Магнитная звезда
Cтраница 1
Магнитные звезды обладают очень высокими ( 10 - 2 - 1 Тл) магнитными полями. Все звезды этого типа отличаются аномальным химическим составом ( по-видимому, только во внешних областях): занижено содержание гелия, тогда как содержание тяжелых элементов ( Si, Cr, Mn, Sr, Eu, Gd и других) аномально велико. Избыток в среднем растет с увеличением атомного номера элемента, достигая 10 - 106 для редкоземельных элементов. [2]
Наблюдаемые изменения магнитных звезд часто очень неправильны и связаны с изменением полярности. [3]
Одна из двадцати магнитных звезд относится оздним спектральным классам. [4]
Основные уравнения для магнитных звезд рассматривались в разд. Максвелла ( без учета токов смещения) и уравнения гидродинамики, измененные так, чтобы учитывались сила Лоренца и омическая диссипация. Здесь мы вкратце рассмотрим некоторые общие свойства невращающихся моделей звезд с крупномасштабными магнитными полями. [5]
Наблюдаемая переменность большинства известных магнитных звезд указывает на то, что их дипольный момент и моменты высших порядков наклонены и смещены относительно оси вращения и в то же время наш угол зрения не совпадает с углом наклона магнитного момента. Вращение звезды в целом с ее смещенным магнитным полем объясняет в основном, если не полностью, переменность звезды. [6]
Установление изоротации между магнитной звездой и окружающей ее плазмой требует передачи углового момента центральным телом плазме. Передача углового момента может осуществляться посредством магнитного поля, и таким образом вращающаяся звезда может потерять значительную часть своего углового момента. [7]
Все подробные исследования моделей магнитных звезд класса Ар 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 Ар ( но не у всех) ось вращения и магнитная ось приблизительно перпендикулярны друг другу. [8]
Разумно предположить, что гравитационная энергия магнитных звезд велика по сравнению с энергией вращения, которая в свою очередь больше магнитной. Поэтому будем считать магнитную звезду сферическим телом и предположим, что в нем существуют внутренние движе-ния, которые обладают определенной симметрией относительно оси вращения и экваториальной плоскости. Точнее говоря, рассмотрим модели, описанные в разд. Будем искать динамо-механизмы, способные поддержать неосесимметричные магнитные поля. [9]
Сопоставляя этот верхний предел с наблюдаемыми у типичных магнитных звезд величинами поля на поверхности несколько тысяч гауссов, мы видим, что предел М I W может достигаться только тогда, когда внутренние поля несравненно сильнее наблюдаемых на поверхности ( см. разд. Поэтому если у звезды нет очень сильных полей под поверхностью, то магнитная энергия составляет ничтожно малую долю потенциальной гравитационной энергии. Этот результат позволяет предполагать, что магнитные поля, как правило, не вызывают серьезных изменений во внутреннем строении звезды. [10]
С другой стороны, легкость, с которой в случае магнитных звезд обосновывается концепция первичных полей, не должна скрыть от нас еще одну фундаментальную проблему, которая не решена до сих пор. Мы имеем ввиду проблему выживания поля в начале стадии Хаящи, когда, как считают, вся звезда от центра до поверхности охвачена конвекцией. [11]
Интересно отметить, что в то время как магнитный момент коллапсирующей магнитной звезды затухает [13], поле механического момента сохраняется. Это различие объясняется следующим образом. Магнитный момент связан с током /, который при приближении скорости коллапса к с ( ЛПов - Rg) стремится к нулю для шварцшильдовского наблюдателя. Механический же момент сохраняется неизменным, ибо хотя скорость вращения звезды v в системе Шварцшильда при Лпов - Rg затухает подобно /, масса элемента объема для локального шварцшильдовского наблюдателя растет с ростом скорости коллапса. В итоге момент М - - mvR остается неизменным. [12]
 |
Уровни фор-жирования непре-рывного спектра в атмосфере Солнца. Над штриховой при-мой градиент тем-пературы положи-телен ( температура растет о высотой, под прямой - от-рицателен. [13] |
Они же, по-видимому, ответственны за исключительное своеобразие хим. состава атмосфер магнитных звезд и крайне необычные физ. [14]
Страницы: 1 2 3