Влияние магнитного поля на спектры звезд

У каких звезд мы измеряем магнитные поля

В 1946году американский астроном Г. Бэбкок обнаружил первую магнитную звезду 78 Девы. Он решил искать звезды с крупномасштабными (например, дипольными) полями среди звезд класса А Главной последовательности. Первые же поиски показали что такими полями обладают так называемые Ар- звезды (А-звезды с аномальным химическим составом: содержание некоторых химических элементов, таких как кремний, хром, железо, стронций, редкие земли, на 2-3 порядка превышает содержание этих элементов в атмосфере Солнца). Магнитные поля обнаружены также у более горячих звезд спектрального класса В, поэтому в настоящее время чаще употребляется обозначение- химически пекулярные или СР-звезды.

Наблюдения показали, что СР-звезды обладают глобальными магнитными полями, наподобие общего магнитного поля Солнца. К настоящему времени обнаружено около 200 таких магнитных звезд, это не так много в среднем по 4 новых звезды в год. Расщепленные зеемановские компоненты обнаружены у 40 из них, а для всех остальных имеется только информация о продольной компоненте поля.

Более 80 магнитных СР-звезд подвергались детальному мониторингу: фотографическому, спектральному и магнитному. Результаты этого исследования таковы: СР-звезды показывают строго периодические , увязанные между собой, изменения блеска, интенсивности спектральных линий и магнитного поля. Объяснить наблюдения можно в модели так называемого наклонного ротатора: все изменения не физические, а геометрические , вызываются условиями видимости вращающейся звезды с неоднородной поверхностью и магнитным полем, структура которого близка к дипольной, а магнитная ось наклонена к оси вращения звезды. Заметим, что ни для одной из звезд (характерное время наблюдений равно десяткам лет) не замечено значимых отклонений от периодичности. Это значит, что в отличие от Солнца, поверхности СР-звезд за время в десятки лет не подвержена существенным изменениям.

Появление активности, подобные солнечным наблюдаются у многих холодных звезд. Естественно их связывать с присутствием магнитных полей, которые вплоть до середины восьмидесятых годов не могли быть обнаружены из-за несовершенства методики. Появление цифровых светочувствительных светоприемников позволило решить эту задачу, и в настоящее время проводятся регулярные наблюдения магнитных полей солнечно-подобных звезд.

Особенности спектров магнитных CP-звезд (модель наклонного ротатора)

У некоторых Ар- звезд наблюдаются лишь периодические (или непериодические) изменения интенсивности чувствительных к магнитному полю линий, без ясной картины эффекта Зеемана. Всего таких звезд известно сейчас около ста. Их действительное число может быть много больше. Причины огромных интегральных магнитных полей у звезд не ясны. Если считать, что они связаны с существованием магнитного диполя, ось которого не совпадает с осью вращения звезды, то механическое вращение звезд может приводить попеременно а обращенную к Земле сторону звезды то северный , то юный магнитный полюс и вызывать тем самым переменные магнитные эффекты.

Такая гипотеза наклонного ротатора укрепилась благодаря применению высокого спектрального разрешения в изучение магнитных звезд. В результате было обнаружено , что в спектрах этих звезд некоторые линии распадаются на несколько составляющих, которые нельзя рассматривать как результат зеемановского расщепления. Их относительное расположение в спектре периодически изменяется из-за доплеровского смещения, указывая на вращение звезды (скорости тем больше, чем меньше магнитный период).

В более общем случае вращение звезды как чисто кинематическое явление также может быть наблюдаемым.

То обстоятельство, что магнитные звезды имеют резкие линии , бросает намек на то, что мы видим эти звезды под малым углом наклона i оси вращения к лучу зрения.

Усиление линий поглощения магнитным полем

В САО РАН составлен каталог факторов Ланде примерно для 1000 линий в спектральной области 3300-6700 А0. Исследования каталога показали, что в среднем линия расщепляется на 9-10 зеемановских компонент (в магнитном поле) и только примерно 1/5 часть линий показывает простое триплетное расщепление. Средний для всех линий фактор Ланде z(1,25. Редкоземельные элементы Eu II и Gd II резко выделяются среди других тем, что у них большое количество компонент в Зеемановской картине расщепления и очень малое количество линий расщепляется в виде простого триплета. Однако другой редкоземельный элемент не показывает вышеперечисленных особенностей.

