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 регистрацией сигнала на самописце. На этом электрофотометре я в течение месяца наблюдал мою звезду. С погодой мне повезло, и я получил хороший наблюдательный материал, который лег в основу моей дипломной работы. Я очень благодарен Павлу Федоровичу за то, что он уделил много внимания моему обучению.