Вспоминаю такой эпизод из нашей с Леней аспирантской жизни. В апреле 1966 года отмечался шестидесятилетний юбилей нашего шефа, директора ГАИШ профессора Д. Я. Мартынова. После торжественного заседания ученого совета ГАИШ и череды многочисленных поздравлений нашего шефа состоялся банкет в профессорской столовой МГУ на втором этаже главного здания. Чтобы быть подальше от начальства и чувствовать себя свободно, мы с Леней сели в самый дальний угол столовой за стол, который был сервирован на шесть персон. Мы все ждали, когда к нам подсядут другие сотрудники ГАИШ или гости. Но, по-видимому ввиду удаленности нашего стола, к нам так никто и не подсел. И тогда мы с Леней навалились на еду и вдвоем прикончили содержимое всего стола. Когда в конце банкета состоялся традиционный обход юбиляром всех гостей, Дмитрий Яковлевич в окружении своих друзей и коллег подошел к нашему столу. Увидев опустошенный стол, сервированный на шестерых, и нас, двоих аспирантов, сытых и довольных, он восторженно воскликнул: «Смотрите, каких молодцов мы воспитываем!»
В 1972–1976 годах были построены сценарии эволюции тесных двойных систем, в которых две звезды системы эволюционируют вплоть до самых поздних стадий, когда образуются звезды Вольфа–Райе, белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Особенно успешно в этом направлении работали советские астрономы А. В. Тутуков и Л. Р. Юнгельсон, а также голландская группа под руководством профессора Э. ван ден Хёвела. В 1972 году ван ден Хёвел и Хейзе на основе эволюционных расчетов показали, что коллапс ядра звезды Вольфа–Райе в двойной системе может приводить к формированию релятивистского объекта в паре с оптической звездой и затем – к появлению феномена рентгеновской двойной системы. Годом позже к такому же выводу пришли А. В. Тутуков и Л. Р. Юнгельсон. В 1974 году я на основе интерпретации наблюдений затменной двойной системы V444 Cyg привел наблюдательные свидетельства того, что эта тесная двойная система с компонентой-звездой типа Вольфа–Райе действительно может быть предшественником рентгеновской двойной системы. Таким образом, стала выявляться глубокая эволюционная связь между звездами Вольфа–Райе и нейтронными звездами и черными дырами в тесных двойных системах.
Илл. 19. С профессором А. В. Тутуковым, моим другом и коллегой по исследованию тесных двойных звездных систем. 1980 г.
После защиты докторской диссертации я начал ездить за рубеж, где старался докладывать свои научные результаты. Первая моя поездка за границу состоялась в 1976 году в столицу Польши – Варшаву. Я пробыл месяц в Варшавском университете, где занимался научной работой. Здесь я впервые повстречал многих известных астрономов, работы которых читал в зарубежных журналах и на которые ссылался в своих статьях: С. Ручиньского, В. Крушевского, В. Кшеминского, Я. Джулковского, Дж. Смака. Также я вторично встретился с Б. Пачинским, который ранее бывал у нас в ГАИШ и делал доклад об эволюции тесных двойных систем.
Вторая поездка за рубеж состоялась у меня в августе 1979 года в Канаду, в город Монреаль. В это время здесь проходила Генеральная ассамблея Международного астрономического союза (МАС). К этому времени я был избран в члены МАС и стал членом оргкомитета комиссии № 42 МАС «Фотометрические двойные звезды». При подготовке программы работы нашей комиссии к заседанию МАС мне пришлось много переписываться с председателем этой комиссии профессором М. Плавецом, крупным специалистом по проблеме эволюции тесных двойных систем. Когда была сформирована делегация советских астрономов на Генеральную ассамблею МАС, я в эту делегацию не попал. Однако, когда М. Плавец узнал об этом, он написал специальное рекомендательное письмо для меня на имя председателя Астросовета АН СССР члена-корреспондента Э. Р. Мустеля, и меня в последний момент включили в состав делегации. Во время этой командировки я встретился со многими выдающимися учеными, а также сделал доклад на заседании нашей комиссии № 42 МАС по своим работам. После доклада ко мне подошел американский астроном Игорь Юркевич, знакомый мне по его публикациям на тему тесных двойных звезд. Мы познакомились и разговорились. Оказалось, что он прекрасно говорит по-русски, так как является сыном русских эмигрантов и живет в США. Его супруга, Марианна, тоже русская. Мы подружились и часто переписывались в дальнейшем. К сожалению, Игорь рано ушел из жизни. С его женой Марианной мы дружим и переписываемся до сих пор.
