Магнитные поля химически пекулярных звезд главной последовательности

2
Оглавление
Введение 7
1. Обзор литературы. Магнитные поля СР звезд: методы диагностики и результаты измерений 29
1.1. Введение...................................................... 29
1.2. Начальный период исследований звездного магнетизма .... 32
1.2.1. Открытие явления расщепления спектральный линий
во внешнем магнитном поле. Некоторые определения . 32
1.2.2. Обнаружение магнитного поля на Солнце.................. 33
1.2.3. Обнаружение магнитных полей звезд...................... 34
1.3. Некоторые общие вопросы спектрополяриметрии. Эффект Зеемана ............................................................ 36
1.3.1. Введение............................................... 36
1.3.2. Основные определения поляриметрии...................... 37
1.3.3. Перенос поляризованного излучения...................... 39
1.3.4. Основные положения теории эффекта Зеемана.............. 41
1.3.5. Вычисления и определения эффективных факторов Ланде .......................................................... 45
1.4. Методы диагностики магнитных полей СР звезд............ 49
1.4.1. Возможности обнаружения магнитных полей в звездах
ГП..................................................... 49
1.4.2. Неполяриметрические измерения магнитных полей . . 49
1.4.3. Исследования продольных магнитных полей методами круговой поляриметрии в линиях............................... 51
1.4.4. Определение модуля среднего поля....................... 60
1.4.5. Ь80-метод исследования магнитных полей................. 65
1.4.6. Широполосная линейная поляриметрия..................... 67
1.4.7. Метод Допплер-Зеемаиовского картирования............... 67
1.4.8. Выводы................................................. 69
1.5. Общие сведения о химически пекулярпых звездах................. 69
1.5.1. Введение............................................... 69
1.5.2. Частота встречаемости.................................. 70
3
1.5.3. Выделение СР звезд и их классификация................. 71
1.5.4. Вращение СР звезд..................................... 77
# 1.5.5. Двойственность......................................... 79
1.5.6. Фотометрическая и спектральная переменность .... 81
1.5.7. Химический состав атмосфер СР звезд................... 86
1.5.8. Пульсации СР звезд.................................... 93
1.5.9. Фундаментальные параметры СР звезд.................... 95
1.5.10. Заключение........................................... 97
• 1.6. Магнитные поля СР звезд.................................. 98
1.6.1. Основные определения и терминология................... 98
1.6.2. Общие сведения о магнитных полях СР звезд.............101
1.6.3. Развитие исследований магнитных полей СР звезд в 50-60 гг. 20 века: обнаружение 120 магнитных звезд и мо-
# дель наклонного ротатора.............................. 102
1.6.4. Основные результаты наблюдений 70-80 гг. 20 века: гелиевые звезды, картирование поверхности и моделирование поля, эволюция магнитных звезд........................ 105
1.6.5. Современные представления о свойствах магнитных полей СР звезд................................................ 112
• 1.7. Теория МСР звезд, физика процессов формирования магнит-
ных полей и их эволюции................................. 116
1.7.1. Введение............................................. 116
1.7.2. Магнитное поле Галактики и формирование звезд ... 117
1.7.3. Магнитные поля и структура протозвезд................ 117
1.7.4. Магнитные поля звезд верхней части ГП................ 119
1.7.5. Связь между полем белых карликов и нейтронных звезд 125
1.7.6. Обсуждение и заключение.............................. 126
2. Приборы и методика наблюдений, редукции и анализа магнитных полей на 6м телескопе 127
2.1. Введение.................................................... 127
• 2.2. Приборы для измерений магнитных полей звезд па 6м телескопе 128
2.2.1. Анализаторы круговой поляризации......................128
2.2.2. Анализаторы линейной поляризации..................... 130
2.2.3. Магнитометр с интерферометром Фабри-Перо..............131
2.2.4. Водородный магиитометр-спектрополяриметр..............132
# 2.2.5. Приборы нового поколения, применяемые на 6м теле-
скопе для измерений магнитных полей СР звезд .... 135
2.2.6. Краткий обзор приборов для зеемановских измерений
СР звезд, применяемых в других обсерваториях .... 136
2.2.7. Заключение........................................... 138
139
139
140
142
145
147
159
160
160
161
163
166
171
173
173
175
178
179
182
182
183
219
219
221
222
226
227
4
2.3. Источники ошибок магнитных измерений.......................
2.3.1. Введение............................................
2.3.2. Инструментальная поляризация телескопа..............
2.3.3. Инструментальные эффекты, возникающие в анализаторах поляризации ..........................................
2.3.4. Инструментальные эффекты, возникающие в спектрографах .....................................................
2.3.5. Наблюдения стандартных звезд как метод исключения инструментальных ошибок ....................................
2.3.6. Выводы..............................................
2.4. Редукция данных и точность измерений магнитных полей . .
2.4.1. Введение............................................
2.4.2. Методика обработки спектрополяриметрических наблюдений ......................................................
2.4.3. Программы обработки зеемановских спектров...........
2.4.4. Исследование точности спектрополяриметрических наблюдений, выполненных на ОЗСП и эшелле спектрометре НЭС .....................................................
2.5. Заключение.................................................
3. Новые магнитные СР звезды
3.1. Введение...................................................
3.2. Критерии отбора кандидатов в магнитные СР звезды...........
3.2.1. Звезды с аномальной деталью на 5150 А...............
3.2.2. Отдельные интересные звезды.........................
3.3. Новые магнитные СР звезды..................................
3.3.1. Вводные замечания ..................................
3.3.2. Результаты поисков новых магнитных звезд............
3.4. Исследование эффективности критериев отбора кандидатов в магнитные звезды................................................
3.4.1. Введение............................................
