Моя жизнь в астрономии

После этих исторических отступлений вернемся к моей аспирантской работе. В конце первого года моего обучения в аспирантуре от сотрудника ГАИШ, тогда еще кандидата физико-математических наук П. В. Щеглова (впоследствии это был профессор, главный экспериментатор ГАИШ) я узнал о том, что на кафедре оптики физического факультета МГУ (заведующий кафедрой профессор Ф. А. Королев) изготавливаются клиновидные интерференционные светофильтры. Мне удалось получить один экземпляр такого светофильтра от моей коллеги, аспирантки кафедры звездной астрономии Н. Н. Гусевой. Этот фильтр оказался очень полезным для моей научной работы. Из-за того, что интерферирующие слои в этом фильтре имеют переменную толщину, при наблюдении звездообразных объектов, перемещая фильтр поперек луча зрения, можно менять центральную длину волны пропускания фильтра и при этом выделять узкую полосу шириной ~ 50 ангстрем. Приспособив этот фильтр к электрофотометру Крымской станции ГАИШ, установленному на 48-сантиметровом рефлекторе АЗТ-14, я получил в свое распоряжение простой и очень надежный в эксплуатации спектрофотометр, с помощью которого за два летних сезона наблюдений на Крымской станции ГАИШ мне удалось построить детальные кривые блеска нескольких затменных двойных систем с компонентами – звездами Вольфа–Райе (в том числе и системы V444 Cyg). Эти кривые блеска были получены отдельно в частотах непрерывного спектра (континуума) и эмиссионных линий (в частности, линии HeII 4686). Таким образом, мне удалось впервые получить наблюдательный материал, пригодный для изучения структуры протяженной атмосферы звезды Вольфа–Райе в континууме и эмиссионных линиях.

Попутно я обнаружил новое явление в мире затменных двойных систем: селективное атмосферное затмение. Наблюдая двойную систему CV Ser, содержащую звезду Вольфа–Райе и «нормальную» звезду спектрального класса О, я нашел, что эта система имеет почти постоянный блеск в частотах континуума, а в частотах эмиссионной линии CIII-IV 4656 (бленда из двух линий двукратно и трехкратно ионизованного углерода) она является затменной переменной с большой глубиной затмения – порядка половины звездной величины. Я сразу догадался, что это связано с тем, что коэффициент поглощения в частотах линии CIII-IV 4653 много больше, чем в континууме, поэтому характерные размеры поглощающей оболочки звезды Вольфа–Райе в частотах линии много больше, чем в континууме, что и приводит к увеличению глубины атмосферного затмения в частотах линии. Я быстро опубликовал эту работу и получил на нее много откликов и ссылок. В дальнейшем эффекты селективных атмосферных затмений были обнаружены у многих затменных двойных систем. Изучение этих эффектов дает ценную информацию о структуре звездных ветров горячих звезд и об области взаимодействия ветров в тесных двойных системах. Теория селективных атмосферных затмений, основанная на применении теории движущихся оболочек звезд В. В. Соболева, была развита мной совместно с Х. Ф. Халиуллиным в 1976 году. На эту тему нами опубликована статья в «Астрономическом журнале».

Кривые блеска системы V444 Cyg, полученные мной в континууме и эмиссионных линиях, оказались сильно различающимися, что отражает сложную ионизационную структуру звездного ветра звезды Вольфа–Райе. Стало ясно, что для определения характеристик «ядра», или «собственно звезды» Вольфа–Райе, лучше всего подходят кривые блеска в континууме, а для выявления эффектов столкновения звездных ветров в системе V444 Cyg следует использовать кривые блеска в эмиссионных линиях. Следует подчеркнуть, что такая возможность изучения стратификации излучения в звездном ветре звезды Вольфа–Райе была реализована впервые в моих работах – до этого исследователями анализировались кривые блеска затменных двойных систем Вольфа–Райе в широкополосной фотометрической системе U, B, V, в которой вклад континуума и эмиссионных линий усреднялся, что не давало возможности выполнить однозначную физическую интерпретацию результатов анализа затменных кривых блеска.