Магнитные поля звёзд Главной Последовательности

a) гелиевые звёзды

Рассмотрим звезды с аномальными линиями гелия (температурный интервал 13000- 25000К). Эта группа состоит из двух подгрупп — более холодные звезды He-weak с ослабленными линиями гелия в спектрах и более горячие He-rich (или He-strong) с усиленными линиями гелия. СР4 — звезды обладают сильными магнитными полями, как и звезды группы СР2.

Они быстро вращаются, периоды вращения порядка 1-1.5 суток. Много звезд с аномальными линиями гелия найдено в молодых скоплениях, в частности в Орионе. Содержание других элементов, кроме гелия, близко к солнечному. Обший обзор звезд этой группы был выполнен Хунгером [1].

Эффективные температуры Te и ускорения силы тяжести соответствуют В-звездам главной последовательности. В случае звезд Не-r не существует фотометрических критериев, по которым их можно отличить от непекулярных объектов спектрального класса В. Звезды He-wk делятся на 3 подгруппы:

1) PGa (не показывают ни фотометрической, ни спектральной переменности);

2) Si ;

3) SrTi (спектрально и фотометрически переменные звезды).

Химический состав гелиевых звезд представлен на рисунке 2.1 из работы Любимкова [2]. Видим, что, в отличие от CP-звезд других типов, здесь не наблюдается роста степени аномалий содержания с увеличением атомного номера элемента.

Рисунок 2.1 — Химический состав гелиевых звезд (из работы Любимкова, 1995)

Магнитные поля гелиевых звезд были обнаружены и исследованы Борра и Ландстритом (см., например, [3]). СР-звезды с ослабленными линиями гелия изучены в работе [4]. Для 12 объектов было обнаружено или подтверждено существование магнитных полей; 9 из них принадлежат подгруппе кремниевых звезд или подгруппе SrTi Ар- звезд со слабыми линиями Не. По-видимому, среди звезд He-wk, обладателей сильных магнитных полей (более 1 кГс) больше, чем среди Ар-звезд, но меньше, чем среди Не-г-звезд.

В работах Борра и Ландстрита [5], Болендера и др. [6] исследованы звезды с усиленными линиями гелия. Авторы показали, что в целом как группа, звезды Не-r имеют поля в 3 раза большие, чем Ар-звезды. Члены группы с большими и малыми скоростями вращения имеют сравнимые магнитные поля. Распределение по vesin(i) соответствует распределению нормальных В-звезд, что указывает на относительную неэффективность магнитного торможения перед стадией ГП или во время жизни на ГП этих массивных короткоживущих объектов. [7]

b) Si – звёзды

Давно известно, что гелий и кремний в горячих СР- звездах меняются в противофазе. Это означает, что они распределены существенно различно по поверхности: в большинстве случаев области концентрации гелия и кремния не перекрываются. Но по отношению к вращению сохраняется та же закономерность, что и для гелиевых звезд—быстрые ротаторы в основном видны с магнитных полюсов (т.е. нереверсивные), а медленные ротаторы видны со стороны магнитного экватора (т.е. реверсивные).

Можно сделать и другой вывод: кремний в СР-звездах концентрируется чаще всего в районе магнитных полюсов, поэтому он хорошо выделен в спектрах нереверсивных магнитных звезд, преимущественно видимых с полюсов. Звезды Si+ видны также и со стороны магнитного экватора, поэтому мы можем наблюдать аномалии не только кремния, но и других химических элементов. В целом, для быстрых ротаторов имеем 19 нереверсивных и 7 реверсивных, а для медленных—9 нереверсивных и 13 реверсивных магнитных звезд с аномальными линиями кремния. В среднем, поле больше для звезд-членов скоплений как для быстрых, так и для медленных ротаторов.[8]

c) SrCrEu – звёзды

С помощью известных данных о средних поверхностных магнитных полях Bs СР-звезд SrCrEu-типа изучено изменение Bs с возрастом. Использование более точного материала позволило получить данные, подтверждающие, что среднее поверхностное магнитное поле CP-звезд уменьшается обратно пропорционально кубу радиуса, как и предполагается в случае дипольной конфигурации поля.

Поскольку оценки времени чисто омической диссипации магнитного поля дают величины много больше времени жизни звезд на главной последовательности, то наличие кубической зависимости не противоречит предположению, что полный магнитный поток не изменяется в течение всего времени пребывания звезды на главной последовательности. Магнитное поле уменьшается только вследствие омической диссипации, и нет других источников его разрушения, таких как дифференциальное вращение, меридиональная циркуляция, турбуленция и др. В случае существования дополнительных источников диссипации поверхностное поле уменьшалось бы быстрее. Атмосфера звезды настолько стабильна, что появляются условия для диффузии химических элементов, приводящей к химическим аномалиям.

