Астронет> Магнітні поля Сонця і Зірок

Магн. поля присутні, мабуть, на всіх зірках. Вперше магн. поле було виявлено на найближчій до нас зірці - Сонце - в 1908 р амер. астрономом Дж. Хейл, виміряти зєємановських розщеплення спектр. ліній в сонячних плямах (див. Зеемана ефект ). Згідно суч. вимірам, макс. напруженість магнітного. поля плям 4000 Е. Поле в плямах є прояв загального азимутального магн. поля Сонця, силові лінії догрого мають різне спрямування в Північному і Південному півкулях Сонця (рис. 1). У 1953 р амер. астроном X.У. Бебкок відкрив значно слабшу дипольні складову сонячного магнітного. поля (~ 1 Е) з магн. моментом, орієнтованим уздовж осі обертання Сонця (рис. 2). У 70-х рр. 20 в. вдалося виявити приблизно таку ж слабку по напруженості неосесиметричних великомасштабну складову сонячного магнітного. поля. Вона виявилася пов'язаної з міжпланетним магнітним. полем, що має різні напрямки радіальних складових в різних просторів. секторах (див. Секторная структура міжпланетна ), Що відповідає на Сонце квадруполів, вісь догрого лежить в площині сонячного екватора (рис. 3). Спостерігалася також і двухсекторной структура, відповідна диполю. В цілому великомасштабне магн. поле Сонця виглядає досить складним. Ще більш складна структура поля виявлена ​​в малих масштабах. Спостереження вказують на Існування дрібномасштабних голкоподібні полів з напруженістю до 2000 Е. Дрібномасштабні магн. поля пов'язані також з конвективними осередками (див. Конвекція , сонце ), Які спостерігаються на поверхні Сонця. Магн. поле Сонця не залишається незмінним. Осесимметричное великомасштабне поле квазипериодический змінюється з періодом прибл. 22 роки ( сонячний цикл ). При цьому кожні 11 років відбуваються звернення дипольної складової і зміна напрямку азимутального поля. Неосесиметричних секторная складова поля змінюється прибл. з періодом обертання Сонця навколо своєї осі. Дрібномасштабні магн. поля змінюються нерегулярно, хаотично.

Магн. поле несуттєво для рівноваги Сонця; рівноважний стан визначається балансом сил тяжіння і градієнта тиску. Зате всі прояви сонячної активності пов'язані з магн. полями ( сонячні плями , спалахи на Сонці , протуберанці ). Магн. поле відіграє визначальну роль у створенні сонячної хромосфери і в нагріванні (до мільйонів градусів) сонячної корони . Спостереження, виконані на космич. станції "Скайлеб" (США, 1973-1974 рр.), показали, що висвічується в УФ і рентген. діапазонах енергія виділяється в багаточисельних. локалізованих областях, які ототожнюються з петлями магн. поля. З іншого боку, області, в яких брало випромінювання значно ослаблено ( корональні діри ), Ототожнюються з відкритими у зовн. простір конфігураціями магн. силових ліній. Вважається, що в цих областях беруть початок швидкі потоки сонячного вітру .

Всі зірки, крім Сонця, настільки віддалені від нас, що сприймаються як точкові об'єкти. Тому безпосередній. спостереження далеких зірок дозволяють визначити напруженість магнітного. поля, усереднену по поверхні зірки, і мало що говорять про конфігурацію (геометрії) поля. Відносно мала кількість світла, що приймається від віддалених зірок, дозволяє реєструвати за допомогою ефекту Зеемана тільки досить сильні магн. поля. Таким способом вдалося виявити особливу групу зірок з сильними (до Е) полями - магнітні зірки . Кількість зірок, у яких брало магн. поле зареєстровано прямим зєємановських методом, невелика (неск. сотень).

Існування магн. полів у ін. зірок вдається довести непрямими методами. У зірок головної послідовності виявлені хромосфери. У більш ніж десяти таких зірок вдалося простежити зоряний цикл (аналогічний сонячному циклу), спостерігаючи зміни інтенсивності хромосферних ліній Са. Відкриті і вивчені зірки (типу BY Draconis), поверхня яких брало покривається плямами на 20-30%. У Сонця плями покривають не більше 2% поверхні. Рентгенівські спостереження, виконані зі станції НЕАО-2 (1980 р США), дозволили виявити гарячі корони у великої кількості зірок різних спектральних класів, від найгарячіших 0- і В-зірок до холодних карликів класів К, М. Оскільки на Сонце все подібні явища пов'язані з наявністю магн. поля, ці факти можна розглядати як свідчення присутності магн. полів на ін. зірках. Напруженість і геометрію полів, зрозуміло, можна оцінювати лише побічно. Втім, відома зірка Воо (G 8), у до-рій поряд з перерахованими вище непрямими свідоцтвами поле ( Е) зареєстровано і прямо по ефекту Зеемана. Це переконує в правильності загального висновку про магнетизм зірок.

