Моя жизнь в астрономии

Соответствующие статьи опубликованы нами совместно с И. И. Антохиным в «Астрономическом журнале» в 2001 и 2007 годах. По системе V444 Cyg с новым алгоритмом мы полностью подтвердили мои старые результаты интерпретации кривой блеска, выполненные с алгоритмом на множестве монотонных неотрицательных функций. Тем самым было показано, что главные выводы о параметрах звезды Вольфа–Райе – радиусе ее «ядра» и его температуре не зависят от конкретного вида априорной информации о решении (если эта информация выделяет компакт). По системе BAT 99-129 применение нового метода интерпретации привело к выводу о том, что радиус «ядра» звезды Вольфа–Райе относительно мал (~ 3 солнечных), а его температура велика (T ≥ 45 000 K). Таким образом, к настоящему времени мы имеем независимые и надежные определения радиусов «ядер» и их температур для трех звезд Вольфа–Райе: в двойных системах V444 Cyg, BAT 99-129 и Cyg X-3. Во всех этих случаях при массе звезды Вольфа–Райе в 10 ÷ 15 солнечных масс радиус ее «ядра» весьма мал (~ 3 солнечных), а температура «ядра» высока (T ≥ 45 000 K). Такие характеристики прекрасно согласуются с параметрами гелиевых звезд с небольшими водородными оболочками. Это сильно подкрепляет гипотезу о том, что звезды Вольфа–Райе первого типа населения Галактики представляют собой гелиевые остатки первоначально массивных звезд М ≥ 30 солнечных), потерявших в процессе эволюции основную часть своих водородных оболочек. Таким образом, из наших данных по радиусам и температурам «ядер» звезд Вольфа–Райе следует, что эти звезды находятся на поздней стадии эволюции, за которой должен следовать коллапс с образованием релятивистского объекта – нейтронной звезды или черной дыры.

Поскольку решение обратной задачи интерпретации кривой блеска на множестве выпукло-вогнутых неотрицательных функций очень устойчиво, нам удалось восстановить пространственную структуру звездного ветра звезд Вольфа–Райе из анализа затменных кривых блеска. Это непростая задача, поскольку для ее решения требуется иметь дело с двумя последовательными некорректными задачами: сначала из кривой блеска восстанавливается функция распределения непрозрачности диска звезды Вольфа–Райе при рассмотрении его «на просвет», а затем с этой функцией решается интегральное уравнение Абеля, которое позволяет найти распределение объемного коэффициента поглощения в пространственной модели протяженной атмосферы звезды Вольфа–Райе. В моих первых работах при решении обратной задачи на множестве монотонных неотрицательных функций удавалось надежно определить радиус «ядра» и его температуру для звезды Вольфа–Райе. Однако полученное на множестве монотонных неотрицательных функций распределение свойств непрозрачности по диску звезды Вольфа–Райе обладало значительными ошибками, что не позволяло успешно использовать его для решения второй некорректной задачи – решения интегрального уравнения Абеля. Распределение непрозрачности, полученное на множестве выпукло-вогнутых функций, имеет гораздо меньшие ошибки, и использование этого распределения для решения интегрального уравнения Абеля приводит к весьма неплохим результатам восстановления пространственной структуры протяженной атмосферы звезды Вольфа–Райе. Таким способом нам удалось восстановить радиальное распределение плотности в протяженной атмосфере и далее, решая уравнение неразрывности течения вещества звездного ветра, найти эмпирический закон распределения скорости вещества в ветре звезды Вольфа–Райе. Оказалось, что истечение вещества в основании ветра звезды Вольфа–Райе происходит с ускорением, что согласуется с теоретическими представлениями и со всем комплексом наблюдательных данных по звездам Вольфа–Райе. С другой стороны, полученный нами эмпирический закон распределения скорости вещества в ветре звезды Вольфа–Райе в деталях отличается от общепринятого закона (так называемого закона Ламерса). Это ставит некоторую проблему перед теорией ускорения звездных ветров горячих звезд.

Илл. 43. Поздравление профессора А. Г. Свешникова с 80-летием на кафедре математики физфака МГУ. 2005 г. В центре – профессор В. Ф. Бутузов

В конце 1990‑х годов среди астрофизиков активно обсуждалась проблема происхождения звезд Вольфа–Райе. Предлагались два механизма: интенсивная потеря вещества массивной звездой в виде звездного ветра (этот механизм «работает» лишь для наиболее массивных звезд с массами более сорока солнечных), а также обмен масс в тесных двойных системах («работает» в том числе и для не очень массивных звезд с массами от двадцати солнечных и выше). Первый механизм был предложен П. Конти в 1975 году, второй – Б. Пачинским в 1973 году. Впервые идея о том, что интенсивная потеря массы одиночной массивной звездой на стадии красного сверхгиганта может приводить к формированию звезды Вольфа–Райе, была высказана в работе Г. С. Бисноватого-Когана и Д. К. Надежина, опубликованной в 1972 году.