Рисунок 2.2 — Гистограмма распределения числа звезд с известными Bs по разным относительным радиусам R/Rz

Вследствие недостаточного количества данных, нет четких сведений о поведении магнитного поля вблизи начальной главной последовательности. Левая граница на рассматриваемых зависимостях обозначается довольно резко, что свидетельствует о достаточно коротком времени появления магнитного поля по сравнению со временем жизни на главной последовательности. Это хорошо видно на рисунке 2.2., где представлена гистограмма количества звезд на разных R/Rz.

Экстраполяция средней зависимости Bs на линию нулевого возраста показывает, что в период выхода магнитных звезд на главную последовательность магнитное поле звезд SrCrEu-типа имеет в среднем величину 18 кГс. [9]

d) Am – звёзды

Вопрос о присутствии магнитного поля у Am-звёзд дискутируется до настоящего времени, хотя большинство исследователей (в том числе Конти, Борра, Босгард, В.М. Кувшинов и др.) его не обнаруживают.

Если поле у Am-звёзд всё же существует, но имеет сложную, недипольную, конфигурацию, методами анализа круговой поляризации его можно и не обнаружить. Альтернатива – это поиск магнитного уширения линий. Было выполнено несколько таких работ, такими учёными, как Матис, Ланц, Бикмарёв и др. Все они пришли к выводу, что всё-таки поле существует, но имеет сложную структуру.

Хотя большинство исследователей считает Am-звёзды немагнитными (отсутствие спектральной переменной косвенным образом подтверждает этот тезис), проблема остаётся открытой. Как правило, наблюдения круговой поляризации надёжно свидетельствуют об отсутствии измеримых крупномасштабных продольных магнитных полей, в то же время наблюдается уширение линий, которое может быть вызвано магнитными полями, имеющими сложную недипольную структуру.

По-видимому, только высокоточные измерения 4-х параметров Стокса с высоким спектральным разрешением дадут ответ на вопрос о присутствии магнитных полей у Am-звёзд. [7]

e) нормальные звёзды Главной Последовательности

Ярким примером нормальных Звёзд Главной Последовательности является Солнце. В отличие от ближайшего космического пространства, непосредственное измерение магнитных полей на Солнце магнитометрами невозможно. Не только из-за технических трудностей посылки космического зонда к Солнцу, но также из-за высокой температуры его вещества, которую не может выдержать ни один прибор. Поэтому как на Солнце, так тем более и на других более удаленных объектах, магнитные поля можно измерять лишь косвенно — анализируя электромагнитное излучение.

Д. Хейл был первым, кто продемонстрировал существование магнетизма за пределами Земли. Многолетние наблюдения показали, что сильные магнитные поля имеются лишь в так называемых активных областях на Солнце — в солнечных пятнах (десятые доли тесла или тысячи гаусс) и окружающих их факельных полях, где магнитная индукция порядка тысячных долей тесла (десятки и сотни гаусс). В других местах типичны поля 0,1-0,2 мТл (1-2 Гс). Так что вне активных областей магнитное поле Солнца имеет близкий к дипольному характер с магнитными полюсами, примерно совпадающими с осью вращения.

Общее магнитное поле Солнца меняется в ходе 11-летнего цикла солнечной активности. В течение одного 11-летнего периода регулярное поле на Солнце одного знака, например, северный магнитный полюс, совпадает с северным гелиографическим, а на протяжении следующего 11-летнего цикла полярность оказывается противоположной. Таким образом, на самом деле цикличность солнечной активности имеет период не 11 лет, а 22-23 года. В периоды «переполюсовки» поле в северном и южном полушариях меняет знак не одновременно. На несколько месяцев Солнце превращается в магнитный «монополь». Магнитные поля биполярных областей также подчиняются некоторому закону чередования. В течение 11-летнего цикла все восточные части областей одного полушария Солнца имеют северную полярность, а западные — южную. В другом полушарии восточные и западные части биполярных областей имеют противоположную последовательность полюсов. В следующем 11-летнем цикле полярности восточных и западных частей меняются.

Первые телескопические наблюдения солнечных пятен выполнены Г. Галилеем в 1610 г. Но пятна на Солнце были известны многим народам и раньше. Изредка появляются пятна таких размеров, что их можно видеть невооруженным глазом. Иногда наблюдения столь крупных пятен фиксировалось в летописях. Возникновение солнечных пятен всегда связано с появлением значительных (0,1 Тл = 1000 Гс) магнитных полей. Таким образом, Солнце является магнитопеременной звездой с довольно сложным характером переменности. [10]