A&；A637，L3(2020年)1欧洲南半球天文研究组织，卡西拉19001，圣地亚哥19，智利，电子邮件：[email protected] 2欧洲南半球天文研究组织，卡尔-施瓦茨希尔德-斯特尔。2，85748捷克科学院天文研究所，BočníII 1401，1431布拉哈4，捷克共和国4佐治亚州立大学的查拉阵列，威尔逊山天文台，威尔逊山，加利福尼亚州91023，美国。
几十个光学梯形谱表明，HR6819是一个等级三元组。一颗经典的Be星在一个宽轨道上，围绕内40d双星有一个不受限制的周期，该双星由一颗B3III星和一颗在圆形轨道上看不见的伴星组成。这颗内星的径向速度半振幅为61.3 km s−1，其最小(可能)质量为5.0M⊙(6.3M ± 0.7M⊙)，暗示了≥4.2M⊙(≥5.0M ± 0.4M⊙这一不可见天体的质量，即黑洞(BH)。光谱时间序列与LB-1的观测结果惊人地相似。LB-1类似的三星结构将把LB-1中黑洞的质量从∼70M⊙降低到更典型的银河系恒星残留物黑洞的水平。HR6819中的BH可能是已知的最接近太阳的BH，与LB-1一起，暗示了一个安静的BH种群。它嵌入到一个分层的三元结构中可能对合并双BHS或BH+中子星双星的模型感兴趣。还发现了其他有外部Be星但没有BH的三重星，通过剥离，这些系统可能成为单星Be星的来源。
关键词：恒星：黑洞/双星：光谱/恒星：个体：HR 6819/恒星：个体：ALS 8775(LB-1)。
⋆作者将这封信献给斯坦·ŠTEFL(1955年−，2014年)的记忆，对他永不疲倦的警觉也引发了这部作品表示悲伤和感激之情。
⋆⋆部分基于在智利欧洲南方天文台收集的观测结果(Prop.。63.H-0080及073.D-0274号)。
银河系人口合成模型和观测之间最大的差异可能与黑洞的数量有关。模型预测了108到109颗恒星质量的BHS(Agol&Amp；Kamionkowski 2002；Olejak等人)。2020年)，但已知的X射线双星只有几个102，其中大多数只有中子星(NS)。这种比较是严重偏颇的，因为它只包括积极吸积的BHS。非增生的BH更难找到(有关检测的最新报告，请参阅Thompson等人)。2019年)。与普通的单线光谱双星(SB1)相比，第二颗发光星作为层次三元组中遥远的第三体的存在，可以对非吸积BHS的参数提供进一步的限制(Hayashi等人。2020)。由于外层天体可能通过Lidov-Kozai振荡加速内双BH或BH+NS双星的合并，就像通过引力波探测到的那样，最近引起了人们的兴趣(Abbott等人)。2019年，以及其中的引用)。
系统ALS8775(LB-1在下文中)最近被报道为具有异常高质量的∼70M⊙的明显不吸积的BH(Liu等人。2019年)。这不容易与二元进化和银河系人口合成模型相协调(Eldridge等人。2019年)。而涉及发射线的质量确定的有效性受到质疑(例如，Abdul-Masih等人，2019年；El-Badry&Amp；Quataert 2020)，但是仍然可以从从发光成分导出的二元质量函数中推断出更规则质量的BH。然而，到目前为止，没有一个反驳对宽广的Hα发射线缺乏运动提供了令人信服的解释，这实际上显示了Be星非常典型的轮廓。
HR6819(也称为HIP 89605、HD 167128或QV TEL)看起来像是一颗明亮的(V=5.3mag)早期Be星。古典Be星(Rivinius等人。(2013)是极快的旋转器，它们的发射线来自旋转支撑的赤道盘。达赫斯等人。Slettebak(1981年)报道了Ca 和Si 以及He λ4471ä的窄吸收线，这在Be星中是不常见的，Slettebak(1982年)注意到吸收光谱与正常的锋利线条的B3巨星的吸收光谱相似。在1999年的光谱中，Maintz(2003)发现这些狭窄的线条实际上是第二颗具有可变径向速度(RV)的恒星的特征。由于观测次数较少，她只能提出几十天的轨道周期。2009年，哈德拉瓦、ŠTEFL和里维尼乌斯使用哈德拉瓦(1995年)和哈德拉瓦(2004A)的方法，从一个更大的数据集中解开了这两颗恒星的光谱，并发现HR6819包含第三个看不见的物体，可能是黑洞。这一分析的结果将在即将发表的一篇论文中公布(在以下参考文献中
