чет». Тогда мне удалось получить зачет с первого раза, а некоторым из нас пришлось получать зачет лишь со второй и даже с третьей попытки. Мне тоже иногда приходилось получать зачет не с первой попытки. Например, зачет по методам математической физики я получил со второй попытки. Зато экзамен по этому курсу я сдал на пятерку – помогла интенсивная работа при подготовке к зачету. Неудачи в сдаче зачетов и экзаменов во время сессии могли повлечь за собой постановку вопроса об уходе студента в академический отпуск (при наличии уважительных причин неудач), а также об отчислении студента с факультета. При рассмотрении таких критически важных для студентов вопросов решающую роль играло мнение декана физического факультета МГУ профессора Василия Степановича Фурсова. Василий Степанович как декан был строг, но справедлив. Мы, студенты физфака, его очень уважали. При Василии Степановиче на физическом факультете царила деловая и творчески активная атмосфера. Он был прекрасным деканом и руководил факультетом много лет.
Илл. 6. Студент 4‑го курса физического факультета МГУ. Общежитие МГУ. Апрель 1961 г. (после запуска Юрия Гагарина в космос)
Трудности обучения на физическом факультете ярко отражены в словах знаменитого гимна физфака МГУ «Дубинушка». Вот характерные слова из этого замечательного студенческого произведения:
Сто экзаменов сдал,
Реферат написал,
А остался дубина дубиной.
Тем не менее, помня слова известной суворовской поговорки «Тяжело в учении – легко в бою», большинство из нас, студентов физфака, успешно преодолевали эти трудности и получали прочные знания. Однажды, в студенческие годы, мне удалось применить эти знания на практике. Мой приятель, студент мехмата МГУ, готовясь к зачету по курсу общей физики, задал мне такой наивный вопрос: почему в стационарном уравнении Шрёдингера Hψ = Eψ величина ψ не сокращается? В ответ я пояснил, что это не алгебраическое, а дифференциальное уравнение. В его левой части отражена процедура действия оператора Гамильтона H на волновую функцию ψ, а в правой части этого уравнения стоит произведение собственного значения E оператора H и волновой функции ψ. Поэтому сокращать величину ψ нельзя. Моего приятеля-математика этот ответ удовлетворил.
Будучи оптимистами, мы, студенты физфака, старались не унывать, активно работать и не менее активно отдыхать. Студенческий оптимизм и искрящийся юмор отражен, например, в широко известной веселой песенке «Мама, я физика люблю». Мы, студенты-астрономы, добавили к веселым и озорным словам этой песенки свой, астрономический куплет. Вот два последних куплета из астрономического варианта этой песенки:
Мама, биофизика люблю,
Я за биофизика пойду,
Знает он такие штуки
И целует по науке,
Вот за это я его люблю!
Мама, я астро́нома люблю,
Я за астро́нома пойду,
Ночью звезды он считает,
Вечно дома не бывает,
Вот за это я его люблю!
Илл. 7. На студенческой вечеринке. Общежитие МГУ, 1963 г.
Я уже писал о том, что учебники Л. Д. Ландау и И. М. Лифшица по теоретической физике были настольными книгами для нас, студентов физического факультета МГУ (как и для студентов естественно-научных факультетов всех вузов). Поэтому я испытал шок и большое огорчение, когда впервые убедился в том, что в новой, капиталистической России выдающиеся достижения интеллектуальной деятельности перестали цениться. В начале 1990‑х годов я зашел в магазин «Дом книги» на Калининском проспекте в Москве. Среди бесчисленного множества прекрасно изданных детективных романов я обнаружил сиротливо стоящий учебник «Теория поля» Ландау и Лифшица. Цена каждого из детективных романов составляла в среднем несколько сот рублей, в то время как на учебнике «Теория поля» стояла цена 3 рубля 50 копеек. Вначале я подумал, что это не цена учебника, а лишь цена одного просмотра этого учебника. Спросив об этом продавщицу, я убедился, что это полная цена учебника. На мой вопрос, почему эта цена такая низкая, продавщица ответила: «Мы такие книги продаем по себестоимости». В этот момент я впервые четко осознал, что российские наука и образование вступают в качественно новый, трагический этап своего развития.
Общие физические и математические курсы читались нам в аудиториях корпуса физического факультета, а специальные курсы, непосредственно связанные с астрономией, – в аудиториях ГАИШ. Я начал посещать лекции профессора Д. Я. Мартынова по курсу практической астрофизики и после одной из лекций подошел к нему и представился. Он вспомнил, как в свое время мы обменялись телеграммами относительно «Кометы». Я попросил у него тему курсовой работы для третьего курса. Он предложил мне заняться исследованием фотоумножителей – в то время наиболее совершенных приемников излучения. После выполнения этой курсовой работы и окончания третьего курса я получил от Дмитрия Яковлевича новую тему курсовой работы, уже для четвертого курса.
