Cтраница 2
Они же, по-видимому, ответственны за исключительное своеобразие хим. состава атмосфер магнитных звезд и крайне необычные физ, условия в атмосферах и магнитосферах псйтронных звезд. [16]
Более интересны недавние работы Мосса, в которых описаны самосогласованные картины меридиональных течений в тзердотельно вращающихся магнитных звездах. [17]
Как указал Каулинг [22], гравитационная восстанавливающая сила настолько велика, что те весьма низкие частоты, которые были получены из наблюдения магнитных звезд, можно объяснить только существованием специальных мод, характеризуемых почти горизонтальным движением. [18]
В заключение упомянем два других механизма, которые могут приводить к самопроизвольному увеличению угла х между магнитной осью и осью вращения, что требуется и в модели наклонного ротатора, и для обращений полярности, наблюдаемых у большинства магнитных звезд класса Ар. Первый механизм, обобщающий рассмотренный в разд. 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 х 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 х к вектору момента количества движения. [19]
Магнитные звезды, в кн.: Итоги науки и техники, сер. [20]
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. [21]
У 16 звезд не удалось с уверенностью наблюдать поля, а это показывает, что продольные поля сильнее 1000 Гс у быстро вращающихся звезд класса Ар встречаются значительно реже, чем у медленно вращающихся. Кратко перечислим главные свойства магнитных звезд класса Ар: 1) 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 Ар с хорошо определенными периодами одинаковая периодичность проявляемся в изменениях магнитного поля, спектра и блеска; типичны периоды порядка 5 - 9 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. [22]
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 t 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. [23]
Солнце, кроме того, является единственной звездой, на которой мы можем непосредственно наблюдать поверхностные движения, в том числе неоднородное вращение, циркуляцию и конвекцию. По этим причинам именно к Солнцу, а не к более эффектным магнитным звездам обращается физик, исследующий природу и активность магнитных полей звезд. Несмотря на то что по мощности проявлений магнитной активности Солнце не может соперничать с некоторыми удаленными звездами, даже солнечная активность производит глубокое впечатление. Благодаря магнитным полям на Солнце идут неординарные процессы, предугадать которые не мог никто. Более того, ряд явлений не удается понять до сих пор, после многих лет тщательного наблюдения и теоретического исследования. Само по себе любопытно, что Солнце - не выделяющаяся ни возрастом, ни физическими свойствами звезда ( в противном случае некому было бы наблюдать ее с такого малого расстояния) - тем не менее обнаруживает такое множество мощных магнитных эффектов. [24]
Процесс магнитной аккреции, предложенный для объяснения медленных скоростей вращения звезд класса Ар, привлекался Хавнесом и Конти для объяснения аномальных концентраций на поверхности этих звезд. Однако, как они указали, не исключено, что особенности химического состава на поверхностях магнитных звезд класса Ар возникают под действием обоих факторов - механизма аккреции и процессов диффузии. [25]
У 16 звезд не удалось с уверенностью наблюдать поля, а это показывает, что продольные поля сильнее 1000 Гс у быстро вращающихся звезд класса Ар встречаются значительно реже, чем у медленно вращающихся. Кратко перечислим главные свойства магнитных звезд класса Ар: 1) 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 Ар с хорошо определенными периодами одинаковая периодичность проявляемся в изменениях магнитного поля, спектра и блеска; типичны периоды порядка 5 - 9 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. [26]
Круг вопросов, рассматриваемых в монографии, естественно, ограничен и возможностями авторов. Измерения нолей с помощью космических аппаратов [ Долгинов Ш. Ш. и др., 1976 ] открывают хорошие возможности для построения теории происхождения магнитных полей и других планет. Мы не рассматриваем теории магнитных звезд и генерации магнитных полей в двойных системах. Исследования МГД-турбулентно-сти и конструирование лабораторного динамо проводятся в Институте физики АН Латв. [27]
Одна из важнейших проблем, которую должна разрешить магнитная гидродинамика, - это проблема образования космических магнитных полей. Хотя только Солнце и так называемые магнитные звезды имеют достаточно сильные поля, доступные наблюдениям с Земли при помощи современных приборов и методов, по-видимому, большинство звезд обладает магнитными полями. [28]
На основании этого результата Шюсслер далее предположил, что во время сжатия звезд спектральных классов О и В 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. Вольф показали, что звезда HR7129 спектрального класса В с узкими линиями ( переменная с гелиевым спектром) обладает продольным магнитным полем, которое меняется от ч - 7000 до - 5000 Гс с периодом в 3 670 сут ( см. разд. Температура поверхности этой звезды составляет около 20000 К, т.е. она показывает, что явления, наблюдаемые в магнитных звездах класса Ар, 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 Ар, то мы вынуждены вновь вернуться к теории остаточного магнетизма для звезд верхней части главной последовательности. [29]
А и звезд с линиями металлов значительно меньше, чем средние скорости нормальных звезд соответствующих спектральных классов. Наконец, переходя к другой крайности, отметим, что звезды класса Be вращаются чрезвычайно быстро: Слеттебак наблюдал в отдельных случаях скорости вращения до 500 км / с. На рис. 2.5 эти звезды изображены отдельно, причем средние скорости их вращения, как показывают стрелки, на самом деле еще больше. Вращение белых карликов, переменных и магнитных звезд мы рассмотрим в гл. [30]