15.3. ПРОИСХОЖДЕНИЕ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ ЗВЕЗД

Удовлетворительной во всех отношениях теории магнитных полей звезд пока не существует. За последнее время получили развитие лишь теории остаточного магнетизма и механизма динамо. Согласно теории

остаточного магнетизма, магнитное поле звезды — это медленно исчезающий реликт поля, существовавшего в газе, из которого образовалась звезда. В теории динамо предполагается, что при движении вещества поперек магнитных силовых линий существующего поля возникают электрические токи, которые поддерживают это «затравочное» поле. Как мы увидим в разд. 15.5, перемена знака общего поля Солнца в ходе солнечного цикла свидетельствует в пользу объяснения поверхностных полей Солнца и подобных ему звезд механизмом динамо, а не остаточным магнетизмом. Напротив, большое время распада полей в магнитных звездах позволяет предполагать, что эти поля могут быть медленно исчезающими следами далекого прошлого: либо остатками межзвездного поля, существовавшего в первичном газовом облаке, из которого образовались эти звезды, либо поляйи, порожденными динамо и сохранившимися с более ранней эпохи, например с конвективной стадии сжатия до главной последовательности. Здесь мы остановимся главным образом на теории остаточного магнетизма звезд.

Рассмотрим первичное магнитное поле в звезде, в которой нет движений вещества, а, значит и источника для восполнения энергии, рассеиваемой за счет большой, но конечной электропроводности тела. В этих условиях уравнение (2) сводится к уравнению диффузии

которое показывает, что магнитное поле затухает, просачиваясь в области с противоположным направлением поля, и там нейтрализуется. Это уравнение указывает, что по порядку величины характерное время затухания локального поля, которое заметно меняется на характерном расстоянии 1, равно

Как впервые показал Каулинг в 1945 г., это время свободного затухания магнитного поля равно по порядку величины лет, и, следовательно, оно того же порядка, что и время жизни звезды, или больше. Впоследствии Врубель, пользуясь уравнением (14), явно уменьшил значение декремента для наиболее медленно затухающего дипольного компонента квазистационарного поля Солнца до лет. Поэтому в отсутствие движений вещества маловероятно, что магнитное поле звезды станет заметно слабее за счет свободного затухания, если звезда образовалась с таким полем. Этот результат лежит в основе теории остаточного магнетизма звезд.

Поскольку многие данные свидетельствуют о наличии фонового галактического магнитного поля напряженностью в пределах теория остаточного магнетизма тесно связана с проблемой образования звезд в присутствии вращения и магнитных полей. В частности, как указывалось в разд. 11.1, как вращение, так и магнитное поле препятствуют гравитационному коллапсу протозвездных облаков с массами меньше Кроме того, если силовые линии строго

вморожены в вещество, то полный магнитный поток через массу остается постоянным в процессе сжатия [см. разд. 3.6, уравнение следовательно, согласно закону сохранения массы, магнитное поле должно расти как принять, что в коллапсирующем облаке то в конечном счете напряженность может достигнуть Первое препятствие можно частично преодолеть, предполагая, что сжатие вдоль силовых линий сильнее, чем поперек. Согласно Местелу и его сотрудникам, вследствие такой анизотропии гравитационного коллапса плотность может расти при почти постоянном магнитном поле, а это вполне может привести к процессу последовательных фрагментаций, в результате которого массы образующихся протозвездных фрагментов окажутся требуемого порядка величины. Однако, поскольку магнитная энергия этих протозвезд оказалась бы сравнимой с гравитационной энергией, теория остаточного магнетизма содержит много трудных проблем: 1) почему сильные поверхностные магнитные поля наблюдаются лишь у явного меньшинства звезд главной последовательности, причем все они, по-видимому, относятся к классу Почему самые сильные наблюдаемые магнитные поля звезд все же так слабы? 3) Почему слабое общее поле Солнца, генерированное, возможно, идущим сейчас процессом динамо, не маскируется более сильным первичным полем, исходящим из недр Солнца?