Была построена зависимость между факторами Ланде линий, по которым определялось обилие в работе, и величиной пекулярности содержания этих элементов в атмосферах Ср-звезд.

Заметен рост определяемой степени пекулярности с увеличением среднего фактора Ланде линий: хотя бы частично его можно объяснить магнитным усилением линий.

Если предположить ,что в химически пекулярных звездах присутствуют магнитные поля порядка 2- кГс, то обилие Eu можно объяснить магнитным усилением линий Eu II λ4205 А0, по которой это обилие определялось.

Магнитным усилением линий поглощения может быть объяснена четкая корреляция между интенсивностью полосы у λ5200 А0 и величиной поверхностного магнитного поля. При такой интерпретации , перерыв в корреляции при Hs>5кГс можно объяснить либо эффектами насыщения, либо Пашен –Бак эффектом.

Редкоземельные элементы концентрируются на полюсах магнитного поля пекулярных звезд, где оно сильнее. Это тоже может свидетельствовать о существенной роли магнитного усиления линий в спектрах химически пекулярных звезд.

О возможности существования радиального градиента магнитного поля в химически пекулярных звездах

Вопрос о существовании градиента магнитного поля с глубиной (радиального градиента поля) в атмосферах магнитных звезд неоднократно обсуждался, но до сих пор остается много неясностей. Принципиальные трудности состоят в том, что уловить изменения поля с глубиной в слое толщиной 103-104 км при «пятнистой» поверхности звезды диаметром 106-107км, а также в определении глубины образования линий в неоднородной звездной атмосфере.

Для Солнца существует несколько методов определения глубины образования линий в пятнах, в том числе и не зависящие от модели. Гусейнов с помощью этой модели вычислил, что в глубоких слоях солнечной атмосферы величина поля в тени пятна уменьшается с высотой с градиентом 0,8-2,3, а в высоких слоях 0,2-0,6 Гс/км, что согласуется со значениями , найденными ранее разными авторами для разрешенных моделей тени пятна.

Измерения магнитных полей звезд представляют собой довольно трудную процедуру, которую можно выполнять только по спектрам с высокими разрешением. Даже при высокой дисперсии 1-3 А0/мм и расширенном до 0,5-0,7 мм в спектре средняя квадратичная ошибка измерения достигает 400-500 Гс. Поэтому если общее «эффективное »поле Hs измерено уже у многих десятков звезд, то данных об измерениях поля Hi (по отдельным элементам) чрезвычайно мало. Особенности магнитных полей звезд:

– Все известные поля переменны, часто знакопеременны. Большая часть звезд показывает периодическую переменность поля.

– Величина поля заметно зависит от интенсивности измеренных линий.

– Линии разных элементов или нейтральных атомов и ионов дают переменные поля, разные по амплитуде.

На точность измерения магнитного поля влияют многие факторы: ошибки наведения на центр тяжести линии, ошибки измерительного прибора, зерно и неоднородности фотоэмульсии.

Распределение магнитных полей по поверхности звезд

Более 3000 звезд спектрального класса В4-А7 вблизи главной последовательности обладают сильными наблюдаемыми аномалиями химического состава элементов с атомными номерами z>10. Все эти звезды обладают магнитными полями. До сих пор надежные теоретические модели этих звезд отсутствуют.

Практические все Ар- звезды являются фотометрическими, спектральными и магнитными переменными с одним и тем же периодом вращения звезды. Переменность магнитных Ар- звезд может быть объяснена в рамках модели наклонного ротатора с неоднородным распределением химических элементов по поверхности звезды.

Происхождение магнитного поля звезд связано , по-видимому, с начальным полем межзвездного газа, из которого образовалась звезда. Это следует из медленности вращения магнитных звезд по сравнению с обычными звездами тех же спектральных классов.

Возможны и другие причины происхождения магнитного поля –перетекание газа со второй звезды (в двойной системе) или процессами генерации поля на самой звезде. Магнитные поля Солнца и звезд могут быть измерены на основе эффекта Зеемана: расщепления спектральных линий под действием магнитного поля на ряд близких компонент с различной поляризацией. В простейшем случае продольного поля (направленного по лучу зрения) спектральная линия расщепляется на две различно –поляризованные компоненты, расстояние между которыми пропорционально напряженности магнитного поля. Различают следующие поля: продольное и поверхностное. Продольное поле- усредняют компоненту, направленную на нас, оно меняется по фазе. Поверхностное –средний полный вектор по всей поверхности. Оно остается постоянным и независимо от времени.

