MWC 656 — рентгенівська подвійна зоряна система в північному сузір'ї Ящірки. Вона має ідентифікатор HD 215227 з каталогу Генрі Дрейпера. Маючи видиму зоряну величину 8,75Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters, 38 (5): 331, , , , вона є занадто слабкою, щоб її можна було побачити неозброєним оком. Виходячи з вимірювань паралакса, вона розташована на відстані приблизно 6700. світлових років від Сонця. Колись її вважали членом асоціації зір, що рухаються разом, Lacerta OB1, але оцінка відстані ставить її далеко за межі цієї групи.
Спостереження 11 серпня 1935 року Р. Ф. Санфорд виявив слабку спектральну лінію водню–β у спектрі цієї зорі, і вона була включена до доповнення 1943 року до каталогу подібних зір Маунт-Вілсон з ідентифікатором MWC 656.
У 1964 році їй було присвоєно спектральну зоряну класифікацію B5:ne, де «B5» вказує на те, що це зоря типу B, «n» означає, що вона має «туманні» лінії через швидке обертання, а «e» показує, що вона має емісійні лінії. Суфікс «:» вказує на певну невизначеність щодо класифікації.
Її включили до каталогу зір типу Be у 1982 році. У 2005 році виявлено, що вона має високу проєктовану швидкість обертання .
У 2009 році супутник AGILE виявив поблизу джерело гамма-випромінювання з потужністю понад . Цьому джерелу було надано ідентифікатор AGL J2241+4454. HD 215227 є єдиним відповідним оптичним аналогом, що знаходиться в межах кола похибки 0,6°. Спектри зорі показали ознаки випромінювання з навколозоряного диска, а також поглинання з оболонкової структури. Швидкі зміни мінливості лінії випромінювання свідчать про орбітального супутника, який припливно взаємодіє з диском. Дані кривої блиску Гіппаркос вказують на орбітальний період .
Це було підтверджено у 2012 році за допомогою вимірювань радіальної швидкості ліній гелію у фотосфері зорі Be.
Уточнені вимірювання радіальної швидкості у 2014 році вказали на масивного супутника в діапазоні , якщо припустити, що зірка Be має масу . Супутник головної послідовності з такою високою масою має бути легко видимим в оптичному діапазоні. Аналогічно, субкарлик або оголене гелієве ядро від масивної зорі-попередника не відповідають спостереженням. Маса занадто велика для білого карлика або нейтронної зорі, залишаючи чорну діру зоряної маси єдиним життєздатним кандидатом.
Пізніше того ж року було виявлено слабке рентгенівське випромінювання із загальною світністю ·с−1, що робить цю подвійну рентгенівську систему високої маси. Така світність узгоджується зі зоряною чорною дірою в стані спокою, тобто дуже мало речовини надходить у чорну діру від первинної зорі.
Це була перша зареєстрована подвійна система, що поєднує чорну діру із зорею типу Be. Однак зараз виявлено, що багато зір типу Be мають субкарликових OC-супутників, властивості яких схожі на MWC 656. Відкриття у 2022 році припливного спотворення диска, що обертається навколо зірки типу Be, зробило недійсним початкову амплітуду радіальної швидкості, що поставило під сумнів оцінки маси 2014 року. Поправка на це, ймовірно, виключає наявність компаньйона чорної діри. Випромінювання іонізованого гелію поблизу компаньйона має подвійний пік, що вказує на наявність акреційного диска, що обертається навколо зірки типу Be.
Переглянуті вимірювання, опубліковані у 2023 році, виявили діапазон мас від для супутника, що означає, що це нейтронна зоря, білий карлик або гаряча гелієва зоря.
Положення зорі на відстані нижче галактичної площини свідчить про те, що це зоряна система-втікач, оскільки це молода зоря, яка не розташована поблизу жодної області зореутворення. Цей сценарій сприяє нейтронній зорі-компаньйону.
Посилання
Додаткова література