Теория остаточного магнетизма привлекательна тем, что время омической диссипации магнитного поля в звезде без движений вещества велико по сравнению с характерным временем ее эволюции. Однако, чтобы объяснить слабость магнитных полей у большинства звезд, нужно найти эффективный процесс уничтожения потока. Для ослабления нежелательного потока предлагались различные пути. Например, Местел и Спитцер предположили, что магнитное поле и ионизированный компонент низкой плотности коллапсирующего облака вместе уносятся из газа на ранней стадии сжатия. Однако более поздние исследования дают основания считать, что в газопылевых облаках поток остается практически вмороженным и при гораздо более высоких плотностях. Поэтому, хотя и правдоподобно, что некоторые протозвезды теряют большую часть первичного магнитного потока путем амбиполярной диффузии, по-прежнему неясно, что же происходит с протозвездами, которые все-таки достигают главной последовательности, сохранив в основном свой первичный поток.

Хорошо известно, что на некоторой стадии квазистатического сжатия до главной последовательности немагнитная звезда полностью (или почти полностью) конвективна. К сожалению, взаимодействие между турбулентной конвекцией и заданными магнитными полями изучено еще плохо. Согласно Гафу, Моссу и Тейлеру, не исключено, что в звезде, магнитная энергия которой превосходит турбулентную энергию вихревых движений (и несомненно, в любой звезде, магнитная энергия которой сравнима с гравитационной), поток может сохраниться на стадии медленного сжатия, разумеется, если другие механизмы (такие, как

магнитогидродинамические неустойчивости) не приведут к быстрому затуханию потока. Тем не менее Свит и Эльзассер показали для случая слабого первичного поля с энергией, значительно меньшей, чем турбулентная, что конвективные движения могут сильно уменьшить характерный размер магнитного поля и омическое затухание будет проходить гораздо быстрее (точно так же, как молекулярная диффузия за счет турбулентности может приводить к значительно более сильному перемешиванию). Спитцер возражал, что, хотя турбулентность может уменьшать слабое магнитное поле в турбулентной области, она не приводит к заметному изменению полного магнитного момента звезды. То есть поток будет сосредоточен в верхних слоях звезды, а скорость затухания дипольного компонента поля останется почти неизменной; по окончании конвективной стадии поле снова погрузится в недра звезды и приобретет более обычный дипольный вид. Если это рассуждение справедливо, то слабо намагниченные звезды будут достигать главной последовательности, сохраняя магнитный поток. Учитывая, что используемые параметры весьма неопределенны, мы не можем пока прийти к какому-либо надежному выводу.

Другой механизм, с помощью которого можно избавиться от излишнего магнитного потока в звезде, связан с тем, что многие конфигурации с магнитным полем могут обладать неустойчивостями с коротким характерным временем, а эти локальные неустойчивости могут приводить к усилению затухания поля. Этот подход использовали главным образом Марки и Тейлер, а также Райт. Они показали, что эти неустойчивости по существу те же, что и возникающие в лабораторных опытах с цилиндрическими и тороидальными пинчами в газовых разрядах, которые так затруднили попытки осуществить управляемые термоядерные реакции. В частности, оказалось, что в звезде с чисто полоидальными полями (силовые линии которых замкнуты внутри звезды) неустойчивость возникает скорее всего в окрестности нейтральной силовой линии, а ее инкремент соответствует времени, гораздо меньшему, чем характерное время тепловой эволюции звезды. Вызванные этими локальными неустойчивостями движения практически параллельны уровенным поверхностям. Тейлер вывел также критерии устойчивости чисто тороидальных полей и доказал неустойчивость обширного класса таких полей; в этом случае неустойчивость возникает вблизи оси симметрии звезды. Согласно Райту, смешанное полоидально-тороидальное поле может быть устойчивым, если тороидальный компонент достаточно велик, однако пока нельзя установить, многие ли из таких конфигураций полностью устойчивы к возмущениям с малым характерным временем. Пока неясно, к чему в конечном счете приводят эти локальные неустойчивости. До сих пор доказано лишь появление неустойчивости в невращающихся звездах, а нелинейный рост таких возмущений вообще не рассматривался. Высказывалось предположение, что в результате поток затухает, но это не было строго доказано. Кроме того, хотя некоторые конфигурации с магнитным полем и устойчивы относительно

изоэнтропических возмущений, конечные теплопроводность и электропроводность могут порождать другие неустойчивости. Изучение этих неизоэнтропических процессов еще только начинается.

Итак, несмотря на неясность в вопросе, мозсет ли крупномасштабное первичное магнитное поле, пронизывающее протозвездное облако, сохраниться на стадиях сжатия к главной последовательности, наблюдения показывают, что звезда главной последовательности должна «уметь» снижать магнитный поток до значения, которое существенно меньше максимального предела (7), полученного из скалярной теоремы вириала. Такое снижение может происходить в процессе образования звезды (за счет амбшголярной диффузии), а также после того, как звезда сформировалась, либо за счет усиленного омического затухания, либо из-за магнитогидродинамических неустойчивостей. Тем не менее, даже если принять теорию остаточного магнетизма для сильно намагниченных звезд, мы должны еще объяснить, почему поверхностные поля высокой напряженности обнаруживаются лишь у звезд на небольшом участке главной последовательности. Часто высказывалось предположение, что весь первичный магнитный поток, сохранившийся в холодной звезде главной последовательности, перекачивается внешней конвективной зоной в ее недра и потому ненаблюдаем. (Если это верно, то поверхностные поля Солнца и звезд его типа порождены действующим сейчас процессом динамо и никак не связаны с первичным полем в его недрах, в лучистом ядре.) Аналогично, давно уже считается, что меридиональные токи, которые обязательно текут в лучистой зоне быстро вращающейся звезды верхней части главной последовательности, возмущают данное первичное поле, увлекая его силовые линии вглубь, в результате чего быстро вращающееся тело кажется ненамагниченным. (Для медленно вращающихся звезд верхней части главной последовательности, например для звезд класса такой механизм накачки будет менее эффективным, поэтому сильные поверхностные поля выявятся лишь у звезд с узкими спектральными линиями.) Местел и Мосс построили модели циркуляции, в которых магнитные силовые линии могут мигрировать в глубь звезды (см. разд. 8.3).

Поскольку общего согласия по вопросу о происхождении магнитных полей в звездах главной последовательности пока нет, отметим в заключение, что ряд исследований (в особенности Брагинского, а также Штеенбека, Краузе и Рэдлера) определенно указывает на то, что турбулентность с достаточной степенью анизотропии может играть роль динамо (см. разд. 15.5). Следовательно, даже когда звезда достигает главной последовательности с небольшим остаточным первичным полем, она почти наверняка приобретает поле за счет механизма динамо на конвективной стадии сжатия до главной последовательности. Подробные численные расчеты Шюсслера показывают, что в медленно сжимающейся твердотельно вращающейся звезде слабым магнитным полем и механизм динамо способен генерировать магнитное поле, которое может сохраниться при переходе от полностью конвективной

стадии к стадии главной последовательности. На основании этого результата Шюсслер далее предположил, что во время сжатия звезд спектральных классов поле не может порождаться механизмом динамо; другими словами, поскольку звезды более ранних спектральных классов, чем А, не проходят через полностью конвективную стадию, по достижении ими главной последовательности у них не должно быть заметного поля, порожденного механизмом динамо. В связи с этим Вольф и С. Вольф показали, что звезда спектрального класса В с узкими линиями (переменная с гелиевым спектром) обладает продольным магнитным под ем, которое меняется от до с периодом в 3,670 сут (см. разд. 15.4). Температура поверхности этой звезды составляет около 20000 К, т.е. она показывает, что явления, наблюдаемые в магнитных звездах класса распространяются и на гораздо более горячие звезды. Иными словами, если мы не хотим принять (очень неправдоподобную) идею, что поверхностное магнитное поле этой звезды раннего класса В отличается по своему происхождению от полей, наблюдаемых у звезд класса то мы вынуждены вновь вернуться к теории остаточного магнетизма для звезд верхней части главной последовательности.