Помню, в середине августа 1961 года я приехал в Москву и поселился в общежитии МГУ. Идя от главного здания МГУ в ГАИШ, я встретил Дмитрия Яковлевича и поздоровался с ним, слегка робея (Д. Я. Мартынов был авторитетнейшим ученым, директором ГАИШ и заведующим кафедрой астрофизики физического факультета МГУ). Дмитрий Яковлевич спросил меня, почему я так рано приехал, ведь до начала учебного года еще две недели. Я ответил, что хочу поработать в роскошной библиотеке ГАИШ и почитать научную литературу. Он удовлетворенно кивнул головой и пригласил меня к себе в кабинет (кабинет директора ГАИШ). «Работали ли вы когда-нибудь с такой книгой?» – спросил он и протянул мне том Общего каталога переменных звезд (ОКПЗ). Поскольку на обсерватории Куйбышевского отделения ВАГО в поселке Зубчаниновка мне приходилось пользоваться ОКПЗ, я ответил утвердительно. Тогда Дмитрий Яковлевич попросил меня найти в этом каталоге звезду под названием V444 Cyg. Найдя эту звезду, я спросил, чем интересна эта переменная звезда. Дмитрий Яковлевич объяснил мне, что это затменная двойная звездная система, одна из компонент которой – горячая массивная звезда спектрального класса O5, а вторая компонента – звезда типа Вольфа–Райе, имеющая протяженную атмосферу и мощные линии излучения в спектре. Анализируя затмения в этой системе, можно определить важнейшие характеристики звезд и, прежде всего, радиус и температуру звезды Вольфа–Райе, природа которой пока окончательно не выяснена. В то время существовало несколько моделей звезд Вольфа–Райе, из которых наиболее обсуждаемыми в научной литературе были следующие: хромосферно-корональная модель Томаса и небулярная модель Билса. В модели Томаса предполагалось, что мощные линии излучения в спектрах звезд Вольфа–Райе возникают в протяженной хромосфере молодой массивной звезды с высокой температурой электронов. Возбуждение эмиссионных линий в спектрах звезд Вольфа–Райе в этой модели производится электронными ударами. Радиусы звезд Вольфа–Райе в модели Томаса относительно велики, а температуры излучения их поверхностей – сравнительно низки.
В модели Билса предполагается, что протяженная атмосфера звезды Вольфа–Райе обусловлена давлением излучения горячего ядра, которое разгоняет вещество атмосферы до высоких скоростей ~ 1000 км/с. При этом мощные эмиссионные линии в спектрах звезд Вольфа–Райе возбуждаются не электронными ударами, а ультрафиолетовым излучением горячего «ядра» звезды. Радиус этого «ядра» – основного тела звезды Вольфа–Райе – должен быть относительно мал, а температура его поверхности – высока. Поскольку из анализа затмений можно определить радиус и температуру «ядра» звезды Вольфа–Райе, исследование затменной двойной системы V444 Cyg имело принципиальное значение для выяснения природы таких резко пекулярных объектов, как звезды Вольфа–Райе.
Этот разговор с Д. Я. Мартыновым в середине августа 1961 года был для меня судьбоносным и определил главное направление моих дальнейших научных исследований – изучение тесных двойных звездных систем с пекулярными компонентами. Хотя проблема тесных двойных систем в те годы казалась сугубо классической и была отнюдь не «модной», перспектива определять радиусы и температуры звезд независимо от расстояния до двойной системы меня увлекла. Я очень благодарен моему учителю профессору Д. Я. Мартынову за то, что он привил мне интерес к проблеме тесных двойных систем. В дальнейшем эта проблема стала одной из центральных в астрономии, поскольку благодаря успехам рентгеновской астрономии именно тесные двойные системы стали главным инструментом для открытия и исследования принципиально новых релятивистских объектов – нейтронных звезд и черных дыр.
Итак, с осени 1961 года, будучи четверокурсником, я стал заниматься систематическим исследованием тесных двойных систем (ТДС). Изучил классические труды Д. Я. Мартынова, В. П. Цесевича, О. Струве, З. Копала, Дж. Сахаде, Г. Рассела и других известных специалистов в области исследования ТДС. Поскольку моей целью было исследование ТДС с компонентами-звездами Вольфа–Райе, я ознакомился также с классическими работами В. В. Соболева по теории движущихся атмосфер, а также с трудами В. Г. Горбацкого, А. А. Боярчука, И. Н. Минина по физике нестационарных звездных атмосфер. Начал переписку с С. В. Рублевым, который занимался интерпретацией спектров звезд Вольфа–Райе.
Вначале я остановился на случае классической ТДС, состоящей из двух нормальных звезд с тонкими атмосферами. Кривая блеска такой системы описывается сложной системой нелинейных алгебраических уравнений, содержащих несколько искомых параметров: относительных радиусов звезд, их светимостей, наклонения плоскости орбиты двойной системы к картинной плоскости и коэффициентов потемнения к краю дисков звезд. В те времена мощных компьютеров еще не существовало, поэтому моя курсовая работа состояла в разработке метода решения такой обратной задачи, пригодного для определения искомых параметров «вручную», например с помощью арифмометра. Такие методы уже были развиты ранее в работах Рассела, Копала, Мартынова, Цесевича, я лишь слегка усовершенствовал алгоритм решения соответствующей системы уравнений. В этом состояла суть моей курсовой работы на четвертом курсе, которую я защитил в мае 1962 года. Наступило лето, и Д. Я. Мартынов направил меня на студенческую практику в Крымскую астрофизическую обсерваторию АН СССР (КрАО). Рядом с КрАО соседствует Крымская станция ГАИШ, оснащенная телескопом с диаметром главного зеркала в 1,25 метра. Дмитрий Яковлевич поставил передо мной задачу – получить высокоточные кривые блеска затменной двойной системы V444 Cyg в трех цветах U, B, V, дальнейший анализ которых мог стать предметом моей дипломной работы. Он попросил своего ученика, кандидата физико-математических наук Павла Федоровича Чугайнова, который работал в КрАО, взять надо мной шефство и научить меня прогрессивным в то время методам фотоэлектрической фотометрии звезд. Павел Федорович выделил в мое распоряжение небольшой телескоп обсерватории с электрофотометром, работающим в режиме постоянного тока с регистр