3.4.2. Соотношение между максимальной величиной продольного поля Вех1г и средним поверхностным полем В3 . .
3.4.3. Соотношение между максимальной величиной продольного поля ВСХ1г и полученной из моделирования величиной поля на полюсе диполя Вл................................
3.4.4. Соотношение между магнитными полями, предсказываемыми на основании данных среднеполосной фотометрии, и измеренными по зеемановским спектрам.................
3.5. Выводы.....................................................
5
4. Исследование зависимости величины и топологии магнитных полей СР звезд от скорости их вращения 229
в 4.1. Введение...........................................................229
4.2. Магнитные поля медленных ротаторов ................................232
4.2.1. Описание выборки....................................232
4.2.2. Магнитные модели медленных ротаторов................235
4.2.3. Построение корреляции между Be(polar) и В8(тпах) . . 244
4.3. Магнитные поля быстрых ротаторов...........................247
• 4.3.1. Описание выборки....................................247
4.3.2. И иди видуальные звезды.............................247
4.3.3. Итоги моделирования.........................г...............261
4.4. Очень быстрые ротаторы (Р< 3 суток) ...............................263
4.4.1. Вводные замечания ..........................................263
9 4.4.2. HD 119213 = CQUMa...................................263
4.4.3. HD 18296 = 21 Per ..........................................266
4.4.4. HD 37776 .................................................. 267
4.5. Исследование вертикальной структуры магнитного поля и стратификации элементов в атмосферах СР звезд 285
4.5.1. Введение....................................................285
• 4.5.2. Постановка задачи...................................286
4.5.3. Фотографические измерения радиального градиента магнитного поля, выполненные на 6м телескопе.....................288
4.5.4. ПЗС-иаблюдения радиального градиента магнитного поля на 6м телескопе............................................292
4.5.5. Магнитное поле по линиям редкозмельных элементов . 297
4.5.6. Исследование стратификации химических элементов . . 301
4.6. Статистический анализ магнитной структуры СР звезд .... 302
4.6.1. Введение....................................................302
4.6.2. Сравнение моделей магнитных полей звезд, полученных разными способами.............................................303
4.6.3. Статистическое изучение магнитных моделей...................311
5. Каталог магнитных СР звезд. Исследование общих закономерностей и связей между магнитными полями и другими параметрами МСР звезд 318
5.1. Введение...................................................318
, 5.2. Каталог магнитных СР звезд.........................................319
5.3. Анализ физических свойств и параметров магнитных СР звезд 327
5.3.1. Общие параметры МСР звезд нашей выборки 327
5.3.2. Группы магнитных СР звезд...................................328
5.4. Параметры магнитных СР звезд с аномальными линиями гелия335
5.4.1. Звезды с усиленными линиями гелия ...................335
5.4.2. Звезды с ослабленными линиями гелия..................336
5.5. Магнитные СР звезды с аномалиями кремния....................340
5.5.1. Звезды с усиленными линиями кремния..................340
5.5.2. Магнитные СР звезды Si-f- ...........................342
5.6. Магнитные звезды с аномалиями стронция, хрома и европия . 342
5.6.1. Звезды SrCrEu с периодами менее 3.3 суток.......344
5.6.2. Звезды SrCrEu с периодами от 3.3 до 30 суток....345
5.6.3. Звезды SrCrEu с периодами от более 30 суток.....345
5.6.4. го Ар звезды.........................................347
5.6.5. Сравнение всех данных с периодом вращения............347
5.7. Поиски зависимостей от вращения.............................349
5.7.1. Статистика...........................................349
5.7.2. Звезды с наиболее сильными магнитными полями . . . 351
5.8. Заключение..................................................353
6. Пространственное распределение и кинематика МСР звезд. Некоторые проблемы происхождения и эволюции 356
6.1. Введение....................................................356
6.2. Описание выборки............................................357
6.3. Пространственное распределение МСР звезд....................357
6.3.1. Реверсивные и нереверсивные звезды...................357
6.3.2. Пространственное распределение магнитных звезд . . . 361
6.4. Движения магнитных звезд....................................364
6.5. Пространственно близкие магнитные звезды....................367
Заключение 371
Список литературы 375
Приложение 395
7
Введение
ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ
Актуальность проблемы.
Магнетизм — широко распространенное явление в нашей Галактике и за ее
• пределами. Магнитные поля отвечают за генерацию различного рода вспы-
шек, взрывов и других проявлений нестационарности астрономических объектов, благодаря им космические лучи удерживаются в Галактике. Исследование механизмов генерации и поддержания космических магнитных полей, а также их роли в эволюции звезд и галактик - одно из важнейших направлений исследований в современной астрофизике.
• Астрономами были разработаны различные методы изучения магнетиз-
ма, получены прямые и надежные доказательства существования как крупномасштабных полей Галактики, так и локальных полей отдельных звезд. Наиболее надежным и эффективным способом изучения является анализ проявлений эффекта Зеемана методами спектрополяриметрии.
Настоящая работа посвящена магнитным полям химически пекулярных (СР) звезд. Это удобные объекты для исследований: они обладают глобальными, общими полями большой интенсивности, достаточно яркие, что позволяет проводить детальные и высокоточные исследования их спектров на крупных телескопах, что, в свою очередь, дает возможность выявлять различные закономерности в процессе взаимодействия плазмы и магнитного поля.
С другой стороны —СР звезды обладают уникальными, парадоксальными свойствами. В то время, как на Солнце и во многих других объектах магнитные поля являются причиной различных взрывов и вспышек, в случае СР звезд они играют стабилизирующую роль: для объяснения химических пскулярностей требуется, чтобы в стабильной, нетурбулентной атмосфере
• работал механизм диффузии, который может создать за миллионы лет на-
блюдаемые пятна и другие аномалии химического состава. А обеспечивать стабильность атмосферы должно магнитное поле !!!
