Cтраница 3
В теории динамо предполагается, что при движении вещества поперек магнитных силовых линий существующего поля возникают электрические токи, которые поддерживают это затравочное поле. Как мы увидим в разд. Солнца в ходе солнечного цикла свидетельствует в пользу объяснения поверхностных полей Солнца и подобных ему звезд механизмом динамо, а не остаточным магнетизмом. Напротив, большое время распада полей в магнитных звездах позволяет предполагать, что эти поля могут быть медленно исчезающими следами далекого прошлого: либо остатками межзвездного поля, существовавшего в первичном газовом облаке, из которого образовались эти звезды, либо полями, порожденными динамо и сохранившимися с более ранней эпохи, например с конвективной стадии сжатия до главной последовательности. [31]
Конечно, глобальная конвекция стадии Хаяши может действовать как динамо, генерируя пронизь вающие всю звезду поля. Но эти поля, как кажется, должны так исчезнуть, как только в центре звезды прекращается конвекция и начинается рост неконвективного ядра. Одна только магнитная плавучесть обеспечивает быстрые потери поля в то время, когда недра звезды медленно проходят состояние нейтральной конвективной устойчивости. Ясно, что, если мы хотим получить надежные представления о природе полей магнитных звезд, необходимо провести тщательное количественное изучение этой проблемы. Пока же все, чем располагаем, - это богатое, но неупорядоченное множество идей. [32]
Такие модели звезд со слабым дипольным полем и медленным твердотельным вращением впервые независимо рассмотрели Дэвис и Райт. 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 Ар и нормальных звезд класса А. Как отмечалось в разд. Так или иначе, результат Дэвиса - Райта носит лишь умозрительный характер, поскольку рассматриваемые ими поля чисто полоидальны, а значит, динамически неустойчивы ( см. разд. 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. [33]
Время омического затухания магнитного поля в газообразном галактическом диске имеет в общем случае порядок 1024 лет, и даже амбиполярная диффузия не может удалить поле из диска быстрее, чем за 1011 лет. Поэтому может показаться, что реликтовое происхождение звездных и галактических полей возможно и даже неизбежно. Но необходимо напомнить, что сильные поля, предоставленные сами себе, могут высвобождаться благодаря в основном магнитной плавучести и связанной с ней неустойчивости Рэлея-Тейлора ( см. гл. Некотораядоляпервичногополя ( скажем 5 10 - 7 Гс) может сохраняться в устойчивом ядре звезды в течение 1010 лет, и возможно, что твердотельно вращающиеся поля магнитных звезд имеют иногда именно такое происхождение. Но наблюдаемые на поверхности Солнца поля осциллируют с периодом около 22 лет. Ясно, что подобные поля не могут иметь пассивный характер. Итак, по-видимому, активные поля Солнца и других звезд, а также поле Галактики должны генерироваться неким действующим и поныне механизмом. По всей вероятности, в планетах, звездах и газообразном диске Галактики протекают процессы, приводящие к генерации магнитного потока - ведь поля этих объектов существуют до сих пор, несмотря на непрерывные потери магнитного потока. [34]
Далее, имеется любопытное обстоятельство: существует несколько аномальных горячих звезд ( в основном класса А), которые явно не имеют конвективных зон, но обладают такими сильными магнитными полями ( 102 Гс), что дают заметный эффект Зеема-на. Первой была найдена звезда 78 Девы ( см. обсуждение в § 18.1) с напряженностью поля порядка 103 Гс. По-видимому, они выделяются в особый класс ( возможно, несколько классов) и отличаются от обычных звезд главной последовательности. Большинство магнитных звезд принадлежит к пекулярным звездам класса А - звездам Ар, выделяющимся явным избытком таких элементов, как Si, Mn, Сг, и некоторых редкоземельных элементов. Практически все Ар-звезды обнаруживают магнитные поля, если только их линии не размыты вращением. Имеются указания на антикорреляцию угловой скорости звезды и ее магнитного поля [125], причем наиболее быстро вращающиеся Ар-звезды вообше не обнаруживают следов поля. [35]
Термин плазма был введен Ленгмюром для обозначения состояния положительного столба электрических разрядов в газах. Свойства плазмы представляют чрезвычайный интерес для космической физики, поскольку большая часть вещества во вселенной находится в состоянии плазмы. В недрах звезд газ почти полностью ионизован. На Солнце и в межпланетном пространстве, а также, возможно, в межзвездном и межгалактическом пространствах плазма пронизана магнитными полями. Вероятно, это имеет место во всех звездах, во всяком случае, это справедливо для магнитных звезд. Поэтому понятно, что в физике плазмы астрофизиков в основном интересует поведение плазмы в магнитном поле. [36]
Кроме того, низкие скорости вращения звезд класса Ар, по-видимому, не связаны с приливным взаимодействием в двойных системах. Как показали Абт и Сноуден, по-видимому, для всех трех подгрупп звезд класса Ар доля визуально-двойных нормальна. Какой же механизм обеспечивает аномально низкие скорости вращения звезд класса Ар по сравнению с нормальными звездами главной последовательности той же температуры. Разумеется, при отсутствии протяженных субфотосферных конвективных зон и вследствие кратковременности стадии конвективного перемешивания в ходе сжатия до главной последовательности эту аномалию нельзя отнести на счет магнитного торможения звездным ветром теплового происхождения ( см. разд. Хавнес и Конти высказали предположение, что звезды класса Ар могут захватывать и раскручивать на границе магнитосферы ионизированное вещество из окружающей межзвездной среды. При таком допущении время торможения получается порядка 107 - 108 лет, т.е. достаточно малое, так что магнитное торможение звезд верхней части главной последовательности окажется заметным. Кулсруд изучал также вопрос, не может ли вращение магнитных звезд замедляться только за счет излучения гидромагнйтных волн без потери массы. Наконец, Штриттматтер и Норрис предположили, что эволюция к стадии Ар может критически зависеть от начального отношения магнитной энергии к кинетической энергии вращения. [37]
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. Теории магнитного осциллятора придерживаются в настоящее время очень немногие - из нее, по-видимому, не выводятся наблюдаемые периоды и перемена знака поля ( см. разд. 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. Общепринято, что она дает естественное объяснение магнитных звезд класса Ар. Следуя пионерской работе Бэбкока, Стиббса и Дейча, мы предполагаем, что магнитная звезда класса Ар 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. [38]
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. Теории магнитного осциллятора придерживаются в настоящее время очень немногие - из нее, по-видимому, не выводятся наблюдаемые периоды и перемена знака поля ( см. разд. 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. Общепринято, что она дает естественное объяснение магнитных звезд класса Ар. Следуя пионерской работе Бэбкока, Стиббса и Дейча, мы предполагаем, что магнитная звезда класса Ар 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. [39]
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. 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 х 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 Ар большое значение угла х может достигаться задолго до окончания жизни звезды. [40]