Вычислены вероятностные экстремальные значения Be max,min эффективного продольного магнитного поля. В результате сделаны следующие выводы:

– Среднее поверхностное поле систематически больше значений, предлагаемых на основе свойств многоцветной фотометрии. Только ошибками измерений это различие объяснить не удается.

– Все еще нет удовлетворительной температурной шкалы, которая не была свободна от влияния многочисленных спектральных и физических аномалий.

– Приводимые в различных источниках оценки Vsin отягощены значительными систематическими ошибками. Для получения реальных значений углов i все величины были уменьшены на 30%.

– Попытка оценить радиусы звезд с помощью известных lg g не увенчалась успехом из-за крайней неточности их.

– Ориентация диполей относительно вращения произвольна, если тенденция к ортогональности и есть, то только для большей части звезд.

Распределение химических элементов по поверхности звезд

Многочисленные работы по спектральных исследованиям магнитных Ар- звезд, подтвердили правильность гипотезы, высказанной в 1950 году Стиббсом о том, что спектральная переменность этих звезд связана с неравномерным распределением химических элементов на их поверхности. Резко выраженные аномалии химического состава Ар- звезд количественно изучались в ряде работ. Более ранние работы использовали метод кривых роста; в последующие годы применяется метод моделей атмосфер, так как из анализа непрерывного спектра и профилей водородных линий было установлено , что строение атмосфер магнитных Ар- звезд мало отличается от строения атмосфер нормальных звезд той же эффективной температуры.

При увеличенной концентрации элементов в отдельных пятнах такие определения дают усредненный результат и характеризуют нижнюю границу обилия элемента.

Исследования переменных профилей линий в спектре ряда Ар- звезд показали, что распределение элементов может не иметь осевой симметрии. Отдельные элементы концентрируются в пятнах, число которых достигает 6 в 56 Ari. Аналитическое выражение для распределения химических элементов по поверхности практически невозможно. В то же время желательно иметь метод для получения карты количественного распределения химических элементов по поверхности звезд. Установление закономерностей такого распределения для различных элементов является основным ключом к выяснению механизма образования аномалий химического состава.

Моделирование магнитного поля

Структура распределения магнитного поля по поверхности обеспечивается большим количеством информации. Для реконструкции оригинального поверхностного распределения из конечных наблюдаемых величин. Все эти процессы должны быть выявлены.

В какой степени магнитное поле может объяснить наблюдаемые особенности спектров

Увеличение эквивалентной ширины линий находящихся на пологой части кривой роста не проявляется для слабых линий. Объяснить аномалии химического состава можно только частично и не для всех элементов.

Что касается определения радиального градиента поля, то для этого нужны измерения до и после бальмеровского скачка, желательно по линиям одного мультиплета.

В настоящее время известны поля 2-3 кГс. У разных звезд они покрывают участки от 2% до 70% площади поверхности звезды. Исследования звезд с гораздо большей активностью и большими пятнами, чем на Солнце, показали, что величина магнитного поля у них не выше, чем на Солнце, как можно было ожидать. Существенно больше площадь поверхности , которую занимают локальные поля. Анализируя тонкие профили линий, исследователи научились делать карты распределения температур и магнитного поля по поверхности холодных звезд, что позволило установить определенные закономерности и связи между этими фундаментальными параметрами звезд.

Очень сильные магнитные поля имеются у ряда звезд, находящихся в заключительной стадии эволюции. У некоторых типов белых карликов магнитные поля достигают значений в десятки и сотни миллионов Гаусс. При таких полях расщепление линий достигает несколько сот ангстрем и может наблюдаться на спектрах с низким разрешением.

Белые карлики – очень слабые объекты , для них невозможно получить спектры такого высокого качества, как для магнитных звезд. Следовательно, можно обнаружить только сильные магнитные поля (больше сотен кГс).

Наблюдения на крупнейших телескопах (в том числе на БТА) показали, что магнитные белые карлики обладают в первом приближении дипольными полями. Которые , как в случае с магнитными Ср-звездами, меняются только из-за изменений условий видимости вследствие вращения. Процент магнитных среди всех белых карликов примерно соответствует проценту магнитных А и В –звезд среди нормальных, что магнитные белые карлики являются заключительной стадией эволюции магнитных химически пекулярных звезд.