Важность исследований звездных магнитных полей в астрофизике под-
8
черкивается еще и тем, что оборудованием для измерения эффекта Зеемана оснащались все вступающие в строй крупнейшие телескопы мира. Так было в 50-тые и 60-тые годы 20 века (5-м телескоп Паломарской обсерватории и 3-м - Ликской), в 70-тые и 80-тые, когда магнитные наблюдения начались на 6-м телескопе CAO и 3.6-м в ESO (Чили). В 21 векезеемановские наблюдения включены в программу работ крупнейших 8м телескопов ESO VLT.
Но, несмотря на более чем полувековую историю исследований магнитных СР звезд, в целом они все еще остаются плохо понимаемыми объектами. В первую очередь — не решена проблема происхождения их крупномасштабных полей. Теоретиками предложены различные варианты, но наиболее разработанными являются две конкурирующие гипотезы: 1) магнитное поле реликтовое, оно образовалось вместе со звездой из межзвездной среды; 2) в конвективном ядре СР звезд работает механизм динамо, сгенерированное там поле выносится на поверхность и становится наблюдаемым.
Для решения проблемы происхождения важное значение имеет прояснение вопроса: существует ли какая-нибудь связь между магнитными полями отдельных звезд и крупномасштабным полем Галактики ? Положительный ответ на него может оказаться весомым аргументом в пользу реликтовой теории, в то же время трудно ожидать указанных связей в случае генерации поля механизмом динамо.
Ранее этот вопрос и не мог быть решаемым, так как того малого количества СР звезд с измеренными полями было явно недостаточно для статистических исследований. Кроме того, практически все известные тогда магнитные звезды были ближайшими соседями Солнца, поэтому поиски связи со структурой Галактики были бы преждевременными. Возникла настоятельная необходимость поисков большого количества удаленных магнитных звезд, особенно в различных скоплениях.
Для ответа на второй важнейший вопрос—существует ли зависимость параметров магнитных полей (величины, топологии, пространственной ориентации и др.) от фундаментальных параметров СР звезд (массы, температуры, скорости вращения, возраста) и места расположения в Галактике — необходимо получить тщательно прописанные магнитные кривые для большой выборки объектов. Наблюдаемые проявления результатов работы альтернативных механизмов образования магнитных полей различаются, что позволяет сделать выбор между ними.
Таким образом, мы формулируем новое научное направление - Исследование картины образования и эволюции магнитных полей СР звезд путем наблюдательной проверки внешних проявлений работы альтернативных механизмов (динамо или реликтового) в виде зависимости величины и структуры магнитного поля от фундаментаментальных параметров указанных объ-
9
ектов и их пространственного распределения.
Цель работы.
Основная цель работы - выяснение механизмов образования магнитных полей СР звезд и их дальнейшей эволюции. Для ее достижения необходимо решить несколько задач.
• Разработать и внедрить на бм телескопе однородную методику наблюдений и последующей редукции данных, позволяющую получать длительные ряды измерений магнитных полей звезд в единой системе, независимо от применяемых спектрографов и светоприемпой аппаратуры. Для сравнения полученных данных с результатами других авторов, что особенно важно при измерениях магнитных полей очень медленных ротаторов, необходимо, чтобы наша система совпадала с международной и сохраняла стабильность на протяжении десятилетий.
• Найти критерии, позволяющие эффективно выделять потенциальных кандидатов в магнитные звезды. На обычных спектрах, получаемых в обзорных работах, проявления магнитного поля практически не видны. Наблюдения всех СР звезд подряд с целью поиска у них магнитных полей неэффективны и нецелесообразны из-за нереально больших затрат наблюдательного времени. В качестве исходных данных предполагается использовать данные об аномалиях в распределении энергии в континууме СР звезд.
• Провести комплексные наблюдения предварительно отобранных нами СР звезд с целыо обнаружения магнитных полей, выполнить мониторинг наиболее интересных из них для построения кривых изменений поля с фазой периода вращения. Особое внимание следует уделить СР звездам - членам различных скоплений и ассоциаций. Провести исследование топологии и величины магнитного поля СР звезд с известными периодами вращения с целыо поиска связей между этими параметрами. Для решения такой задачи необходимо построить кривые изменения продольного (Ве) и, если возможно, поверхностпого поля (В5) с фазой вращения: от самых коротких периодов (Р=0.5 сут) до самих длинных (годы и десятилетия). Систематическое выполнение такой задачи, особенно для звезд с периодом вращения более 1 года, требует длительных, однородных рядов наблюдений, что очень трудно сделать на больших телескопах, поэтому неизбежно проведения кооперативных работ.
• Свести в единую систему наши и все доступные в литературе оригинальные (часто разрозненные и подверженные влиянию различных инструментальных эффектов) наблюдения, оценить точность и достоверность каждого из пих, отсеять ненадежные результаты. Составить каталог магнитных СР звезд - приемлемый для статистических исследований источник сведений о магнитных полях и других параметрах СР звезд.
• Сопоставить полученные нами параметры магнитных полей СР звезд, имеющих разные возраста, массы, температуры и скорости вращения с предсказываемыми теорией соотношениями между этими величинами, проявляющимися вследствие работы тех или иных механизмов образования и эволюции магнетизма СР звезд.
Научная новизна работы.
• Впервые проведены систематические поиски новых магнитных СР звезд среди объектов с большими аномалиями в распределении энергии в континууме. Значимый сигнал поля зарегистрировпервые впервые у 51 СР звезды, еще у 10 получено его подтверждение. Мы нашли корреляцию между величиной фотометрических индексов, характеризующих степень аномальности континуума, и магнитным полем слабой. Нами показано, что использование данных фотометрии эффективно для поисков новых магнитных звезд, однако заменять ими прямые зеемановские измерения не следует. Для объяснения указанной корреляции предлагается механизм магнитной интенсификации спектральных линий.
