Магнитные звезды
- звёзды, на поверхности к-рых обнаружены по зеемановскому расщеплению спектр. линий крупномасштабные магн. поля напряжённостью от неск. сотен до десятков тыс. эрстед (см. Зеемана эффект). М. з. лежат на главной последовательности (ГП) диаграммы Герпшпрунга-Ресселла в интервале спектральных классов В, А и F. М. з. составляют 10-15% от числа норм. звёзд в этой части диаграммы и имеют такие же массы, эффективные темп-ры, а также (в грубых чертах) строение атмосфер, как и норм. звёзды. М. з. относятся к группе пекулярных (необычных) звёзд (Ар-звезд) ввиду присутствия в их спектрах аномально сильных линий многих хим. элементов (Si, Cr, Mn, Y, Sr, Eu, Gd и нек-рых др.), а также ввиду слабости линий НеI. Аномалии обусловлены значительно более высоким содержанием (по отношению к водороду) этих элементов в атмосферах М. з., чем в атмосфере Солнца. В среднем избыток растёт с увеличением атомного номера элемента, достигая ~ 104-106 для редкоземельных элементов. М. з. вращаются в среднем в 3 раза медленнее норм. звёзд тех же масс и практически не встречаются в составе тесных двойных систем. Интенсивности линий и зеемановское расщепление спектр. линий М. з. меняются с периодом, равным периоду осевого вращения М. з. С этим же периодом меняется на неск. % блеск звезды. Изменения связаны с неоднородностями поверхности М. з. Т.к. угловые размеры видимого диска М. з. много меньше разрешающей способности самых больших телескопов, всегда наблюдается спектр усреднённого по диску излучения. Для изучения распределения хим. элементов по поверхности М. з. используют эффект Доплера, вследствие к-рого вклады различных участков поверхности вращающейся звезды в спектр. линию смещены по частоте, и эти смещения зависят от времени. Это позволяет по наблюдаемым в различные фазы вращения спектрам получить распределение элементов по поверхности звезды.
На ряде М. з. наблюдается по неск. областей с повышенной концентрацией элементов
Si, Sr, Eu и др. Определить структуру магн. поля этих областей значительно сложнее,
однако
сравнение наблюдений с результатами расчётов для различных моделей позволяет заключить,
что магн. поле имеет дипольный характер, причём центр диполя может быть смещён по
отношению
к центру массы звезды, а ось диполя чаще всего лежит в плоскости экватора. Возможно
также присутствие квадрупольного компонента. Тот факт, что М. з. встречаются как
в старых
(~ 108 лет), так и в молодых (
106
лет) скоплениях, свидетельствует в пользу того, что М. з. не явл. эволюционной
стадией норм. звёзд, а получили свои признаки в самом начале жизни. Имеются различные
гипотезы происхождения М. з.
Большинство из них исходит из того, что магн. поле явл. первичным признаком М. з. Магн. поле могло существовать ещё в протозвёздном облаке, из к-рого образовалась звезда (реликтовое поле). Оно усилилось при сжатии протозвезды и затормозило её вращение (момент вращения посредством магн. поля был передан межзвёздному газу). Реликтовое поле могло послужить "затравкой" для последующего действия динамомеханизмов генерации магн. поля в звезде (см. Гидромагнитное динамо). В сформировавшейся звезде магн. поле подавило или сильно ограничило конвекцию в верхних слоях. благодаря чему оказалось возможным существование устойчивых областей с аномальным хим. составом. Имеются две осн. гипотезы происхождения аномалий хим. состава М. з. Согласно одной из них, в полностью стабилизированной магн. полем атмосфере звезды происходит медленная диффузия элементов, поскольку сила тяжести, градиент парциального давления и сила лучевого давления, возникающая при поглощении излучения в спектральных линиях соответствующих элементов (селективное давление излучения), не уравновешивают друг друга полностью. Результирующая сила для каждого атома или иона хим. элемента зависит от структуры его уровней энергии, усложняющейся с ростом атомного номера (A). Это может приводить к наблюдаемой зависимости избытка от значения A. Принципиальная возможность такого механизма несомненна, однако детального согласия со многими данными наблюдений получить не удаётся. Вторая группа гипотез связывает аномалии хим. состава с попаданием на М. з. продуктов нуклеосинтеза, происходившего в др. звезде. Т.к. наибольшие аномалии наблюдаются для тяжёлых элементов, к-рые образуются путём быстрых нейтронных захватов (см. Ядерная астрофизика), естественно полагать, что это - результат синтеза элементов при вспышке сверхновой звезды в окрестности М. з. (может быть, ещё при её образовании). Имеются и др. гипотезы, однако теории, дающей достаточно полное объяснение св-в М. з., пока не существует.
Лит.:
Пикельнер С.Б,, Хохлова В.Л., Магнитные звезды, "УФН", 1972, т. 107, в. 3, с. 389;
Хохлова В.Л., Магнитные звезды, в кн.: Итоги науки и техники. Сер. Астрономия, т.
24, М.,
1983.
(В.Л. Хохлова)
|
Публикации с ключевыми словами:
магнитные звезды
Публикации со словами: магнитные звезды |
|
|
См. также:
| |
