Когда астрономы смотрят на небеса, они не просто ищут объекты, о существовании которых мы уже знаем. Они также ищут доказательства физических явлений, которые, по нашему мнению, должны существовать, но еще не были найдены. Когда в это уравнение добавляются различные факторы – обширность космоса, длительность времени наших поисков и текущее качество наших инструментов – появляется масса всякой всячины, которую мы хотим увидеть, но пока не видели. Чем реже оно встречается во Вселенной, тем сложнее его увидеть, таков закон.

Только представьте себе, какой безумный танец увидели бы вы, глядя на эту парочку с поверхности какой-нибудь планеты поблизости…

Или не увидели бы, потому что двойная звезда испускает огромное количество рентгеновского излучения. Приблизительно через 340 тысяч лет вращение закончится, и одна звезда упадёт на другую. А пока что они сближаются на 60 см в день.

RX J0806.3+1527 или HM Рака (HM Cnc) – рентгеновская двойная звезда на расстоянии около 1600 световых лет от Солнца. Состоит из двух плотных белых карликов, вращающихся друг вокруг друга с периодом 321,5 секунды (в такой двойной системе продолжительность года составляет около 5,4 минуты) на расстоянии около 80000 км друг от друга (1/5 расстояния от Земли до Луны). Две звезды обращаются вокруг друг друга со скоростями больше 400 км/с.

По оценкам массы звёзд составляют половину массы Солнца. Звёзды состоят из плотного вырожденного вещества, поэтому их радиусы сопоставимы с радиусом Земли. По мнению учёных, в конечном итоге звёзды сольются воедино, что подтверждается данными наблюдений в рентгеновском диапазоне такими спутниками, как Chandra, XMM-Newton и Swift.

Данные наблюдений показывают, что орбитальный период уменьшается на 1,2 миллисекунды в год, при этом звёзды сближаются на 60 см в день. При таком темпе звёзды сольются воедино приблизительно через 340 тысяч лет.

RX J0806 является двойной системой с наименьшим из известных периодов обращения. Поскольку RX J0806.3+1527 является парой белых карликов, то обладает относительно низкой светимостью в оптическом диапазоне спектра. Учёные обнаружили повторяющиеся пики рентгеновского излучения с периодом 321,5 секунды; модуляция с тем же периодом была выявлена в 1999 году в рамках миссии ROSAT.

Последовавшие оптические наблюдения на телескопах ESO Very Large Telescope (VLT), Telescopio Nazionale Galileo (TNG) и Nordic Optical Telescope (NOT) позволили найти источник, соответствующий рентгеновскому, относительно слабый (видимая звёздная величина 20,7 в полосе B) объект с модуляцией видимого излучения с тем же периодом, что и у рентгеновского источника.

Оптические наблюдения в течение 2001-2004 годов показали, что период уменьшается со скоростью около 1/1000 с в год. Этот результат был подтверждён при наблюдениях рентгеновского излучения в течение нескольких лет.

Уменьшение расстояния между компонентами системы означает потерю орбитальной энергии. Общая теория относительности Альберта Эйнштейна предсказывает, что такая система будет терять орбитальную энергию при создании гравитационных волн. По мнению учёных, RX J0806.3+1527 может стать одним из наиболее мощных источников гравитационных волн в нашей галактике.

Считается, что звезды, у которых недостаточно массы, чтобы стать нейтронными звездами (а это почти все), заканчивают свою жизнь белыми карликами. Белые карлики – это останки звезд, состоящие из чрезвычайно плотного вырожденного вещества. Их максимальная стабильная масса – около 1,4 солнечных масс. Это известно как предел Чандрасекара.

Белый карлик, который приобретает достаточно массы, чтобы преодолеть этот предел, настолько массивен, что давления вырождения электронов в ядре звезды уже недостаточно, чтобы противостоять ее собственному гравитационному самопритяжению. В этот момент звезда взрывается и становится нейтронной звезды или черной дырой, в классической сверхновой типа 1a. Или, по крайней мере, так должно быть.

Когда звезда находится на завершающей стадии своей жизни, она начинает использовать для синтеза другие материалы помимо водорода. Какие материалы она способна брать для синтеза – определяется ее плотностью. Столкновение двух белых карликов резко повышает плотность конечного объекта, допуская синтез более тяжелых элементов.