Моя жизнь в астрономии

Еще одна проблема, которой я занимался в эти годы, была связана с изучением неоднородной, клочковатой структуры звездного ветра звезд Вольфа–Райе. Впервые вывод о такой клочковатости ветров был сделан в нашей работе (А. М. Черепащук, Дж. Итон, Х. Ф. Халиуллин), опубликованной совместно с американским ученым Дж. Итоном в 1984 году в Astrophysical Journal. Из анализа затмений в инфракрасном диапазоне спектра в системе V444 Cyg мы заключили, что характерные размеры протяженной атмосферы звезды Вольфа–Райе в этой системе сильно возрастают в инфракрасной области спектра. Это интерпретировалось нами как проявление клочковатой структуры ветра звезды Вольфа–Райе. Три года спустя группа Тони Моффата, получив профили эмиссионных линий ряда звезд Вольфа–Райе с очень высоким отношением «сигнал–шум», обнаружила, что вершины этих профилей быстро переменны. На этих вершинах появляются и регулярно перемещаются отдельные узкие линии, амплитудой порядка процента от высоты основной, широкой линии. Эти узкие слабые компоненты линий формируются в отдельных уплотнениях в ветре Вольфа–Райе. Поскольку радиальное истечение вещества в ветре ускоренное, узкие компоненты линии перемещаются по вершине широкой компоненты линии. Более того, группе Тони Моффата из анализа этих перемещений удалось оценить закон ускорения вещества в ветре Вольфа–Райе. Дальнейшие сведения о клочковатости ветров звезд Вольфа–Райе были получены с привлечением данных радиоастрономических наблюдений. Измеряя потоки теплового радиоизлучения от звезд Вольфа–Райе, можно, в модели радиально истекающего звездного ветра, определить темп потери массы звездами Вольфа–Райе. Это сделано для нескольких десятков звезд Вольфа–Райе. В то же время из анализа кривых блеска и кривых изменения поляризации оптического излучения двойных звезд Вольфа–Райе темп потери массы для некоторых (к сожалению, немногочисленных) звезд Вольфа–Райе можно определить независимо. Для затменной системы V444 Cyg темп потери массы звездой Вольфа–Райе определен наиболее надежным, динамическим методом по изменению орбитального периода. Оказалось, что величины темпов потери масс для звезд Вольфа–Райе, найденные в оптическом диапазоне по затменной и поляризационной переменности и по изменению орбитального периода, в среднем в 3–5 раз меньше, чем темпы потери массы, найденные для тех же звезд Вольфа–Райе по радиоастрономическим данным. В 1990 году я в своей статье, опубликованной в «Астрономическом журнале», объяснил это различие клочковатостью звездного ветра звезд Вольфа–Райе. Дело в том, что радиоизлучение от звездного ветра связано со свободно-свободными переходами атомов и зависит квадратично от электронной плотности вещества ветра. А эффекты затмений и поляризация оптического излучения линейно зависят от электронной плотности. Поэтому если мы соберем вещество ветра в отдельные многочисленные плотные сгустки, то при заданном темпе потери массы интенсивность радиоизлучения возрастет, и если эту интенсивность интерпретировать в модели однородного ветра, то мы получим завышенное значение темпа потери массы. Эффекты затмений и поляризационные эффекты, а также величина изменения орбитального периода двойной системы от клочковатости ветра не зависят. Поэтому в данном случае получаются истинные значения темпа потери массы. Основной источник информации о величинах темпа потери массы звездами Вольфа–Райе – это радионаблюдения, а также наблюдения в инфракрасном диапазоне спектра. Поэтому коррекция в 3–5 раз темпов потери массы, полученных этими методами, оказалась очень существенной для понимания эволюции звезд Вольфа–Райе. Сейчас модель клочковатого звездного ветра звезд Вольфа–Райе считается общепризнанной. В 1992 году в Аргентине состоялся симпозиум Международного астрономического союза, посвященный эволюции тесных двойных систем. Я был включен в научный оргкомитет этого симпозиума и получил приглашение сделать обзорный доклад по физике звезд Вольфа–Райе и клочковатости их звездных ветров. Этот доклад опубликован в трудах симпозиума.