Исследование рентгеновской двойной звезды 4U 1820-30 привлекло внимание астрономов благодаря своим необычным характеристикам. Группа ученых из Национального центрального университета на Тайване, возглавляемая И Чоу, изучила динамику этой системы. Их работа может значительно расширить наши знания о поведении рентгеновских двойных звезд.
Рентгеновские двойные звезды представляют собой интересные астрономические объекты, состоящие из обычной звезды или белого карлика, передающего массу компактной нейтронной звезде или черной дыре. В зависимости от массы звезды-компаньона астрономы классифицируют их на рентгеновские двойные малой массы (LMXB) и большой массы (HMXB). 4U 1820-30 относится к категории сверхкомпактных LMXB и находится вблизи центра шарового скопления NGC 6624. Эта система включает нейтронную звезду и гелиевый белый карлик, теряющий массу, с небольшой массой от 0,06 до 0,08 солнечных масс. Интересно, что орбитальный период системы составляет всего 685 секунд.
Ранее наблюдения показали, что 4U 1820-30 демонстрирует не только орбитальные вариации, но и сверхорбитальную модуляцию, чей период значительно превышает орбитальный. Этот период, который измерили в 171,03 дня, оставался стабильным на протяжении последних десятилетий. Однако новые данные, собранные исследовательской группой, показали, что суперорбитальный период изменился, что стало настоящим открытием.
Астрономы проанализировали данные с различных телескопов, собранные с 1987 года, и заметили, что суперорбитальный период 4U 1820-30 сократился с 171 до 167 дней в период с 1987 по 2023 год. Более тщательный анализ показал, что это изменение могло произойти резким скачком в конце 2000 года или происходить постепенно с производной периода около -0,000358 дней в день. Эти результаты ставят под сомнение предыдущие предположения о наличии третьей звезды-компаньона, которая могла бы влиять на модуляцию.
Ученые выдвинули новую гипотезу, согласно которой нестабильность массопереноса, вызванная рентгеновским облучением, может объяснить наблюдаемые изменения. Они объяснили, что аккреционный поток, возникающий в системе, выходит из небольшой области вокруг точки L1, где гравитационное поле менее выражено. Это делает аккреционный поток чувствительным к рентгеновскому облучению, что, в свою очередь, может влиять на его динамику.
