15.4. МАГНИТНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Обычно магнитные поля звезд измеряют методами, которые восходят к фотографическому методу, развитому Хэйлом в 1908 г. для исследования полей солнечных пятен и впервые примененному для изучения магнетизма звезд в 1947 г. Бэбкоком. Эти поля измеряются спектроскопически благодаря эффекту Зеемана, который позволяет найти усредненное но всему диску поле, направленное к наблюдателю; поэтому такие измерения не дают распределения поля, а указывают лишь, что оно покрывает заметную долю звездного диска. Как было указано выше, почти все известные у невырожденных звезд сильные магнитные поля обнаружены у пекулярных звезд класса т.е. звезд, которые лежат на главной последовательности или вблизи нее, имеют эффективные температуры в интервале примерно и характеризуются аномальным содержанием элементов в спектрах (см. разд. 12.4). За исключением марганцевых, у всех звезд класса спектральные линии которых не очень уширены вращением, усредненные по поверхности поля заключены в

пределах от порога обнаружения до Лэндстрнт, Борра, Энджел и Иллинг предприняли поиски сильных магнитных полей в «быстро» вращающихся звездах класса в звездах, у которых проекции экваториальных скоростей У 16 звезд не удалось с уверенностью наблюдать поля, а это показывает, что продольные поля сильнее «быстро» вращающихся звезд класса встречаются значительно реже, чем у медленно вращающихся. Кратко перечислим главные свойства магнитных звезд класса магнитные поля переменны, причем у многих звезд происходит изменение полярности на противоположную; 2) самый момент этого изменения часто сопровождается кросс-овер-эффектом, открытым Бэбкоком, т.е. систематическим различием ширин компонентов с правой и левой круговой поляризацией, на которые анализатор разбивает линию; 3) для всех звезд класса с хорошо определенными периодами одинаковая периодичность проявляемся в изменениях магнитного поля, спектра и блеска; типичны периоды порядка суток, но наблюдаются и гораздо более короткие и длинные периоды. (Отметим, что многие магнитные звезды, которые ранее классифицировали как неправильные, теперь относят к правильным переменным!); 4) ширины линий правильных переменных звезд класса тем больше, чем меньше их период (этот эффект впервые заметил Дейч).

Для объяснения магнитных звезд класса предлагались три теории: 1) магнитный осциллятор, 2) модель «цикла звездной активности»,

3) наклонный ротатор. Теории магнитного осциллятора придерживаются в настоящее время очень немногие — из нее, по-видимому, не выводятся наблюдаемые периоды и перемена знака поля (см. разд. 15.2). Вторая теория, в которой делается попытка объяснить изменения магнитных полей по аналогии с циклом солнечной активности, также встречает трудности и уступает другим в четкости формулировки. Здесь мы рассмотрим главным образом, модель наклонного ротатора. Общепринято, что она дает естественное объяснение магнитных звезд класса Следуя пионерской работе Бэбкока, Стиббса и Дейча, мы предполагаем, что магнитная звезда класса твердотельно вращается вокруг оси, расположенной под углом к лучу зрения, а ее магнитная ось образует некоторый угол с осью вращения. (Отметим, что эта модель не зависит от выбора между гипотезами остаточного магнетизма или механизма динамо: все, что мы требуем, — это достаточная стационарность магнитного поля на поверхности; тогда его наблюдаемые изменения происходят вследствие вращения звезды как твердого тела.)

Самое сильное свидетельство в пользу теории наклонного ротатора — это обнаруженная Дейчем обратная пропорциональность ширин линий периодических переменных звезд класса и их периодов. В самом деле, предположив, что ширины линий определяются главным образом вращением звезды и что радиусы различных звезд класса примерно одинаковы, получаем точнее,

где средний радиус экваториальная скорость вращения и период вращения выражены соответственно в солнечных радиусах, в и в сутках. Поскольку угол наклона оси вращения к лучу зрения не известен, формула (16) дает верхний предел значений если верна теория наклонного ротатора. Согласно Престону, для всех звезд класса и ничто не указывает на возможное увеличение с ростом этих звезд. Для этого среднего значения и построена сплошная линия на рис. 15.1. Очевидно, оно согласуется с равенством периода изменения магнитного поля и периода вращения.

Модель наклонного ротатора удовлетворительно объясняет наблюдаемые изменения полярности магнитного поля, а также порядок величины, правило знаков и фазы кросс-овер-эффекта. А именно, когда полярность меняется, скажем, с положительной на отрицательную, ширины зеемановских компонентов линии согласуются с одновременным присутствием на видимом диске спектроскопических и (или) магнитных пятен, причем пятна с положительной полярностью удаляются, а с отрицательной — приближаются. Очевидно, что этот эффект согласуется с моделью наклонного ротатора, поскольку изменения полярности объясняются здесь передвижением пятен разной полярности с видимого диска на невидимый и наоборот. Упомянем, наконец, что Борра и Вогэн получили независимое подтверждение теории наклонного ротатора: они наблюдали поперечный эффект Зеемана в линии в спектре Северной Короны и обнаружили, что за период изменения магнитного поля звезды плоскость линейной поляризации поворачивается на 360°.

Все подробные исследования моделей магнитных звезд класса с наклонным ротатором по необходимости являются феноменологическими: в них спрашивается, при каком распределении магнитного поля и при каком угле между магнитной осью и осью вращения воспроизводятся наблюдаемые у данной звезды изменения поля. Самая простая модель, которую впервые рассмотрел Стиббс, представляет собой магнитный диполь, расположенный в центре звезды под углом к оси вращения. После работы Лэндстрита считается, что все магнитные переменные звезды лучше описывать с помощью полоидального поля, центр симметрии которого не совпадает с центром звезды. Кроме того, в соответствии со статистическим анализом Престона считается, что у большинства звезд класса (но не у всех) ось вращения и магнитная ось приблизительно перпендикулярны друг другу. Тем не менее, как указал Престон, если исходить из модели наклонного ротатора, то одна особенность данных

Рис. 15.1. (см. скан) Зависимость проекции экваториальной скорости вращения от периода изменения магнитного поля для периодических переменных звезд класса Сплошная линия — зависимость экваториальной скорости от периода вращения для звезд радиуса текст). Отметим, что для нанесенных на график точек кривая служит приемлемой верхней гранью. Кружки точки

наблюдений вызывает тревогу: некоторые известные или подозреваемые магнитные звезды класса обладают периодами от 100 суток до нескольких лет. Правда, более поздние наблюдения Вольфа подтверждают гипотезу, согласно которой периоды изменений звезд класса следует всегда отождествлять с периодами вращения, наличие же звезд класса с очень большими периодами объясняется потерей момента количества движения вследствие магнитного торможения той или иной природы (см. разд. 12.4). Как подчеркнул Каулинг, «решение вопроса о справедливости модели наклонного ротатора остается в основном за наблюдателями».

Несмотря на очевидное требование отсутствия симметрии относительно оси вращения, почти все попытки построить модели сильно намагниченных звезд главной последовательности были сконцентрированы на случае осевой

симметрии — как для моделей в строгом лучистом равновесии без крупномасштабных меридиональных течений в лучистой зоне, так и для моделей, в которых учитывалась циркуляция. Поскольку в разд. 8.3 мы уже описывали модели магнитных звезд с медленными меридиональными течениями, здесь мы остановимся на осесимметричных моделях, магнитные поля которых порождают циркуляшю, в точности компенсирующую течения, вызываемые вращением, что приводит к твердотельно вращающейся конфигурации со строгим лучистым равновесием вблизи поверхности. Такие модели звезд со слабым дипольным полем и медленным твердотельным вращением впервые независимо рассмотрели Дэвис и Райт. Оба автора показали, что при фиксированной напряженности магнитного поля в центре звезды поля на поверхности быстро вращающихся моделей слабее, чем у медленно вращающихся при тех же непрозрачности и выделении энергии. Позднее Монаган и Робсон пришли к такому же выводу для осесимметричных моделей с сильными дипольными полями, а Монаган и Мосс — для аналогичных моделей с мультипольными полями. Если исходить только из этого результата, то можно было бы предсказать, что те из магнитных звезд данного спектрального класса верхней части главной последовательности, которые вращаются медленнее, должны иметь более сильные поля на поверхности. Хотя неясно, можно ли применять это утверждение к сильно намагниченным звездам, не обладающим осевой симметрией (о его применимости свидетельствуют и наблюдения, очень многие, но не все), такой результат позволял бы по-другому объяснить наблюдаемые свойства звезд класса и нормальных звезд класса А. (Как отмечалось в разд. 15.3, весьма возможно, что в быстро вращающихся звездах верхней части главной последовательности сильные магнитные поля не наблюдаются потому, что крупномасштабные меридиональные течения перекачивают силовые линии под поверхность звезды.) Так или иначе, результат Дэвиса — Райта носит лишь умозрительный характер, поскольку рассматриваемые ими поля чисто полоидальны, а значит, динамически неустойчивы (см. разд. 15.3). Поэтому Мосс построил также модели, соответствующие твердотельно вращающимся звездам верхней части главной последовательности, которые содержат смешанные полоидально-тороидальные поля. Оказалось, что полоидальные и тороидальные потоки равновесных моделей сравнимы, и потому разумно считать, что некоторые из них стабилизированы относительно локальных неустойчивостей, свойственных чисто полоидальным полям. Поскольку предполагается, что поля симметричны относительно оси вращения, подробное сравнение с данными наблюдений, по-видимому, невозможно и здесь. Монаган попытался как-то исправить этот недостаток, предположив, что вращение по-прежнему

твердотельно, а магнитное поле несимметрично относительно оси вращения. Вводя поле при помощи наклонного диполя, Монаган нашел, что отношение центрального поля к поверхностному уменьшается с ростом угла между осью вращения и магнитной осью. Таким образом, поля на поверхности магнитных звезд, у которых этот угол велик, скорее всего, будут более сильными. Тем не менее, поскольку с ростом отношения энергии вращения к магнитной энергии имеет место расходимость вычислений, до тех пор пока не будут проведены более подробные расчеты, экстраполировать эти результаты следует с большой осторожностью.

В заключение упомянем два других механизма, которые могут приводить к самопроизвольному увеличению угла между магнитной осью и осью вращения, что требуется и в модели наклонного ротатора, и для обращений полярности, наблюдаемых у большинства магнитных звезд класса Первый механизм, обобщающий рассмотренный в разд. 11.4 процесс магнитного торможения, разработан Местелом и Селли. Они постулируют наличие наклонного ротатора и звездного ветра, так что возникающий вследствие потери момента количества движения момент сил вызывает прецессию мгновенной оси вращения в звезде и вращение магнитной оси в пространстве. Приближенные вычисления показывают, что если торможение за счет звездного ветра не слишком велико, то изменение угла всегда мало. Второе объяснение, при котором связь с внешней средой совершенно не учитывается, было предложено впоследствии Местелом и Такхаром. Для простоты вмороженное магнитное поле считается симметричным относительно оси, которая наклонена под углом к вектору момента количества движения. Тогда из-за одновременного действия магнитной и центробежной сил тело будет обладать тремя неравными осями инерции; если бы оно было твердым, его движение можно было приближенно описать как комбинацию вращения, эйлеровой нутации и периодического покачивания магнитной оси в пространстве. Но в газовой звезде негидростатические напряжения поддерживаться не могут, поэтому она будет реагировать на нутацию сложной совокупностью внутренних движений. Как впервые отметил Спитцер, эти движения должны приводить к диссипативным процессам, которые откачивают энергию из поля скоростей вращения и тем самым постепенно меняют угол до тех пор, пока звезда не начнет вращаться вокруг главной оси. Согласно расчетам Местела и Такхара, если звезда вытянута вдоль магнитной оси (возможно, из-за смешанного полоидально-тороидального поля), то совместное влияние нутации и диссипации внутри звезды приводит к тому, что вектор момента количества движения становится параллельным наибольшей главной оси. Таким образом, в этом случае ось вращения оказывается в конце концов перпендикулярной магнитной оси. Оценки скоростей диссипации позволяют предположить, что необходимое для большинства магнитных звезд класса большое значение угла может достигаться задолго до окончания жизни звезды.