System HR 6819 został zinterpretowany przez Rivinius et al. (2020) jako układ potrójny składający się z gwiazdy typu Be okrążającej wewnętrzny układ podwójny, który miałby się składać z gwiazdy typu B3 III oraz nieaktywnej czarnej dziury. Możliwe również, że gwiazda typu Be tylko przez przypadek znajduje się blisko na niebie i obiekt HR 6819 jest tylko gwiazdą podwójną z czarną dziurą.
W niedawnej pracy "Testing the presence of a dormant black hole inside HR 6819", grupa astronomów z Centrum Astronomicznego im. Mikołaja Kopernika: A. Romagnolo, A. Olejak, A. Hypki, G. Wiktorowicz, K. Belczynski, sprawdziła, czy układ podwójny z czarną dziurą może być zrekonstruowany przy użyciu symulacji numerycznych izolowanego układu podwójnego (jak w polu Galaktyki) albo z symulacji numerycznych gęstych pól gwiazdowych (jak w gromadach kulistych). W tym celu przyjęli, że zewnętrzna gwiazda Be jest słabo związana z układem podwójnym z czarną dziurą i nie ma na nią wpływu. Ponadto, przyjęli pewne niestandardowe parametry początkowe dla ewolucji gwiazdowej układów podwójnych z pola Galaktyki. Po pierwsze, założyli, że czarna dziura uformowała się w wyniku bezpośredniego kolapsu progenitora, bez względu na masę (bez wybuchu supernowej). Po drugie, została przyjęta wysoka wartość parametru efektywności utraty energii orbitalnej dla układu podwójnego w fazie wspólnej otoczki (>4.5, podczas gdy jest to zwykle <1).
Autorzy pracy użyli kodu do syntezy populacji StarTrack i zbudowali bazę danych modeli dla wielu układów podwójnych z pola Galaktyki, w celu sprawdzenia jak prawdopodobne jest utworzenie takiego układu jak HR 6819. Ponadto, tę samą procedurę zastosowali dla układów podwójnych pochodzących z symulacji gromad gwiazdowych, wykonanych kodem MOCCA aby również znaleźć kandydatów na system HR 6819.
W wyniku analizy danych doszli do następujących wniosków. Wprawdzie możliwe jest zrekonstruowanie parametrów układu HR 6819 z ewolucji izolowanego układu podwójnego, ale tylko bardzo mała część (0.0001%) układów podwójnych zgadza się z parametrami obserwacyjnymi HR 6819. To sugeruje, że nawet przy użyciu wspomnianych niestandardowych parametrów wejściowych, układ podwójny o zbliżonych parametrach jest bardzo trudno otrzymać, a tym samym zaobserwować. Podobne wnioski wynikają z analizy dostępnych symulacji numerycznych gromad gwiazdowych. Układów podwójnych o podobnych parametrach jak w układzie HR 6819 znalezionych zostało tylko kilka, ale żaden z nich nie zgadzał się w pełni z oczekiwanymi parametrami.
W wyniku tych badań autorzy uważają, że brak trzeciego ciała, zaproponowany przez El-Badry & Quataert (2021) oraz Bodensteiner, J. et al. (2020), wydaje się być bardziej naturalnym wyjaśnieniem natury obiektu HR 6819.
Główny rysunek (na wstępie tej notatki):
Układ podwójny zawiera na początku dwie gwiazdy o metaliczności 0,0105 i masach 24 i 7 mas Słońca. System ewoluuje poprzez wspólną fazę otoczki, która powoduje, że masywniejsza gwiazda traci większość swojej masy i zapada się w czarną dziurę, jednocześnie zmniejszając odległość orbitalną i zwiększając mimośród orbity systemu.
Podziękowania:
Praca była wspierana z grantów Narodowego Centrum Nauki Maestro 2018/30/A/ST9/00050 oraz 2016/23/B/ST9/02732.
