МАГНИТНЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ

Еще одна группа А-звезд отличается наличием в спектре сильных линий редких земель — YII, GdII, EuII и таких элементов, как MnII, SiII, CrI и CrII (см. описание спектра звезды 73 Дракона на с. 135), меняющихся по интенсивности во времени. Без этих деталей рассматриваемые звезды относили к — от до , т. е. к звездам с резкими (s — sharp) линиями. Белопольский еще в 1913 г. заметил, что звезда этой группы, Гончих Псов ( Canum Venaticorum) имеет переменный спектр, в котором интенсивность названных выше линий меняется периодически (с периодами у разных звезд от 5 до и одна имеет ). Бэбкок проанализировал спектры 338 звезд и нашел у 89 звезд явные признаки переменного магнитного поля, притом очень сильного и вместе с тем меняющего свою полярность (а иногда только напряженность, без перемены знака). Именно переменный эффект Зеемана делает интенсивность некоторых линий сильно переменной. Резкость линий облегчает наблюдения эффекта Зеемана в спектрах звезд; кроме упомянутых 89, еще у 66 звезд наблюдается указание на эффект Зеемана, но линии уже недостаточно тонки для поляризационного анализа.

Магнитные поля у таких звезд огромны. У HD 215441 поле в максимуме достигает 34 000 Гс (рис. 68), а в минимуме — 12 000 Гс. Здесь колебания неправильны. У 53 Cam магнитное поле правильно изменяется с периодом 8 дней от —5390 до +3750 Гс; классическая имеет изменения от —1400 до +1600 Гс с периодом 51/2 дней. Это несколько больше средней для группы амплитуды — около 2000 Гс. Многие из таких магнитно-переменных звезд имеют изменения блеска в пределах нескольких сотых звездной величины, протекающие с тем же периодом, что и изменения магнитного поля.

У некоторых Ар-звезд наблюдаются лишь периодические (или непериодические) изменения интенсивности чувствительных к магнитному полю линий, без ясной картины эффекта Зеемана. Всего магнитно-переменных звезд известно сейчас около ста. Их действительное число может быть много больше (единичные известные среди гигантов М и S). 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 на обращенную к Земле сторону звезды то северный, то южный магнитный полюс и вызывать тем самым переменные магнитные эффекты.

Рис. 68. Спектр звезды HD 215441. Эффект Зеемана в линии . Два спектра а и б получены при попеременном включении правой и левой круговой поляризации. Компоненты а разделены на 0,81 А. При малой дисперсии компоненты выглядели бы расширенными — больше, когда напряженность поля достигает 34 000 Э, меньше, когда она достигает минимума (12 000 Э). Поле не чисто продольное (средняя компонента видна)

Такая гипотеза наклонного ротатора за последние годы сильно укрепилась благодаря применению высокого спектрального разрешения в изучении 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). При этом интенсивность линий тоже периодически изменяется таким образом, что она достигает максимума, когда вращательная скорость (доплеровский сдвиг) равна нулю. В дополнение к модели магнитного ротатора рождается идея отдельного пятна или нескольких пятен на поверхности звезды.

В них, более горячих или более холодных, условия ионизации и возбуждения иные, чем в среднем по звезде, и потому спектральные линии имеют переменную интенсивность, точнее — максимум интенсивности наступает, когда пятно проходит вблизи центра обращенного к Земле диска звезды. Каждая ком понента линии соответствует своему пятну. При некоторых дополнительных предположениях можно построить модель расположения пятен на поверхности звезды, своего рода карту ее.

Описанная модель магнитной звезды — наклонного ротатора, усеянной пятнами, преимущественно горячими, является первым наброском. Еще совершенно непонятно, почему в одном пятне усилены линии одних элементов, а в другом пятне линии других элементов. Если это — результат повышенной концентрации, то непонятно, почему она столь избирательна; если это результат влияния магнитных полей, то каков механизм такого воздействия, разный в разных местах? И, наконец, как можно понять длительность существования пятен — по крайней мере в течение многих лет? Можно вспомнить тот же (неизвестный) механизм, что у 22-летнего цикла солнечной активности, только проявляющий себя в более устойчивой форме.

К магнитным переменным звездам можно отнести также несколько белых карликов, у которых обнаружена совершенно достоверная круговая поляризация в интегральном свете. Это явление было теоретически предсказано (Кемп, 1970) для непрерывного спектра теплового излучателя в сильном магнитном поле. Предсказание было тотчас подтверждено экспериментально у звезды — белого карлика типа DC, а затем и у другого — того же типа. У первого круговая поляризация была определена 2—3 %, а у второго — более точно (0,3±0,06)% с подозрением на переменность с длиной волны и во времени, что и получило полное подтверждение в более поздних измерениях. Более того, у была отмечена периодичность у поляризация достигала 5 % и нуля — около .

Периодичность изменений круговой поляризации лучше всего укладывается в модель вращающегося магнитного диполя. Величина поляризации указывает на поля порядка !