Илл. 20. Научные лидеры, старшее и молодое поколения (слева направо): Е. К. Шеффер, П. В. Щеглов, Б. А. Воронцов-Вельяминов, Р. А. Сюняев, Ю. Н. Ефремов, Л. Г. Титарчук, Н. И. Шакура. 1979 г.
В дальнейшем я участвовал в работе нескольких Генеральных ассамблей МАС, которые проходили в разных странах: в Греции, США, Аргентине, Нидерландах, Японии и др. Особенно мне запомнилась XXI Генеральная ассамблея МАС, проходившая в 1991 году в Аргентине, в городе Буэнос-Айресе. На этой Ассамблее академик А. А. Боярчук был избран президентом МАС, что было большой честью для всех астрономов нашей страны.
1979 год – год расцвета рентгеновской астрономии, поэтому в работе Канадской Генеральной ассамблеи МАС рентгеновским исследованиям в астрофизике было уделено много внимания. Мы с огромным интересом слушали доклады Риккардо Джиаккони (ныне нобелевского лауреата), Герберта Гурского и других членов группы Uhuru. Uhuru – это специализированный американский рентгеновский спутник, который, сканируя все небо, открыл около трехсот компактных рентгеновских источников, большинство из которых оказались рентгеновскими двойными системами. Результаты, полученные группой Uhuru, были доложены еще раньше – в 1974 году, когда в Москве, в МГУ и ГАИШ, состоялась Международная конференция по переменным звездам.
На этой конференции в 1974 году мы доложили наши работы по оптическим исследованиям рентгеновских двойных систем. Доктор Кшеминский доложил свою работу об оптическом отождествлении системы Cen X-3 со «звездой Кшеминского». После его доклада мы с ним побеседовали, и он сказал, что наша работа по обнаружению эффекта эллипсоидальности в системе Cyg X-1 помогла ему в оптическом отождествлении системы Cen X-3. Вначале он обрабатывал свои фотометрические наблюдения этой рентгеновской двойной системы, предполагая, что ее кривая блеска представляет собой одну волну за орбитальный рентгеновский период, и у него не получалось регулярной средней кривой блеска. После знакомства с нашей статьей он пересчитал свои данные с учетом эффекта эллипсоидальности (двойная волна за период), и у него сразу получилась регулярная средняя кривая блеска, что и позволило ему заключить, что эта звезда связана с рентгеновским источником Cen X-3. На этой же конференции в 1974 году ученики Я. Б. Зельдовича (Н. И. Шакура, Р. А. Сюняев, И. Д. Новиков, М. М. Баско и др.) доложили свои работы по теории дисковой аккреции вещества на релятивистские объекты и по наблюдательным проявлениям аккрецирующих нейтронных звезд и черных дыр в двойных системах.
Илл. 21. Н. И. Шакура и Р. А. Сюняев – создатели теории дисковой аккреции вещества на черные дыры. Конференц-зал ГАИШ, 1979 г.
На Генеральной ассамблее МАС в Монреале в 1979 году эти работы часто цитировались и уже считались общепризнанными. Мы все гордились работами Я. Б. Зельдовича и его школы по теории аккреции. Ведь в этих работах еще до начала эры систематических рентгеновских наблюдений неба были предсказаны практически все наблюдательные проявления аккрецирующих нейтронных звезд и черных дыр, которые потом блестяще подтвердились рентгеновскими наблюдениями с борта спутника Uhuru. Именно благодаря работам Я. Б. Зельдовича и его учеников природу многочисленных компактных рентгеновских источников удалось быстро понять. На Генеральной ассамблее МАС в Монреале в обзорном докладе Б. Пачинского прозвучали, как особенно интригующие, две научные новости. Это открытие эффекта гравитационной линзы у квазара (изображение квазара имеет спутник, «дух», появление которого связано с искривлением лучей света от квазара в гравитационном поле более близкой галактики-«линзы»), а также открытие уникального объекта SS433.