Дуже сильні магн. нуля є у ряду зірок, що знаходяться в укладе. стадії еволюції. У деяких білих карликів , Як показують спостереження кругової поляризації їх безперервного випромінювання, напруженість поля досягає 106-108 Е. Ще більш сильні магн. поля пов'язані з бистровращающейся нейтронними зірками - пульсарами . Джерелом енергії пульсара служить обертання нейтронної зірки. Магн. поле явл. передавальною ланкою, трансформирующим енергію обертання зірки в енергію частинок і випромінювання. Згідно з оцінками, для пояснення спостережуваних ефектів напруженість поля на поверхні зірки повинна досягати ~ 1012 Е.

Дуже сильні магн. поля вдалося виявити також у нейтронних зірок, що входять до складу подвійних зоряних систем. Прикладом може служити нейтронна зірка, що виявляється у вигляді рентгенівського пульсара в подвійній системі. Іонізований газ з норм. зірки падає па нейтронну зірку. Магн. поле нейтронної зірки гальмує газ поблизу поверхні, на к-рій порівнюються газове і магн. тиску, і направляє його в область магн. полюсів зірки, де газ випромінює. Спостереженнями задовольняють моделі з сильним (1010-1013 Е) полем. Залежно від величини магнітного. поля, потоку газу і параметрів системи, що виходить рентген. випромінювання набуває певну спрямованість і поляризацію. Дослідження діаграми спрямованості і поляризації дозволять зробити висновки про величину і геометрії магн. поля зірки. Для прямого дослідження цих полів використовують спектр. лінії (гіролініі), обумовлені випромінюванням електронів в магн. поле (див. циклотронне випромінювання ). Гіролінія виявлена, напр., В рентген. спектрі пульсара Her X-1 [магн. поле Е]. Інтерпретація гіролініі в спектрах джерел гамма-сплесків , Дозволила довести, що джерелами сплесків явл. нейтронні зірки з напруженістю магнітного. поля Е.

Як показав В.Л. Гінзбург, незаряджена Чорна діра не повинна мати магн. полем. При колапсі зірки її магн. дипольний момент і моменти більш високого порядку асимптотично зникають. Однак магн. поля, мабуть, грають істотну роль в процесах, що відбуваються в околицях чорних дір. Зокрема, згідно з існуючим теоріям, в подвійних зоряних системах, одним з компонентів яких брало явл. чорна діра, за допомогою магнітного. поля може здійснюватися перенесення кутового моменту газу, що падає на чорну діру, і тим самим формування диска, що випромінює в рентген. діапазоні.

Зірки утворюються з міжзоряного газу, пронизаного магн. полем. Найпростіше рішення проблеми (еволюції. Підхід), що полягає в тому, що спостерігаються поля зірок є продукт стиснення вихідного поля, виявляється недостатнім. Адіабатіч. стиснення газу, що не супроводжується втратою магнітного потоку , Призвело б до занадто сильним полях, оскільки пор. щільність звичайної зірки типу Сонця більше щільності міжзоряного середовища прибл. в 1024 разів. Переходи. адіабатіч. посилення поля при цьому дорівнює 1016, тобто міжзоряний поле ~ 10-6 Е перетворилося б в поле з напруженістю 1010 Е, що суперечить спостереженнями. Еволюції. підхід до походження магн. поля, мабуть, справедливий лише для деяких типів зірок (магн. зірок, пульсарів, можливо, для білих карликів). У більшості зірок поле зникає і відновлюється за часи, короткі в порівнянні з характерними часом еволюції зірок . Такі швидкі зміни неможливо пояснити омічний диссипацией (джоулевим загасанням, см. магнітогідродинаміка ) Або еволюції. змінами. Вони відбуваються в результаті перетворення магн. полів під дією рухів добре провідної речовини зірок. Найбільш ефективно поле змінюють неоднорідне обертання і конвективні руху (див. гідромагнітна динамо ).

Літ .:
Пікельнер С.Б., Основи космічної електродинаміки, 2 вид., М., 1966; Паркер Е.Н., Космічні магнітні поля, пров. з англ., ч. 1-2, М., 1982; Wilson О.С., Vaughаn А.H., Мihalas D., "Scientific American", 1981, V. 244, p. 82.

(А.А. Рузмайкін)