这封信遵循了一种更传统和更另类的方法。第二节推导了内双星的轨道参数，并估计了HR6819相对于太阳系的整体空间轨道。第三节论证了看不见的部件是BH，将HR6819与其他具有外部BE星的等级三元系统进行了比较，确定了HR6819和LB-1系统在所有架构细节上的相似性，并简要概述了HR6819相对于Sco OB2的历史。
Maintz(2003)从表1中的数据集A得出的发现激发了对2004年几个月的HR 6819的进一步观察(表1中的数据集B)。所使用的仪器是梯形格式光纤扩展射程光学光谱仪(F，Kaufer et al.。1999年)。用标准F流水线1降低光谱。
HR6819是光度可变的，全量程接近0.1毫克。附录B描述和讨论了来自三个不同空间光度计的时间序列，没有检测到有规律的重复变化。
图1和附录A.1给出了锋利线条恒星的RV，Hadrava(2004b)的F代码得出了表2中汇编的内双星的轨道参数。由于数据集B跨越几个周期，根据数据集A和B，很容易将轨道周期限制在约40.3d。F给出的周期为40.333 ± 0.004 d。Hadrava等人将提供进一步和更详细的分析，其中还包括历史数据和评估长期变化的可能性。(准备中)。由于偏心率较小，近星自变量ω的约束较差(±2 0°)，其误差传播到速度振幅K1的自变量中，从而修正了ω，从而使K1的误差下降到1%的水平。为了寻找1999年至2004年内双星相对于外Be星可能的轨道运动，第三次迭代也需要来自数据集A+B的共同结果，但允许内双星的系统速度γ对于A和B是不同的。γ1999年 − γ2004 ≈ +2 km s−1的差异并不显著，这与来自外Be星的发射线的位置不变性一致(图3)。2和C.2；Hadrava等人，准备中)。由于外轨道未知，但可能有几十年的周期和任何方向，很有可能在几年内出现不可检测的小轨道加速度，初步采用完整三系的RV作为集合A+B，γ = +9.4 ± 0.5 km s−1的联合解。
图1。窄线恒星的RV曲线(黑色脉冲：He λ4026，红色脉冲：Mg λ4481)(见附录A和图)。c.2)在内双星中，轨道拟合(蓝线；表2)和残差(十字)。
图2。HR6819系统选定的恒星周线和光球线(如标签所示)的动态光谱，与内双星的轨道周期(见表2)相对应。各个线条轮廓重叠在每个面板的顶部；虚线水平线标识动态光谱中颜色编码的范围。Hα面板仅用数据集B构建(参见表1)，以最大限度地减少Be星的长期圆盘变化性对发射外观的影响。Be星的基本不变的RV在其星周发射线(如Fe )的峰值以及主要是光球线(如He )的宽而弱的吸收基中清晰可见。选择Hδ面板中的切割是为了突出显示，在5%的水平(上方面板中的一个刻度线)，没有任何特征相对于线路核心反相移动。参见图。C..2用于额外的光谱线。
表2.HR 6819中的内二进制参数与LB-1中的内二进制参数的比较(Liu等人。2019年)。
HR6819的GAIA(DR2 Gaia Collaboration 2018年，π = 2.915 ms)和H(van Leeuwen 2007，π = 4.29 ms)视差解决方案都不考虑二进制；因此它们是高度不确定的。盖亚的测量可能会受到HR6819亮度的影响。然而，在大约310pC的距离(见下文)，B3III星的圆形轨道的角直径至少为0.44Au(对于SIN I = 1)是1.4ms或更大。这与盖亚溶液中0.731 mA的天文测量过量噪声的差异相匹配。观测到的通量与这两个视差大致相容。根据所作的其他假设，从通量拟合(附录C)中可以得出大约310pC± 60pC的首选距离。
自行(在MYR−1：−3.667和−11.120来自Gaia，−4.10和−13.30来自H，在α和δ中分别来自H)比视差大得多，因此受到任何轨道模式的干扰都较小。在距离310pC时，1ma yr−1转化为1.5 km s−1。当我们简单估计Gaia和H速度平均时，总横向速度为12.8kms−1，或13.1pC myr−1，9.4kms−1的径向速度相当于9.6pc myr−1。在不考虑银河系230myr太阳轨道的情况下，即当我们假设自旋框架为惯性时，HR6819到。更精确的轨道和原点只能在外部轨道已知并且考虑到多重性的情况下计算出天文测量参数。
有了上述轨道参数，内部系统中看不见的组分的质量函数为0.96 ± 0.03M⊙(详见附录A)。评估看不见的部分的质量下限需要B3 III恒星的质量下限。附录C.1和C.3表明B3III作为光谱分类是健全的，并同意Hohle等人对该光谱类型的使用。(2010年)。这些作者编制的数据库包含了56个B3III星的质量测定，没有一个中值为lt；5.0M⊙。这一下限也与进化轨迹一致(附录C.1)。当我们假设B3III星的下限为5M⊙，质量函数的下限为3σ(0.87M⊙)时，看不见的天体的质量的硬下限是4.2M⊙。
接下来，我们需要验证一颗质量在下限的正常恒星是否可以隐藏在HR6819的光谱中。根据Hohle等人的说法。(2010年)，典型质量为4.2M⊙的恒星的光谱类型约为B7。在Wegner(2006)之后，对于可能的最低光度级别V，B3 III和B7 V恒星的绝对视觉等M V相差1.7毫克，或者说550 nm处的通量几乎是原来的5倍。由于B星和Be星对总V波段通量的贡献大致相等(附录C.3；Hadrava等人，在准备中)，如果内伴星发光，则大约10%的连续体将来自内伴星。对于这个相对亮度，用Shokry等人的合成光谱建模。(2018年)的研究表明，即使在近临界自转条件下，B7V星在Mg λ4481中的光谱特征为0.6%，在巴尔默谱线中的光谱特征为6%，在vSiN I >； 2 0 0 km s−1的近临界自转状态下，这些特征在由5 0多个平均信噪比为4 5 0 nm的 >； 2 80组成的动力学光谱中不会被忽视，看不见的成分不是一颗正常的恒星。Wang等人。(2018)搜索了SDO伴星的紫外光谱。然而，对于检测而言，计算的互相关函数的信噪比太低。因为B星和不可见物体之间的质量差随着B星的质量增加而增大，所以原则上也需要评估不可见物体的最大质量，因为这可能会导致较大的星等差，从而降低发光伴星的探测能力。然而，对于HR 6819，情况并非如此(见附录C.2)。
HR6819在位置上与任何已知的脉冲星2都不重合。不可见物体质量的4.2M⊙的下限大大高于NSS的∼2.6M⊙的经验质量极限(Alsing等人。此外，2018年，接近这一极限的伴星质量将意味着B星的质量低得令人难以置信(见附录A)，并落入NSS和BHS的观测质量之间可能存在的差距(见Farr等人)。(2011年)。因此，看不见的物体一定是BH。
传统上，黑洞是在X射线中探测到的，X射线是由伴星的物质吸积而成的。相比之下，在HR6819最近的X射线观测中，也就是ROSAT全天观测中，没有探测到源(L X ≤ 3.5 × 10 30 erg s−1在0.1erg2.4keV波段，假设距离为460pC；Berghoefer等人)。(1996年)，轨道的近圆形并不意味着没有探测到的爆发形式的重大可变性，这在光学上得到了证实(附录B)。因此，内部双星不相互作用。在B3III星的温度和光度下，辐射风本质上是非常弱的(Krtička，2014年)，并且在分离>；0.22Au(仅从B3III星内部圆形轨道的下限)的情况下是无效的。因此，缺乏互动是意料之中的。这表明，在所有实际目的中，BH都不是堆积的。
如果我们不使用5.0M⊙的最小质量和质量函数的3σ下限，我们使用更典型的B3III星的质量6.3M± 0.7M⊙(附录C.3)和质量函数的标称值0.96M± 0.03M⊙，则BH质量Inc.
HR6819和LB-1的巨大相似性引发了这样一个问题：这是否足以识别可能的祖细胞系统。最简单的假设是，层次结构不会因BH的形成而改变，而最初的内双星更紧密，总质量远远超过10M⊙(Sukhbold等人。2016)。一个这样的候选系统可能是分离的食2.7d双星CW CEP，质量分别为13和12M⊙，轨道接近圆形(Johnston等人)。2019年)。这两颗星能否避免合并，很大程度上取决于质量损失。Johnston等人。(2019年，他们的图2)报告了广泛的Hα发射，它不参与轨道运动，但具有经典Be星的典型轮廓。这意味着在CW Cep中，一颗外Be星也可能在绕内双星运行。H-α剖面显示Be星的中等倾角(见Hummel&Amp；Vrancken2000)，而内双星的轨道倾角约为零，因为系统正在日食。
乍一看，这三个系统都拥有一颗外星，这似乎令人费解。由于HR 6819和CW Cep的已知谱线发射与LB-1相似而被鉴定，这可能是一种选择偏向。然而，66Oph是具有外部BE星(但没有BH，ŠTEFL等人)的第四个层次三元组。2004)。这样一个形成Be星的通道(关于其他通道的描述，见Langer等人)。2020a)可能是由于大质量恒星形成过程中碎裂过程中的角动量分布(Bodenheimer 1978；Kratter&Amp；Matzner 2006)。如果这些外部Be星变得没有束缚，它们的空间速度可能高于平均水平，但可能不在相当一部分Be星观测到的范围的顶端(Berger&Amp；Gies 2001)。另一个明显的共性是内部双星的偏心消失，这在等级三元系中不是典型的(Tokovinin等人。2019年)。
太阳系位于所谓的局部气泡内，该气泡的直径约为100个pC，其特点是密度低于平均水平，但其气体含量温度较高(Slavin 2017)。这种结构归因于数百万年前爆发的超新星(SNE)(正如Frisch&Amp；Dwarkadas 2017总结的那样)，当时最近的恒星OB协会Sco OB2从太阳附近经过(Fuchs等人)。(2006年)。附录D中的分析表明，HR6819可能比Sco OB2更老，并根据Sector。2.3，其轨道不与Sco OB2相交(de Zeeuw等人)。1999年)，因此不是HR6819的亲代人口。粗略的初步估计在SN爆炸时HR6819的距离从280pC(如果爆炸发生在15Myr之前)到大约800pc(如果爆炸发生在∼65−70Myr之前)(关于年龄的讨论，请参见附录D)，并将该事件放置在本地气泡之外。根据初始质量的不同，也有可能在没有爆炸的情况下通过直接坍塌形成BH(Sukhboldet al.。2016)。
HR6819是一颗内双星中有一颗非吸积的BH的等级三合星。质量估计并不依赖于作为黑洞轨道运动的示踪物的发射线的RV测量的困难程度(见Casares等人)。2014年；El-Badry&；Quataert 2020)。此外，B3III星是一颗相当正常的恒星，因此由光谱类型和光谱能量分布得到的质量与质量函数相结合，导致BH的固体质量下限为4.2M⊙(对于SIN I = 1)。如果2.7d的内部二进制能够通过质量损失避免合并，则CW CEP系统可能是具有类似于HR6819和LB-1的体系结构的系统的先驱。通过剥离外层Be星，HR 6819、LB-1、CW Cep和66Oph等系统可能成为单颗Be星的来源。
由于光谱序列与简单的二进制不相容，使得检测变得容易。这可以作为寻找其他非增生BH的判据，LB-1的例子说明了这一点。
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