то немного дальше от нас, то немного ближе. Её свету требуется то больше, то меньше времени, чтобы дойти, — поэтому пульсации словно смещаются то раньше, то позже в регулярном цикле. Измерение этого смещения позволяет проследить орбиту. Это называется фазовой модуляцией.

89-дневная орбита с тяжёлым партнёром

Шесть стабильных пульсаций, используемых вместе как часы, дают согласованный ответ:

• Орбитальный период: 89,29 ± 0,19 суток, на очень вытянутой орбите (эксцентриситет 0,54).
• Проекция размера орбиты видимой звезды (её большая полуось) — около 146 световых секунд, или 0,29 астрономической единицы.
• Получающаяся «функция масс», комбинация двух масс, равна 0,416 массы Солнца — много для звезды такого типа.

Второй, независимый метод, основанный на боковых пиках, которые орбита создаёт вокруг двух самых сильных пульсаций, даёт ту же орбиту: 89,36 суток.

Видимая звезда весит около 1,93 массы Солнца, находится примерно в 263 парсеках и светит в 37,6 раза ярче Солнца. Вместе с орбитой это означает, что спутник весит не менее примерно 1,8 массы Солнца — это минимум, достигаемый, если мы видим орбиту точно с ребра. Если бы спутник был обычной звездой, лучшая оценка составила бы около 2,2 массы Солнца.

Пропавший свет

Обычную звезду такой массы должно быть легко заметить. Команда рассчитала, сколько света она добавила бы: для спутника массой от 1,70 до 1,86 солнечной — около 18–26% света системы в видимом и инфракрасном диапазонах; при 2,3 массы Солнца — около 43%.

Но свет системы, измеренный от видимого до среднего инфракрасного диапазона, идеально соответствует одиночной звезде класса A, без инфракрасного избытка. Архивные спектры тоже не показывают очевидного второго набора линий, хотя быстрое вращение звезды размывает её линии. Поэтому обычный одиночный спутник «сильно маловероятен», пишут авторы.

Остаются два подозреваемых

Остаются два объяснения, и имеющиеся данные не позволяют их различить:

1. Скрытая пара. Спутник сам может быть тесной парой звёзд, например двумя звёздами массой около 0,9 солнечной каждая. Вместе они дали бы нужную массу, добавляя лишь около 4% видимого света и 8–9% в инфракрасном диапазоне.
2. Мёртвая звезда. Компактный остаток — нейтронная звезда или даже чёрная дыра звёздной массы — добавил бы мало света или вовсе никакого.

Команда также заметила более медленный сигнал, повторяющийся каждые 0,544 суток, сила которого растёт и падает вместе с орбитой, достигая максимума вблизи наибольшего сближения двух тел. Это может быть пульсация, возмущённая приливами на эксцентричной орбите, но авторы относят её лишь к кандидатам.

Спектры на протяжении полной орбиты

Решающая проверка — спектроскопия: спектры высокого разрешения, многократно снятые на протяжении полной 89-дневной орбиты, независимо проверили бы орбиту и позволили бы искать слабые линии, движущиеся вместе со спутником или с двумя звёздами скрытой пары. Будущие измерения космической обсерватории Gaia, которая должна увидеть колебания звезды примерно на тысячную долю угловой секунды, могли бы точно определить наклон орбиты и полную массу спутника.

Согласно записи на arXiv, статья принята в The Astrophysical Journal; здесь прочитана авторская рукопись.