• Впервые предложена методика и выполнены спектрополяриметрические наблюдения в области бальмеровского скачка с целью поиска вертикального градиента магнитного поля в атмосферах СР звезд. Линии, расположенные по разные стороны от скачка, образуются на различных оптических глубинах, поэтому измеряя их магнитное смещение можно получить сведения о распределении поля с высотой в атмосфере звезды. Нами впервые получены зеемановские спектры в нестандартной для магнитных измерений области 3300-4000 А. Указанный материал является уникальным и не имеет аналогов в мире: области до и после скачка регистрируются одновременно, что позволяет исключить инструментальные эффекты и повысить точность наблюдений. Мы впервые нашли увеличение поля с глубиной с измеримым градиентом у магнитной звезды а2СУп} что указывает на существенной отличие его глобальной структуры от диполыюй.
• Впервые поставлена задача и проведены систематические исследования магнитных полей у СР звезд, имеющих разные периоды вращения. Мы проанализировали 90 магнитных кривых (из них 19 нами построено впервые) с целыо поиска связи между топологией поля и скоростью вращения. В частности, впервые получены зеемановские спектры упикаль-ной СР звезды НЕ) 37776. анализ которых позволил прямо установить существование у нее магнитного поля сложной структуры и величиной более 70 кГс на поверхности. Магнитные поля звезд с периодом вращения более 1 года слабее, чем у более быстрых ротаторов, а наибольшими полями обладают объекты с периодами вращения от 5 до 10 сут. Все СР звезды с явно несинусоидальнымы магнитными кривыми являются быстрыми ротаторами. Впервые показано, что контраст между величиной поверхностного поля на магнитных полюсах и экваторе для быстрых ротаторов больше дипольпого, а для медленных - меньше.
• Впервые найдено, что фотометрический индекс Да., связанный с глубиной депрессии континуума на 5200 А, увеличивается с ростом периода вращения (в интервале температур 8000-11000 К), таким образом, степень аномальности континуума сильнее для медленных ротаторов.
• Впервые получены указания на то, что некоторые пространственно близко расположенные звезды имеют сходные ориентации магнитых диполей в пространстве. Впервые найдено различие в знаках продольной компоненты поля магнитных звезд, расположенных в направлении локального спирального рукава Галактики и перпендикулярном ему.
Научная и практическая ценность работы.
В ходе выполнения диссертационной работы на 6м телескопе получен большой наблюдательный материал: около 2000 зеемановских спектров и поляриметрических измерений более 100 СР звезд, что составляет примерно 30% от всех магнитных измерений этих объектов, проведепньтх в мире за последние 25 лет. По своему качеству и точностным характеристикам он соответствует общепринятым стандартам и может быть использован как для определения магнитных полей, так и для исследований химического состава и других параметров СР звезд.
Мы разработали и применили на практике методику проведения наблюдений, их калибровки и привязки к международной системе, ее можно использовать в других обсерваториях в работах по изучению звездного магнетизма. Созданью нами программы для извлечения и обработки зеемановских
спектров, полученных на 6-м телескопе, могут быть применены при анализе данных с других инструментов.
Наши измерения постоянно включаются в различные базы данных, широко цитируются, используются как в различных кооперативных работах (например, при исследованиях вековой переменности магнитного поля), так и при построении магнитных моделей отдельных СР звезд. Результаты нашего статистического анализа могут служить наблюдательной основой при изучении механизмов образования и эволюции СР звезд.
Полученные в диссертации результаты могут быть использованы во всех научных учреждениях России, в которых ведутся исследования магнитных полей звезд и исследования звездных атмосфер: CAO РАН, ГАО РАН, ИНА-САН, ГЛИШ МГУ, кафедрах астрономии университетов Санкт-Петербурга и Казани, а также зарубежных обсерваториях и университетах.
На защиту выносятся.
• Наблюдательный материал (более 2000 зеемановских спектров), полученный на 6-м телескопе, и результаты его обработки; методика калибровки и стандартизации данных, обеспечившая стабильность системы магнитных измерений CAO, независимо от вида применяемых светоп-риемников, на протяжении 25 лет, и ее соответствие международной.
• Результаты поисков новых магнитных СР звезд: первое обнаружение поля у 51 объекта и достоверное его подтверждение у 10 звезд, заподозренных ранее в качестве магнитных. Корреляция между степенью аномальности распределения энергии в континууме и величиной магнитного поля на поверхности СР звезд найдена слабой.
• Результаты исследований топкой структуры магнитных полей нескольких СР звезд, прямо указывающие на их сложную топологию. Наблюдения зеемановских спектров быстровращающейся гелиевой звезды HD 37776 дали неопровержимые доказательства существования у нее рекордно сильного для невырожденных звезд магнитного поля сложной, недипольной структуры, величиной до 70 кГс на поверхности. Обнаружена связь между расположением аномалий химсостава и и топологией магнитного поля. Вывод о существовании измеримого вертикального градиента поля в атмосфере СР звезды a2CVn, полученный из анализа Зееман-эффекта в линиях, образующихся на разной глубине в атмосфере, свидетельствующий о его сложной структуре.
• Результаты исследований параметров магнитных полей СР звезд в зависимости от скорости их вращения, магнитные кривые для 19 объектов. Найдено, что среди звезд с известными периодами медленные ротаторы не обладают сильными полями, сложная структура наблюдается преимущественно у быстрых ротаторов, наибольшей величины эффективное магпитпое поля достигает у СР звезд с периодом вращения от 5 до 10 суток.
