Техника - молодёжи 1975-10, страница 16

кривых блеска звезд с протяженной атмосферой связаны с необходимостью решат» так называемые некорректно поставленные задачи, когда сколь угодно малым возмущениям могут соответствовать сколь угодно большие отклонения в решении (рис. 4). Ма/емэтики до недавнего времени решение таких задач считали абсурдом

Однако выдающийся отечественный ученый академик А. Тихонов впервые разработал методику решения некооректно поставленных задач.

Оказалось, при поиске однозначного ответа часто хватает дополнитесь! ой физической информации о характере искомого решения, и в ряде случаев удается построить методы, позволяющие по приближенно заданным входным данным находить прибпиженное ре-иение некорректно постаьленных задач Например, достаючно принять вполне разумное допущение, что фотомет рические функции изменяются по диску гладко или монотонно Эта дополнительная физическая информация и позволила Гончарскому, Черепащуку и Ягеле создать и обосновать эффективные алгоритмы расчета кривых блеска как классических затменных систем, так и систем, содержащих компоненты с протяженной атмосферой. Ясно, что задачи эти весьма сложны и могут решаться только при помощи совр еменных электронно-вычислительных машин.

С другой стороны, благодаря привлечению ЭВМ новый метод можно обобщить и распр устранить на несфеоические «пекулярные» компоненты пар с эллипсоидальной или дискообразной, типа колец Сатурна, протяженной атмосферой.

Допустим, кривая блеска ичмеое-на с помощью обычного фотометра. Но вед^ суммарный поток излучения от «пекулярной» звезды складывается из непрерывного излучения и дискретного в эмиссионных линиях Слеловатепьно, нужен особый фотометр с узкой полосой лропуска-ния, чтобы по кривой блеска получить информацию о структуре внешних слоев протяженных атмосфер — ведь при затмениях эти слои слабо проявляют себя в непрерывном излучении, там преимущественно возбуждаются те или иные пинии испускания. Если из решения кривой блеска в непрерывном излучении (континууме) можно определить геометрические размеры двойной системы, то из ее решения в линии (зная радиус спутника и наклонение орбиты) — ряд дополнительных параметров протяженной атмосферы на разных глубинах, а также проконтролировать правомочность самой модели атмосферы (сфера или диск).

У звезды типа Вол! фа-Райе вклад эмиссионных линий в общий световой поток сравним с вкладом континуума, а иногда превышает его раза в два. Поскольку оба айда излучения ,-ребуют для своего возбуждения различных физических условий и возникают на размых глубинах зпездной атмосферы, естественно ожидать существенного различия в их «миганиях» Следовательно, кривые блеска в континууме и в линиях надо анализировать раздельно. Что касается фотометрического исследования излучения в линиях, которые подвержены вдобавок допплеров-ским смещениям при орбитальном "бр. щеиии членов пары, то тут необходимо использовать не просто узкополосный светофильтр, а с регулируемой длиной волны максимума пропускания (рис 3)

Обычный интерференционный

фильтр пропускает излучение определенной частоты и задерживает сЬотоны других длин волн. Если диэлектрические слои этого фильтра нанести неравномерно, в ви-,-е клина, то его оптическая толщина будет изменяться по длине, и на максимум пропускания можно настроиться очень просто — переме Щи ь пластинку перпендикулярно лучу зрения. Подобные клиновые фильтры, впервые примененные в астрономии французскими учеными Ш. Ленувелем и Ж. Рингом в 1955 году, а затем незаслуженно забытые, как раз и пригодились Черепащуку Помогли коллеж с физфака МГУ Уникальные по качеству фильтры, изготовленные на кафедре ептики под руководством профессора Ф. Королева, позволили молодому исследователю «вглядеться» вну-рь атмосферы звезды типа Вольфа-Райе в системе V444 Лебедя

Звезда эта давно привлекала внимание ученых. Еще в '939 году американский ai-роном О. Вильсон указал на ее двойственност», а в 1941 году друюй американский истроном, С, Гапо.шкин, открыл, что она также затменна*, переменная с периодом орбитального обращения 4,2 дня. Рпос.гедстрии удалось найти геометрические параметры двойной сигтемы, но никто до исследований Гончарского, Черепащу-ка, Яголы не мог надежно определить структуру этого небесного тела, «эталонного» для звезд тига Вольсра-Рсйе.

Решенье кривых блеска noKJ?j-ло, что центральные части диска звезды Вольфа-Райе голубее периферийных, то есть их цветовая температура выше. Температура всего диска — около 20 000^е С, центральной области — 50 00С° С, периферии—10 000° С. На самом деле температура «поверхности» ядра, в котором заключена основная

часть массы звезды, гораздо больше 50 000" С, поскольку его излучение «краснеет» при прохождении через гротяженчую атмосферу. Если эта тел iep ттура, скажем, порядка 100 000" С, то в возбуждении эмиссионных линий важную рол» должна играть ионизация веществ? атмосферы коротковолновым излучением ядра Этот факт, а также впервые .надежно измеренное ускО' ренное истечение газа от ядра (явно под действием светового давления) свидетельствуют в пользу модели, предложенной в 1944 году английским астрономом К- Билсом Согласно ей протяженная атмосфера звезд типа Вольфа-Райе трактуемся как мллая расширяющаяся плане-аон ая туманность Уже одно только надежное экспериментальное подтверждение модели Килса, столь цажной для понимания природа, звездной нес/ационарности было результатом миро ого класса.

Вывод из работы Черепащука, Гончарского и Яголы гласит также: радиус ядра «гекулярной» компоненты VM4 Пебедя — около 2,6 радиуса Солгца. А судя по измерениям кривой блеска в эмиссионных линиях, атмосфера по своим размерам раз в десять превышает ядро (рис. 5). Масса же везды составляет десять солнечных. Другими словами, «тело» звезды типа Вольфа-Райе состоит из гелия, водород в ней выгорел, и, несмотря на бурное истечение она на самом деле э_>олюционно старая и .почти на последнем издыхании запасы ядерной энергии практически исчерпаны. Это тоже очень ценный экспериментальный результат, получивший отклик в ряде работ советских и зарубежн >ix асгрономог И вот почему.

Американский астрофизик

Дж. Кроуфорд в 1955 году выдвинул идею «о пеьемеге ролей» в небесной паре — более массивное светило эвол оционирует 6ь стрее, расширяется. и вещество из него начинает перетгка-ь к спутнику. По расчетам западногерманских ученых Р. Кж.пенхана и А. Вайгерта, в системе из двух зве?д с перьокачаль-ными массами 25 и 15 солнечных, отстоящих дру^г от друга на 56 солнечных радиусов, более массивная компонента эволюционирует быстрее и после выгорания водорода и на стадии сжатия гелиевого яt pa расширяется. От нее начинает «пересекать» вещество к спутнику. Этот процесс происходит стремительно — за 7200 лет первоначально билес «солидная» звезда теряет две трети «—оей массы.

После обмена масс двойная система состоит из гелиевой звезды с небольшой примесью водорода и горячего массивного спутника. Соемя

14