Перед поездкой в Монреаль я уже был соавтором одной публикации (в «Астрономическом циркуляре») по наблюдениям объекта SS433.
Илл. 22. Конференц-зал ГАИШ, 1979 г. Выступает академик Я. Б. Зельдович. Председательствует профессор Ю. П. Псковский
Впервые об объекте SS433 мы узнали в 1978 году, когда в журнале Nature вышла статья английских ученых Д. Кларка и П. Мардина, в которой они опубликовали оптические спектры ряда компактных объектов, расположенных в центрах остатков вспышек сверхновых звезд. Особый интерес исследователей привлек объект, содержащийся под номером 433 в Каталоге звезд с сильной эмиссионной линией водорода Hα, составленном Стефенсоном и Сандулаком. Отсюда и название объекта – SS433. Объект расположен в центре туманности W 50 – сравнительно молодого остатка вспышки сверхновой, имеющего пекулярную структуру (плериона). Выяснилось, что в спектре объекта SS433, помимо стандартных линий излучения водорода и гелия, имеется много сильных эмиссионных линий, которые не удается отождествить ни с одним из известных химических элементов. Спустя примерно полгода, сначала в срочных новостях – пресс-релизах стали появляться сообщения о том, что группа молодого американского астрофизика Брюса Маргона обнаружила удивительные перемещения по спектру SS433 ряда неотождествленных эмиссионных линий. Амплитуда этих перемещений достигала громадной величины – около 1000 Å, что, если это вызвано эффектом Доплера, соответствует скорости движения газа в десятки тысяч километров в секунду! Астрономы никогда ничего подобного не наблюдали. Поэтому в некоторых пресс-релизах даже были упоминания о том, что, возможно, мы наблюдаем сигналы от внеземной цивилизации, которая мощным перестраиваемым лазером светит на нас.
В свое время И. С. Шкловский в своей знаменитой книге «Вселенная, жизнь, разум» отмечал, что в оптическом диапазоне спектра очень трудно заметить следы внеземной цивилизации, поскольку планета в миллиард раз слабее центральной звезды. Однако если цивилизация на этой планете будет светить на нас лучом мощного лазера, то на частоте излучения лазера яркость света может превзойти яркость центральной звезды и проявление внеземной цивилизации может реализоваться в виде узкой и яркой линии излучения в спектре звезды. В начале 1979 года в Astrophysical Journal Letters вышла статья группы Маргона, в которой сообщалось о том, что подвижные эмиссионные линии в спектре SS433 не просто перемещаются по спектру, а перемещаются строго периодически с периодом около 164 суток. Выяснилось, что спектр SS433 состоит из трех компонент: линий излучения водорода и гелия, имеющих приблизительно лабораторную длину волны, и у каждой такой «стационарной» эмиссионной линии имелись две линии – спутники, регулярно смещающиеся в синюю и красную части спектра с периодом около 164 суток. Причем центр симметрии перемещения этих «подвижных» эмиссионных линий не совпадает с соответствующей стационарной линией, а смещен относительно нее в красную часть спектра на ~ 200 Å, что в шкале скоростей соответствует 11 000 км/с. В это время у Д. Я. Мартынова был аспирант С. А. Гладышев, которого, по просьбе Дмитрия Яковлевича, я курировал. Он как раз собирался ехать на гору Майданак в Узбекистан для проведения наблюдений на недавно установленном там 60-сантиметровом рефлекторе фирмы «Цейс». Я немедленно сообщил ему об объекте SS433 и его удивительных свойствах. К счастью, объект расположен на северном небе и является не очень слабым (~ 14 звездной величины) и вполне доступным для проведения фотометрии на 60-сантиметровом телескопе. Проведя полтора месяца на горе Майданак, С. А. Гладышев получил BVR-кривые блеска SS433, покрывающие часть 164-дневного периода (далее будем называть его прецессионным периодом). Чтобы получить кривую блеска SS433 за весь прецессионный цикл, я обратился к Коле Курочкину с просьбой получить фотографические оценки блеска этого интригующего объекта, используя коллекцию фотопластинок ГАИШ (как мы помним, эта коллекция помогла Коле от