• Каталог магнитных СР звезд, содержащий сведения о 240 объектах с надежно измеренными полями, и результаты его исследования. Найдены соотношения между скоростью вращения, температурой и магнитным полем для различных групп СР звезд. Показано, что внутри достаточно узких температурных интервалов фотометрические индексы, описывающие степень аномальности распределения энергии в континууме, растут с увеличением периода вращения в каждом из них.
• Результаты исследований пространственного распределения и кипема-тики магнитных СР звезд. Обнаружены различия в распределении реверсивных (меняющих знак продольной компоненты поля) и нереверсивных магнитных звезд: 1) доля нереверсивных среди звезд-членов скоплений в два раза выше, чем среди звезд поля; 2) их распределение в направлениях вдоль и поперек спирального рукава Галактики значимо различаются.
СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ.
Диссертация состоит из Введения, б Глав, Заключения и Приложения.
Во Введении рассмотрены актуальность проблемы, приведены цели работы, научная новизна и практическая ценность полученных при ее выполнении результатов, сформулированы основные положения, выносимые на защиту, приведен список основных публикаций по результатам, полученным в диссертации, указан личный вклад автора. Приведено краткое содержание и сведения об аппробации работы.
Глава 1. Обзор литературы. Магнитные поля СР звезд: методы диагностики и результаты изммерений .
Глава представляет собой обзор литературы. Приводится описание современного состояния проблемы. Особое внимание уделено работам российских ученых. Первый параграф - это Введение. Во втором рассматривается начальный период исследований звездного магнетизма, в частности, история обнаружения поля па Солнце и звездах. Показано, что существенные новые достижения в области исследований звездного магнетизма всегда были связаны с внедрением новых методов наблюдений и анализа данных.
В третьем изложены основные положения теории эффекта Зеемана, рассмотрены различные механизмы возникновения поляризации излучения астрономических объектов и основы теории переноса поляризованного излучения, дано определение параметров Стокса.
В параграфе 4 обсуждаются методы диагностики магнитных полей. Рассмотрены возможности измерения эффекта Зеемана у звезд разных типов, проведено исследование различных методов: неполяриметрических (для анализа холодных звезд с полями пятенной структуры), позиционных и поляризационных (для анализа продольной компоненты и поверхностного поля). Изложены также корреляционные методы циркулярной и линейной по-ляриметрии, позволяющие эффективно "выделять" слабые сигналы в шумах и обнаруживать очень слабые магнитные поля, широкополосной линейной поляриметрии (для обнаружения поперечного Зееман-эффекта), а также Допплер-Зеемановского картирования, позволяющие проводить реконструкцию магнитного поля на поверхности звезды. Оценена точность каждого способа, приведены рекомендации по наиболее целесообразному и эффективному использованию каждого из них для тех или иных целей.
В пятом приведен обзор общих характеристик химически пекулярных звезд. Рассмотрены способы выделения и классификации, частота встречаемости, методы анализа разных параметров. Приведены сведения о вращении, двойственности, различных видах переменности, а также о фундаментальных параметрах (массы, радиусы, температуры) и эволюционном статусе. Продемонстрированы различия между СР звездами разных типов (не-магнитнымы холодными Ат и типа А Воо, магнитными Ар и Вр, ртутно-марганцевыми и звездами с аномальными линиями гелия).
В параграфе 6 даны определения основных измеряемых параметров: эффективного, продольного, поверхностного и квадратичного магнитных полей. Приведены основные результаты измерений, отмечены группы исследователей. внесшие наибольший вклад в изучение магнетизма СР звезд. Проведен анализ данных, полученных на разных телескопах, в частности показано, что результаты, полученные на бм телескопе CAO РАН, соответствуют международным стандартам. Рассмотрены свойства магнитных полей СР звезд: геометрическая структура, распределение полей по величине, зависимость от вращения и других фундаментальных параметров, проблемы возникновения и эволюции, взаимодействие с окружающей средой.
В седьмом параграфе анализируется физика процессов формирования магнитных полей и их эволюции. Проведен обзор различных механизмов, показано, что наиболее разработаны: 1) реликтовая теория, в которой поле формируется из межзвездной среды вместе со звездой, и 2) альтернативная - динамо в ядре, в которой магнитное поле непрерывно генерируется
в конвективном ядре звезды, а затем всплывает на поверхность. Здесь же рассмотрена возможная связь магнитных полей СР звезд с полями белых карликов и нейтронных звезд.
Глава 2. Приборы и методика наблюдений, редукции и анализа магнитных полей на 6-м телескопе .
В первом параграфе приведено краткое введение. В параграфе 2 описаны приборы, с помощью которых был получен наблюдательный материал, использованный в диссертации: ахроматические анализаторы круговой поляризации, магнитометр с интерферометром Фабри-Перо, водородный магнитометр. а также приборы нового поколения. Дан краткий обзор приборов, применяемых в других обсерваториях для измерений магнитных полей звезд. Подробно рассмотрела процедура позиционных измерений зеема-новских спектров и фотоэлектрических измерений круговой поляризации в крыльях водородных линий и линий металлов, а также 4 параметров Стокса (как в континууме, так и в линиях).
В третьем параграфе рассмотрены основные источники ошибок магнитных измерений: инструментальная поляризациия 6м телескопа, неточности изготовления и юстировки анализатора поляризации, эффекты, возникающие при прохождении света через спектрограф и детектор. Описаны различные способы их учета и устранения. Нами предложен и реализован метод исключения инструментальных ошибок, основанный на наблюдениях хорошо изученных немагнитных и магнитных звезд. Приведены кривые продольной компоненты поля Вс для 5 звезд, принятых в качестве стандартных.
