Считается, что система HR 6819 включает две звезды и черную дыру — ближайшую к Солнцу. Однако новые наблюдения показывают, что, скорее всего, черной дыры здесь нет.
Система HR 6819 глазами художника — еще тройная / ©ESO, L. Calçada
Тройная система HR 6819 находится в южном созвездии Телескоп, на расстоянии немногим более 1100 световых лет от Солнца. Она видна даже невооруженным глазом, как слабая мерцающая звезда. Поначалу ее действительно считали Ве-звездой — не слишком массивной, но горячей и быстровращающейся, окруженной диском выброшенной материи. Однако затем в системе удалось различить присутствие второй звезды спектрального класса В3.
Этим находки в HR 6819 не ограничились. Обнаружилось, что, имея примерно равные массы — по шесть солнц, — звезды вращаются не вокруг общего центра. Звезда В3 движется вокруг Ве-звезды, совершая полный оборот примерно за 40 суток. В результате астрономы заключили, что обе они движутся под влиянием третьего, невидимого объекта — черной дыры в пять солнечных масс. Таким образом, мы начали считать, что тройная система включает ближайшую к нам черную дыру. Но вот новая статья, опубликованная в журнале The Astrophysical Journal Letters, ставит эту интерпретацию под сомнение.
По мнению Дугласа Гиза (Douglas Gies) и Луцянь Вана (Luqian Wang) из Университета штата Джорджия, предыдущие работы неверно оценивали размеры звезд, входящих в HR 6819. Масса Ве-звезды может быть намного выше, чем у В3, и именно поэтому вторая описывает круги вокруг почти неподвижной первой, не требуя никакой черной дыры поблизости. В этом случае газопылевой диск около Ве-звезды, вовлеченный этим движением, должен вращаться с той же периодичностью — около 40 дней.
И действительно, это подтвердилось данными наблюдений. По оценкам ученых, Ве-звезда массой около шести солнечных перетянула большую часть вещества своей соседки, оставив звезде В3 не более 0,4-0,8 солнечной массы.
Любопытно, что к тем же цифрам пришли авторы другой статьи, посвященной HR 6819 и вышедшей совсем немногим ранее. По-видимому, эта система двойная, и первоначально она представляла собой тесную пару схожих звезд В-класса. Одна из них понемногу теряла вещество, а другая — набирала его, и в итоге пара стала неравной.
