\documentstyle[12pt]{article}
\begin{document}
\begin{center}
{\bf Двойной радиопульсар с массивным компонентом в
Малом Магеллановом Облаке --
первый пульсар с черной дырой?}
\end{center}

\vskip\baselineskip
Большое и Малое Магеллановы Облака являются ближайшими
к нашей Галактике звездными системами (расстояние 
$\sim 60$~кпк) с массой на порядок меньше нашей Галактики. Это
иррегулярные галактики -- спутники Млечного Пути. В них
происходят бурные процессы звездообразования, наблюдаемых 
в обилии горячих звезд, ОВ-ассоциаций, зон ионизованного 
водорода, массивных рентгеновских источников. В 
1991 г. группой австралийских и американских астрономов
(В.Каспи, Р.Манчестер, А.Лайн и др.) в Малом Магеллановом
Облаке был обнаружен первый радиопульсар PSR J0045-7319. Этот пульсар
имеет период вращения $\approx 1$~с, и кроме того, что
он принадлежит к числу самых ярких (здесь эффект
селекции: более слабые просто не видны с такого расстояния),
ничем не выделялся. Однако анализ 2-летних наблюдений за
временем прихода импульсов от этого пульсара привел к выводу, 
что этот пульсар входит в состав двойной системы с периодом
51 день и очень вытянутой орбитой (эксцентриситет $e=0.8$).
По изменению времени прихода импульсов вследствие эффекта
Допплера при движении пульсара по орбите была определна
так называемая функция масс невидимого компонента, 
по которой можно определить нижний предел его массы 
(точное значение массы нельзя определить без дополнительных
наблюдений из-за незнания угла наклонения орбиты к лучу зрения). Она
оказалась равной $2.17 M_\odot$, что дало нижний предел
массы невидимого спутника $M_c\simeq 4 M_\odot$. Начались
поиски оптического компонента. Оказалось, что в бокс ошибок
радиопульсара попадает звезда 16-й величины, спектрального класса В1.
Она и была предложена авторами как возможный компонент пульсара.
Однако эта интерпретация сталкивается с трудностями. Во-первых,
даже при прохождении пульсара вблизи этой звезды на расстоянии всего
6 ее радиусов не наблюдаются никакие эффекты, связанные с изменением
формы импульсов пульсара, затмениями и т.д., что ожидается
в двойных системах пульсар + массивная звезда, поскольку известно, 
что массивные молодые звезды активно теряют массу в виде ионизованного 
звездного ветра, способного эффективно поглощать радиоволны. Во-вторых,
большой эксцентриситет орбиты, являющийся следствием взрыва Сверхновой
в этой двойной системе, неизбежно должен был бы привести к заметной
скорости движения центра масс ($\sim 200$~км/c), а наблюдаемая 
лучевая скорость этой В-звезды $\sim 167$~км/с совпадает со средней
лучевой скоростью звезд в ММО.
Это, правда, возможно объяснить тем, что скорость системы направлена
перпендикулярно к лучу зрения, но вероятность этого мала.
В-третьих, обнаруженная скорость поворота периастра двойной системы
$\approx 0.01\pm 0.003^\circ$~/год встречает трудности при интерпретации
этого классическими приливными эффектами на В-звезде, вызываемыми
движением пульсара на эллиптической орбите. Если же поворот периастра
связать с чисто релятивистским эффектом (а им, как известно, объясняется
наблюдаемый поворот перигелия орбиты Меркурия в солнечной системе,
поворот перигелия в двойном пульсаре PSR 1913+16 и в других объектах),
то полная масса этой двойной системы оказывается $10-30 M_\odot$.

Если принадлежность В-звезды к этому пульсару
не будет доказана прямым измерением допплеровских вариаций линий
в спектре этой звезды, синхронных с орбитальным периодом 51 день,
этот пульсар PSR J0045-7319 будет кандидатом номер один 
в двойные пульсары c черными дырами, существование которых предсказывает
современная теория эволюции массивных двойных звезд.

\vskip\baselineskip

\hfill (По материалам V.Kaspi et al. Astrophys. J.Lett. March 1 issue 1994;
Lipunov V.M., Postnov K.A., Prokhorov M.E. 1994, Astrophys. J.Lett. in press)

\vskip\baselineskip

\hfill Пocтнoв K.A., 25 января 1993 г.

\end{document}