В четвертом демонстрируется методика редукции данных и точность измерений магнитных полей. Описаны используемые нами программы обработки зеемановских спектров, показаны их возможности и эффективность. Проведено исследование точности спектрополяриметрических наблюдений. Показано, что при стандартных современных условиях наблюдений на Основном звездном спектрографе (ОЗСП) БТА достигается точность 30 — 40 Гс, а на эшелле-спектрометре НЭС - порядка 10 Гс.
В параграфе 5 приведено краткое заключение, в котором указано, что созданная в обсерватории инструментальная база и аппарат обработки позволяют получать высококачественные наблюдения магнитных звезд, соответствующие мировому уровню по точности и другим параметрам.
Глава 3. Новые магнитные СР звезды
Глава посвящена методике отбора кандидатов, наблюдениям и результатам поисков новых магнитных звезд. В первом параграфе приведено краткое введение в проблему.
Во втором рассмотрены критерии отбора кандидатов в магнитные СР звезды, основанные на данных среднеполосной фотометрии. Для поисков
16
магнитных среди кремниевых звезд наиболее эффективно используется 2-параметр женевской системы или параметр Да Майтцепа, а среди более холодных ЗгСгЕи звезд - другой индикатор - интенсивность детали на длине волны 5150 А. Все вышеупомянутые критерии базируются на аномальной депрессии в непрерывном спектре на 5200 А. Рассматриваются также и отдельные интересные звезды, у которых магнитные поле искалось на основании других соображений.
В параграфе 3 приведены таблицы измерений и комментарии к ним для 61 СР звезды, положительный сигнал от продольной компоненты поля которых нами определен впервые. Подробные сведения о каждом объекте с указанием литературных источников приведены в Приложении.
В четвертом выполнено исследование эффективности критериев отбора кандидатов в магнитные звезды. Для объектов с измеренными продольными и поверхностными полями мы получили хорошую корреляцию (г=0.83) между поверхностным полем В8 и максимальной величиной продольного поля Ве, что позволяет использовать последнюю величину в качестве реального индикатора поля на поверхности. Корреляция между магнитными полями, предсказываемыми на основании данных среднеполосной фоометрии и измеренным по зеемановским спектрам оказалась очень слабой. Это свидетельствует о том, что применение фотометрических критериев эффективно для поисков новых магнитных звезд, однако заменять ими прямые измерения зеемановских спектров не следует.
В параграфе 5 сделан вывод,что применяемая методика поиска является эффективной, она позволила нам обнаружить примерно 40-50 % всех новых магнитных звезд, найденных в мире за последние 25 лет. Для объяснения результатов наблюдений предлагается механизм магнитной интенсификации и поляризации спектральных линий.
Глава 4. Исследование зависимости величины и топологии магнитных полей СР звезд от скорости их вращения.
В Главе исследованы связи между магнитным полем и фундаментальными параметрами СР звезд. Так как эти объекты находятся в узком интервале масс и температур, но имеют очень разные периоды (от долей суток до десятков лет), мы сочли целесообразным искать в первую очередь зависимость от скорости вращения.
В первом параграфе приведено краткое введение. Во втором рассмотрены медленные ротаторы - СР звезды с периодами вращения более 25 сут. Как правило, для них имеются как измерения продольной компоненты поля Ве, выполненные по зеемановским сдвигам линий, так и поверхностного поля Ва - по расщепленным компонентам (в случае, когда В3 больше 2 кГс). Этих данных достаточно для построения магнитной модели. Мы показываем,
17
что для медленных ротаторов ось вращения и магнитная почти колииеарны. Отдельный интерес представляют очень медленные ротаторы - СР звезды с периодом вращения более 300 суток. В результате кооперативных работ, выполненных с нашим участием, за последние 15 лет существенно (с 5 до 16) увеличен список таких объектов. Мы показали, то среди них звезд с нет магнитным полем Ве более 3.3 кГс.
В третьем параграфе рассмотрены объекты с периодами вращения от 3 до 25 суток. Магнитные модели таких звезд, в зависимости от величины Узгга, могут быть построены как методом Допплер-Зеемановского картирования, так и способом, описанным выше. Для пекоторых из них, обладающих сильными полями, применимы оба варианта. Мы рассмотрели магнитные модели около 20 объектов. Для большинства из них магнитная ось перпендикулярна к оси вращения (подтверждая результат Ландстрита и Матиса), величины полей достигают наибольших значений среди всех СР звезд.
В параграфе 4 исследуются быстрые магнитные ротаторы - СР звезды с периодом вращения менее 3-х суток. Магнитные модели этих объектов, за редким исключением, могут быть получены только на основании анализа поляризованных профилей линий методом Допплер-Зеемановского картирования. Мы провели наблюдения и построили модели нескольких объектов, при этом особое впимание уделено бтлстровратдающейся (Р = 1.5 сут.) звезде с усиленными линиями гелия НЮ 37776. На основании измерений более чем 50 зеемановских спектров, равномерно распределенных по фазе периода вращения, мы нашли прямые доказательства существования очень сильного (величиной до 70 кГс) магнитного поля сложной структуры на ее поверхности. В спектре НО 37776 видны расщепленные зеемановские компоненты. Разными группами с участием автора было проведено моделирование поля. Ни одна из полученных моделей не может быть признана удовлетворительной в достаточной степени, однако сильное поле необходимо во всех из них. Найдены закономерности в распределении гелия и кремния по поверхности звезды в зависимости от направления силовых линий магнитного поля.
