Курс теоретической астрофизики

Быстрое вращение звезды существенно влияет на физические условия в звёздной атмосфере, так как к числу сил, действующих в атмосфере, добавляется центробежная сила. Поскольку центробежная сила зависит от широты, то и физические условия в атмосфере вращающейся звезды зависят от широты. В частности, на разных широтах должно быть различным распределение температуры и плотности в атмосфере. Вместе с тем должны быть различия и в степени возбуждения и ионизации атомов, а значит, и в виде спектра. Вычисления показывают, что спектры, возникающие на экваторе и на полюсе, могут соответствовать весьма различным спектральным подклассам. А так как мы наблюдаем спектр всей звезды, то он должен обладать чертами как того, так и другого подкласса. Очевидно, что относительная роль этих черт зависит от угла наклона оси вращения к лучу зрения. Наблюдаемые спектры некоторых звёзд действительно обладают чертами разных подклассов. Для объяснения таких спектров можно высказать предположение, что в этих случаях мы имеем дело со звёздами, которые быстро вращаются и обращены к нам своими полярными областями (иначе относительная роль спектров полярных областей будет невелика).

Для каждой звезды существует критическая скорость вращения на экваторе 𝑣_к, при которой сила притяжения уравновешивается центробежной силой. Эта скорость определяется формулой

𝑣

_к

²

=

𝐺

𝑀

𝑅

,

(13.27)

где 𝑀 — масса звезды, 𝑅 — её радиус и 𝐺 — постоянная тяготения. Возьмём для примера звезду класса B5, у которой 𝑀=6𝑀_☉ и 𝑅=4𝑅_☉. Формула (13.27) даёт для этой звезды 𝑣_к=530 км/с.

Если скорость вращения звезды на экваторе превосходит скорость 𝑣_к, то из экваториальной области будет происходить истечение вещества, приводящее к образованию вращающегося вокруг звезды газового кольца. Такими кольцами, по мнению Струве, обладают звёзды класса Be. Этот взгляд подтверждается тем, что скорости вращения звёзд класса Be являются наибольшими и близкими к скорости 𝑣_к. Вместе с тем существование вблизи звезды газового кольца может объяснить наличие эмиссионных линий в спектре звезды (см. гл. VI). В действительности, вероятно, выбрасывание вещества из звезды происходит не вследствие вращения, а под действием других механизмов (например, в виде протуберанцев). Однако быстрое вращение звезды способствует этому процессу.

5. Магнитные поля звёзд.

Изучение магнитных полей звёзд основывается на эффекте Зеемана, состоящем, как известно, в расщеплении спектральных линий в магнитном поле. В простейшем случае одиночная линия расщепляется в магнитном поле на три компоненты, одна из которых занимает несмещённое положение, а две другие смещены на одинаковое расстояние по обе стороны от неё. При этом величина смещения пропорциональна напряжённости поля 𝐻. Все компоненты линии поляризованы, причём характер поляризации зависит от угла между направлением поля и лучом зрения. В более сложных случаях происходит расщепление линии на большее число компонент.

Линии поглощения в звёздных спектрах обычно сильно расширены вследствие ряда причин (тепловое движение атомов, эффект Штарка, турбулентность, вращение звезды). Поэтому даже при очень большой напряжённости магнитного поля зеемановские компоненты линий сливаются между собой. Чтобы обнаружить магнитное поле, необходимо применение специальной методики, основанной на использовании анализаторов поляризованного света. При помощи таких анализаторов удаётся в какой-то мере отделить друг от друга зеемановские компоненты линий и по их смещению определить напряжённость поля.

Впервые магнитное поле было открыто Бэбкоком в 1947 г. у звезды 78 Девы, принадлежащей к спектральному классу A2p. Бэбкок предполагал, что сильное магнитное поле связано с быстрым вращением звезды. Однако обнаружить эффект Зеемана по линиям, расширенным вращением, очень трудно. Поэтому для наблюдений была выбрана звезда класса A с узкими спектральными линиями, относительно которой можно было думать, что она, как и другие звёзды этого класса A, вращается очень быстро, но видна нам со стороны полюса. В последующие годы Бэбкок продолжал свои наблюдения и его каталог (см. [9]) содержит сведения о 89 «магнитных звёздах».

Рассмотрение упомянутого каталога приводит к ряду выводов.

1. Напряжённость магнитного поля на поверхности звёзд оказывается порядка 1000 Э. Однако такие значения 𝐻, по-видимому, гораздо больше среднего значения, так как измерить напряжённости поля, не превосходящие 200 Э, при принятой методике нельзя.

2. Большинство звёзд каталога (70 из 89) принадлежит к спектральному классу A (точнее, к интервалу B8—F0). Однако в значительной мере здесь сказывается наблюдательная селекция вследствие преимущественного отбора звёзд, подобных звезде 78 Девы.

3. Почти все магнитные звёзды обладают «пекулярными» спектрами, в которых некоторые линии ослаблены, а другие усилены по сравнению с обычными спектрами.

4. Магнитные поля всех изученных звёзд являются переменными. При этом в некоторых случаях поля меняются периодически, в большинстве же случаев — иррегулярно.