Моя жизнь в астрономии

С этой целью Т. С. Хрузина, используя метод синтеза, разработала комплексы программ для компьютера, позволяющие рассчитать теоретические кривые блеска двойной системы в рамках модели горячего пятна и горячей линии. Эта методика была применена нами к анализу наблюдаемых кривых блеска ряда катаклизмических двойных систем. Оказалось, что модель горячей линии во всех случаях позволяет описать наблюдаемые кривые блеска значительно лучше, чем модель горячего пятна. Ширина орбитального горба перед входом в затмение аккреционного диска звездой в модели горячей линии получается значительно больше, чем в модели горячего пятна, что лучше согласуется с наблюдениями. Поэтому модель горячей линии более предпочтительна.

В первых работах группы А. А. Боярчука газодинамические расчеты соответствовали горячему аккреционному диску (температура порядка 10⁵ ÷ 10⁶ градусов). В таком приближении диск имеет эллиптическую форму, а горячая линия является весьма протяженной. Последующие трехмерные газодинамические расчеты группы А. А. Боярчука, выполненные с более точным учетом радиационных потерь, показали, что диск «холодный» (температура ~ 10⁴ градусов), имеет почти круглую форму, а протяженность горячей линии сравнительно невелика. В наших компьютерных программах эксцентриситет диска и длина горячей линии были свободными параметрами задачи и искались совместно с остальными параметрами при интерпретации наблюдаемых кривых блеска взаимодействующих двойных систем. При этом в результате такой интерпретации мы чаще всего получали аккреционный диск с эксцентриситетом, близким к нулю, и сравнительно короткой горячей линией. Тем самым в наших расчетах косвенно подтверждалась и модель «холодного» аккреционного диска, которая физически является более обоснованной.

Илл. 41. Одесса. Гамовская конференция 2005 г. С моими коллегами профессором В. Н. Руденко (крайний справа) и профессором Д. В. Гальцовым и их супругами

Первая статья по моделированию кривых блеска взаимодействующих двойных систем нашим методом была опубликована в 1998 году в «Астрономическом журнале» (авторы: Д. В. Бисикало, А. А. Боярчук, О. А. Кузнецов, Т. С. Хрузина, А. М. Черепащук, В. М. Чечеткин). Затем в 2001–2004 годах была опубликована серия аналогичных работ по интерпретации кривых блеска ряда катаклизмических двойных систем. Из всех этих работ следовало, что модель горячей линии значительно лучше согласуется с наблюдениями, чем модель горячего пятна. Этот результат имеет большое значение для понимания механизмов массообмена во взаимодействующих двойных звездных системах.

Илл. 42. Поздравление П. Г. Куликовского с 90-летием. 2000 г.

В начале 2000‑х годов я продолжил заниматься своей любимой темой, предложенной мне еще в начале 1960‑х годов моим научным руководителем, профессором Д. Я. Мартыновым. Эта тема – исследование звезд Вольфа–Райе в двойных системах. К этому времени мощность компьютеров возросла настолько сильно, что оказалось возможным эффективно решать обратные некорректные задачи на компактных множествах специальной структуры с большим количеством априорных физических ограничений. Если эти дополнительные ограничения на искомое решение обратной задачи не вступают в противоречие с моделью и наблюдательными данными (модель адекватна), то использование столь детальной априорной информации позволяет получить наиболее надежные и устойчивые результаты решения. В 2001 году мы с моим учеником, кандидатом наук И. И. Антохиным, развили метод интерпретации кривых блеска затменных двойных систем, содержащих в качестве одной из компонент звезду Вольфа–Райе, в предположении, что искомые функции распределения яркости и свойств поглощения по диску звезды Вольфа–Райе принадлежат компактному множеству выпукло-вогнутых неотрицательных функций. Ранее я для решения этой задачи использовал алгоритм решения обратной задачи на множестве монотонных неотрицательных функций. Множество выпукло-вогнутых неотрицательных функций является более «узким» и лучше использует специфику рассматриваемой обратной задачи.

В данном случае выпуклая часть функции соответствует «ядру» звезды Вольфа–Райе, содержащему основную часть массы звезды, а вогнутая часть функции описывает протяженную атмосферу. Положение точки перегиба является свободным параметром задачи. Такая априорная информация носит качественный характер, хорошо учитывает специфику модели протяженной атмосферы и практически не затрагивает физических деталей этой модели. Ввиду большого количества априорных физических ограничений, накладываемых на искомые функции, реализация такого алгоритма решения обратной задачи стала возможной лишь в последнее время, в связи с возможностью использования мощных компьютеров. Мы применили новую методику к интерпретации кривых блеска двух затменных систем с компонентами Вольфа–Райе, у которых получены надежные кривые блеска: V444 Cyg и BAT 99-129.