Магнитные звёзды

Источник статьи: Большая российская энциклопедия

МАГНИ́ТНЫЕ ЗВЁЗДЫ – подкласс химически пекулярных звёзд главной последовательности, в атмосферах которых зарегистрировано крупномасштабное магнитное поле. Как и другие химически пекулярные звёзды, магнитные звезды имеют в спектрах аномально усиленные или ослабленные линии некоторых химических элементов (например, линии HeI). На диаграмме Герцшпрунга – Рессела магнитные звезды расположены в центральной части главной последовательности в диапазоне спектральных классов B5–F5; их массы составляют 1,5–4 массы Солнца; эффективные температуры 6500–15000 К. Магнитные звезды составляют 10–12% от числа нормальных звёзд в спектральном диапазоне B5–A0, причём их относительное число резко уменьшается до 1% в сторону поздних спектральных классов от A0 до F5.

Впервые магнитное поле звезды было измерено американским астрофизиком Х. Бэбкоком в 1947 по расщеплению спектральных линий в поляризованном свете, вызванному эффектом Зеемана. При наблюдениях с классическим зеемановским анализатором, позволяющим регистрировать отдельно спектры излучения с левой и правой круговой поляризацией, измеряется продольное магнитное поле (усреднённая по поверхности звезды компонента магнитного поля, направленная к наблюдателю). Если магнитное поле достаточно сильное, то расщепление спектральных линий можно измерить и в неполяризованном спектре звёзд с узкими спектральными линиями. В этом случае измеряется так называемое поверхностное поле (усреднённый по поверхности звезды модуль вектора магнитного поля). Величина поверхностного поля всегда больше величины продольного поля. Высокое спектральное разрешение современных звёздных спектрографов позволяет измерять минимальные поверхностные поля с индукцией порядка 1000 Гс по неполяризованным спектрам. К началу 21 в. примерно у 350 магнитных звезд измерены продольные или поверхностные магнитные поля. Это около 12% от числа звёзд, классифицированных по спектрам как магнитные звезды. Диапазон измеренных магнитных полей в магнитных звездах очень велик и составляет 90–20000 Гс для продольного поля и 1250–34000 Гс для поверхностного поля. Самое сильное магнитное поле (34000 Гс) зарегистрировано Бэбкоком в 1960 в атмосфере звезды HD 215441 (так называемая звезда Бэбкока).

У подавляющего числа магнитные звезды напряжённость поля периодически меняется, причём эти изменения сопровождаются, как правило, изменением с тем же периодом интенсивности линий аномальных химических элементов в фазе или в противофазе с магнитным полем. Переменность магнитного поля и интенсивности линий объясняется в рамках модели наклонного ротатора, согласно которой ось магнитного поля наклонена под произвольным углом к оси вращения звезды, а неоднородное распределение химических элементов по поверхности определяется геометрией магнитного поля. При вращении такой звезды наблюдатель видит разные проекции поля (в основном дипольного) и связанных с ним неоднородностей химического состава. Наблюдаемая в течение периода вращения переменность профилей линий как в неполяризованном, так и в поляризованном свете используется для восстановления распределения вектора магнитного поля и содержания химических элементов по поверхности звезды.

Происхождение сильных магнитных полей в атмосферах магнитных звезд до конца не понято. Принято считать, что крупномасштабное поле является остаточным магнитным полем звезды, которое было у неё в момент рождения и которое усилилось в ходе последующей эволюции.

Литература статьи Большой российской энциклопедии

• Landstreet J. D. Magnetic fields at the surfaces of stars // The Astronomy and Astrophysics Review. 1992. Vol. 4. № 1.
• Proceedings of the International conference «Physics of Magnetic Stars» / Ed. D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk. Nizhnii Arkhyz, 2007.