МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ ЗВЕЗД

МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ ЗВЕЗД

. Магн. поля присутствуют, по-видимому, на всех звёздах. Наблюдениям доступны только магн. поля, выходящие из звезды в окружающее пространство. Внутри звезды может присутствовать магн. поле, не выходящее на поверхность и поэтому недоступное для прямых астрофиз. наблюдений, использующих эл.-магн. излучение звезды. Прямые наблюдения М. п. з. позволяют определять лишь усреднённые по поверхности звезды магн. поля и мало что говорят о конфигурации (геометрии) поля. Из-за недостаточного кол-ва света, принимаемого от удалённых звёзд, регистрируют (с помощью Зеемана эффекта )только относительно сильные магн. поля. Таким способом удалось обнаружить особую группу звёзд с полями до 34 000 Э, располагающуюся на Герцшпрунга - Ресселла диаграмме вблизи спектрального класса А. Из-за многих хим. аномалий, свойственных этим звёздам, они названы А -пекулярными ( Ар- звёзды). Кол-во звёзд, у к-рых магн. поле зарегистрировано прямым зеемановским методом, невелико (неск. сотен).

Существование магн. полей у др. звёзд удаётся доказать косвенными методами. Косвенными признаками присутствия магн. полей на невырожденных звёздах являются наличие горячих корон звёзд, хромосфер звёзд, пятен, циклов активности и вспышек, аналогичных солнечным (см. Солнечная активность, сол нечный цикл, Вспышка на Солнце). У звёзд, расположенных на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга - Ресселла, обнаружены хромосферы, для ~10 таких звёзд удалось проследить звёздный цикл, наблюдая изменения интенсивности хромосферных линий кальция. Рентг. наблюдения, выполненные со спутника "НЕАО-2", позволили обнаружить горячие короны у большого кол-ва звёзд разл. спектральных классов (от самых горячих О, <В-звёзд до холодных карликов классов К, М). У звёзд типа BY Дракона поверхность покрывается пятнами на 20-30% (у Солнца пятна покрывают не более 2% поверхности). На звёздах типа UV Кита и ряде др. обнаружены мощные вспышки, аналогичные солнечным. Известна одна звезда ( Волопаса), у к-рой наряду с косвенными свидетельствами (наличием пятен) прямо по эффекту Зеемана зарегистрировано поле 2500 Э. Очень сильные магн. поля имеются у ряда звёзд, находящихся на заключит. стадиях эволюции звёзд. У нек-рых белых карликов, как показывают наблюдения круговой поляризации их непрерывного излучения, магн. поля достигают 10⁶-10⁸ Э. Ещё более сильные магн. поля характерны для пульсаров, в к-рых магн. поле служит передаточным звеном, трансформирующим энергию вращения звезды в энергию частиц и излучения. Необходимое для такой трансформации поле порядка 10⁹-10¹² Э. Очень сильные магн. поля удалось обнаружить также у нейтронных звёзд, входящих в состав двойных звёздных систем, напр. у рентгеновских пульсаров. Исследование диаграммы направленности и поляризации излучения позволяет делать выводы о величине и геометрии магн. поля рентг. пульсара. Наблюдениям удовлетворяют модели с сильным (10¹⁰-10¹³ Э) полем. Для прямых измерений этих полей используют спектральные линии, обусловленные излучением электронов в магн. поле (гиролинии). Гиролиния обнаружена, напр., в спектре рентг. пульсара Her X-1. У нейтронных звёзд, являющихся источниками гамма-всплесков, магн. поля (определяемые по гиролиниям) достигают значений (2-7) *10¹² Э. Как впервые показал В. Л. Гинзбург, незаряженная чёрная дыра не должна обладать магн. полем. При коллапсе звезды дипольный и более высокие магн. моменты асимптотически исчезают. Однако магн. поля, по-видимому, играют существенную роль в процессах, происходящих в окрестностях чёрных дыр. В частности, согласно существующим теориям, в двойных звёздных системах, один из компонентов к-рых является чёрной дырой, с помощью магн. поля осуществляется перенос момента кол-ва движения газа, падающего на чёрную дыру, и тем самым формирование диска, излучающего в рентг. диапазоне.

Происхождение М. п. з. связывают с двумя осн. механизмами - усилением путём сжатия поля, существовавшего в момент образования звезды, и усилением поля в результате движений проводящего вещества внутри звезды. Звёзды образуются из замаг-ниченной межзвёздной среды (см. Звездообразование). Плотность обычной звезды типа Солнца в 10²⁴ раз превосходит плотность межзвёздной среды. Поэтому при сжатии с сохранением магн. потока (адиабатич. сжатии) межзвёздное магн. поле порядка неск. мкЭ превратилось бы в поле ~10¹⁰ Э, что противоречит наблюдениям. Представление об адиабатич. сжатии магн. поля в процессе образования звезды справедливо лишь для нек-рых типов звёзд ( Ар -звёзды, пульсары, возможно, белые карлики). У большинства звёзд магн. поле исчезает и восстанавливается за времена, короткие по сравнению с характерными временами эволюции звёзд. Напр., у Солнца и подобных ему звёзд главной последовательности магн. поле изменяется с периодом ~10 лет. Такие быстрые изменения невозможно объяснить джоулевыми потерями или эволюц. изменениями структуры звезды. Они могут происходить только в результате преобразования магн. полей под действием движений проводящего вещества звёзд. Наиб. эффективно магн. поле изменяют неоднородное вращение и конвективные движения (см. Гидромагнитное динамо).

Лит.: Пикельнер С. В., Основы космической электродинамики, 2 изд., М., 1966; Паркер Е. Н., Космические магнитные поля, пер. с англ., ч. 1-2, М., 1982.

А. А. Рузмайкин.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.