Пятый параграф посвящен исследованиям вертикальной структуры магнитного поля и стратификации элементов в атмосферах СР звезд. Мы впервые получили высококачественный наблюдательный материал: зеемановские спектры с ахроматическим анализатором поляризации в области бальмеров-ского скачка. Линии до и после скачка образуются на разных уровнях по высоте в атмосфере, поэтому появляется возможность выполнить исследование ее вертикальной структуры. Подробно рассмотрены наблюдениях нескольких магнитных звезд, выполненных с фазой периода вращения на 6м телескопе на протяжении 20 лет. Показано, что по крайней мере для двух из них измеряется градиент поля значительно больше дипольного, свидетельст-
18
вутощий о сложной структуре поля. В то же время большой стратификации элементов не наблюдается.
В шестом проведен статистический анализ магнитной структуры СР звезд. Сделан вывод, что для медленных ротаторов октупольный компонент поля, который вводится как показатель контраста в величине поверхностного поля между экватором и полюсами такой, что поле на магнитных полюсах меньше дипольного, а ось диполя имеет малый угол наклона к оси вращения. Для быстрых ротаторов картина противоположная - магнитное поле больше дипольного на магнитных полюсах, при этом ось диполя перпендикулярна оси вращения.
Глава 5. Каталог магнитных СР звезд. Исследование общих закономерностей и связей между магнитными полями и другими параметрами .
В Главе анализируются собственные и взятые в литературе сведения о магнитных полях СР звезд, проведено их сравнение, позволившее отбросить ненадежные результаты. Таким образом, получен достаточно полный и однородный источник сведений, пригодный для статистического анализа связей между магнитными полями и и другими параметрами СР звезд.
В первом параграфе приведено краткое введение. Второй содержит каталог магнитных СР звезд, насчитывающий 240 объектов, магнитные поля которых надежно существуют. В основной части диссертации помещена краткая таблица, содержащая данные об экстремальных значениях продольного Ве и поверхностного Bs магнитных полей, а также ссылки на источники сведений. Подробный комментарий к отдельным звездам вынесен в Приложение.
В параграфе 3 собраны сведения о спектральном классе, типе пекуляр-ности, блеске V, цвете (В-V) и периоде вращения магнитных СР звезд. Построены некоторые общие соотношения: распределение магнитных звезд по V и (В-V), зависимость между величиной магнитного поля и периодом вращения, температурой и периодом и др. Показана необходимость раздельного изучения этих объектов по типам пскулярности.
В четвертом рассмотрены различные физические параметры звезд с аномальными линиями гелия. Звезды с усиленными линиями гелия (Не-г) представляют собой небольшую однородную группу МСР звезд с температурой порядка 20000 К, периодом вращепия 1.3 сут и магнитным полем порядка 2 кГс. Звезды с ослабленными линиями гелия (He-wk) более разнородны. Мы отмечаем, что 1G из 17 He-wk звезд с периодом вращения менее 3 суток являются членами скоплений, в то же время более медленные ротаторы в основном являются звездами поля.
В параграфе 5 изучаются СР звезды с аномалиями кремния типов Si и
19
81+. В целом, магнитные поля больше у звезд-членов скоплений и у медленных ротаторов. Медленные ротаторы Э1+ имеют наибольшую величину параметра А а среди СР звезд всех типов.
В шестом проведено исследование звезд с аномальными линиями стронция, хрома и европия. Как правило, это медленные и очень медленные ротаторы. Имеется тенденция к уменьшению величины поля с ростом периода вращения.
В седьмом проведено обобщение результатов, полученных в предыдущих параграфах, найдены некоторые статистические закономерности. Индекс Да растет с уменьшением температуры звезды и скорости ее вращения. Медленные ротаторы холоднее. В достаточно узких температурных интервалах величина Да систематически увеличивается с ростом периода вращения. Приведена выборка из 26 звезд с наиболее сильными полями, продольный компонент Ве которых в максимуме превышает 3 кГс. Только 2 объекта из 26 имеют период более 10 сут, а 23 из них с полем более 3.3 кГс имеют периоды менее 10 сут.
Глава 6. Пространственное распределение и кинематика МСР звезд. Некоторые проблемы происхождения и эволюции'.
В Главе анализируются пространственное распределение и собственные движения магнитных СР звезд. Для тех из них, где имеются модели магнитного поля, проведен поиск связей между величиной, структурой и пространственной ориентацией полей отдельных звезд и геометрией магнитного поля нашей части Галактики.
В первом параграфе приведено краткое введение. Во втором дано краткое описание выборки.
В третьем параграфе рассмотрено пространственное распределение магнитных СР звезд. Составлена выборка реверсивных и нереверсивных СР звезд, даны их определения. Показано, что в целом пространственное распределение не отличается от такого для нормальных А-звезд, однако имеют место некоторые особенности в расположении объектов с разными ориентациями магнитного диполя. В частности, значимо различается количество реверсиных и нереверсивных звезд с разными знаками поля в направлениях вдоль и поперек направления локального спирального рукава Галактики.
В параграфе 4 исследованы движения магнитных СР звезд. В целом они соответствуют нормальным, но особенности, присущие пространственному распределению МСР звезд, проявляются и в их кинематике: замечены коллективные различия в движении реверсивных и нереверсивных звезд разных знаков.
В пятом рассмотрены пространственно близкие звезды (расстояние между объектами не превышает’ 20 пс). Таких групп объектов найдено еще очень
20
мало, поэтому преждевременно делать далеко идущие выводы. Тем не менее, основываясь на уже полученных данных, можно говорить о намечающейся тенденции: близкие звезды имеют близкие модели магнитного поля.
В заключительном, шестом параграфе сделан краткий вывод о том, что получены первые указания на существование некоторой общей выстроениос-ти магнитных осей у звезд-членов скоплений и у пространственно близких звезд. Это может служить указанием на существование общего фактора, влияющего на процессы происхождения и эволюции магнитных полей звезд, в качестве которого может служить напряженность и направление локального магнитного поля в исследуемой нами области Галактики.
Заключение
В заключении содержатся основные выводы работы. Совокупность полученных нами наблюдательных данных позволяет подойти к решению проблемы возникновения и дальнейшей эволюции магнитных полей СР звезд. Обе конкурирующие модели (динамо и реликтовая) объясняют только часть наблюдаемых данных и сталкиваются со значительными трудностями при попытках объяснения другой части. Все же наши данные поддерживают гипотезу реликтового происхождения магнитного поля СР звезд. Об этом свидетельствует: отсутствие сильной зависимости величины магнитного поля от скорости вращения, существование сильных магнитных полей у очень медленных ротаторов - звезд с периодами вращения десятки лет, особенности пространственной ориентации магнитных осей звезд-членов скоплений, указывающие на их коллективное происхождение и возможную связь с локальным магнитным полем Галактики. Здесь же обсуждаются перспективы будущих наблюдений.
В Приложении помещены комментарии к индивидуальным звездам и таблицы магнитных измерений 240 объектов, входящих в наш каталог Магнитных СР звезд.
Публикации
Основные результаты нашей работы изложены в следуюнщх публикациях:
1. Глаголевский Ю.В., Козлова К.И., Копылов И.М., Кумайгородская Р.Н., Лебедев В., Найденов И., Романюк И.И., Чунакова Н.М., Чунтонов Г.А.
Первые наблюдения магнитных полей звезд на 6м телескопе. Письма в АЖ, 1978, т.З, п.И, с.500-503
2. Глаголевский Ю.В., Найденов И.,Романюк И.,Чунакова Н.,Чунтонов Г.
Опыт применения ахроматического анализатора для измерений магнитных полей звезд на 6м телескопе. Сообщения САО, 1978, вып. 24, с. 61-72
3. Горохов B.JÏ.j Романюк И.И., Соколов В.В.
О поисках слабых линий в шумах неизвестного уровня. Сообщения CAO, 1978, вып. 24, с. 73-79.
4. Романюк И.И.
О существовании радиального градиента магнитного поля в атмосферах магнитных звезд. Астрофиз. исслед. (Изв. CAO), 1980, т.12, с.3-15.
5. Глаголевский Ю.В., Чунтонов Г.А., Найденов И.Д., Драбск С.В., Рома-шок И.И., Рядченко В.П., Борисенко А.Н.
Первые измерения магнитных полей звезд на фотоэлектрическом магнитометре 6м телескопа. Сообщения CAO, 1979, вып. 25, с. 3-15.
6. Глаголевский Ю.В., Козлова К.И., Ку май городская Р.Н., Лебедев B.C., Романюк И.И., Чунакова Н.М.
Исследование магнитной звезды HD 215441. Астрофиз. исслед. (Изв. CAO), 1981, т.13, с. 3-8.
7. Глаголевский Ю.В., Романюк И.И., Штоль В.Г., Бычков В.Д.
Поиск быстрой переменности магнитных звезд в ядре водородной линии Н7 . Астрофиз. исслед. (Изв. CAO), 1981, т.13, с. 12-16.
8. Глаголевский Ю.В., Бычков В.Д., Найденов И.Д., Илиев И.Х., Романюк И.И., Штоль В.Г., Чунтонов Г.А.
О некоторых параметрах Ар звезды epsilon UMa. Астрофиз. исслед. (Изв. CAO), 1982, т.15, с.14-20.
9. Глаголевский Ю.В., Бычков В.Д., Илиев И.Х., Романюк И.И., Чунакова
Н.М.
Поиски сильных магнитных полей звезд. Письма в АЖ, 1982, т. 8, п.1, с.26-29
10. Страйжис В.Л., Глаголевский Ю.В., Бычков В.Д., Романюк И.И.
Ртутно-марганцевая звезда с сильным покраснением. Письма в АЖ, 1982, т. 8, п.З, с.183-186.
11. Романюк И.И.
О возможном проявлении радиального градиента магнитного поля Ар звезды o?CVn.. Письма в АЖ, 1984, т.10, с.443-449
12. Ромашок И.И.
О некоторых проявлениях магнитного усиления линий поглощения в спектрах пекулярных звезд. Астрофиз. исслед. (Изв. САО),
1984, т.18, с.37-56
13. Глаголевский Ю.В., Бычков В.Д., Лебедев B.C., Романюк И.И.
Магнитное поле и другие параметры пекулярной звезды HD 119213. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1984, т. 18, с.57-63
14. Микулашек 3., Глаголевский Ю., Романюк И., Штоль В., Бычков В.
Магнитное поле Ар звезды CQ UMa (HD 119213. "Магнитные звезды", Труды б-го совещ.соц.стран, 1984, Саласпилс, с. 18-22
15. Глаголевский Ю.В., Романюк И.И., Найденов И.Д. Бычков В.Д.
Об оценке магнитного поля HgMn звезды a And. Письма в АЖ,
1985, т.11, п.2, с.107-111.
16. Глаголевский Ю.В., Бычков В.Д., Романюк И.И., Чунакова Н.М.
Исследование средних поверхностных магнитных полей Ар звезд Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1985, т. 19, с.28-36
17. Штоль В.Г., Бычков В.Д., Викульев Н.А., Георгиев О.Ю., Глаголевский Ю.В., Драбек С.В.. Найденов И.Д., Ромашок И.И.
Поляриметр-магнитометр для водородных линий. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1985, т. 19, с. 66-70
18. Романюк И.И. О возможной тонкой структуре магнитного поля химически пекулярных звезд a2CVn и /ЗСгВ. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1986, т.22, с.25-39
19. Glagolevskij Yu.V., Romanyuk 1.1., