Массивной двойной звезде нужен сильный подмешивание у ядра

Чтобы подогнать модель к данным по двойной системе HD 152248, авторы не ограничились только её видимыми параметрами. Они взяли эволюционную модель звезды и прогнали её в двух вариантах: с обычным переносом углового момента и с магнитным вариантом, а потом проверили, какие настройки лучше всего воспроизводят и сами звёздные параметры, и апсидальное движение — медленный поворот орбиты в двойной системе, который зависит от того, как внутри распределена плотность.

Главная проверка тут такая: если модель правильно описывает внутренности звезды, она должна одновременно совпасть с наблюдаемыми параметрами и с величиной k2 — это число, которое отражает, насколько сильно у звезды «собрана» плотность к центру. И вот здесь возникла проблема: у моделей k2 систематически получался больше, чем в наблюдениях. Это значит, что в расчётах звезда выходила слишком «рыхлой» внутри, с недостаточно резким переходом между ядром и внешними слоями.

Чтобы убрать это расхождение, пришлось сильно усилить подмешивание вещества у границы ядра — то, что в модели называют overshooting. Причём это понадобилось почти при любом варианте расчёта: на результат мало влияли металличность, исходное содержание гелия, начальная масса, потери массы и даже выбор между гидродинамической и магнитной схемой переноса. Авторы ещё проверили, мешает ли приливное взаимодействие в двойной системе, и пришли к выводу, что для этой звезды можно считать орбиты и вращение почти согласованными между собой. Но даже если допустить заметный наклон осей вращения, это не снимает проблему с k2 — без сильного подмешивания модель всё равно не сходится с данными.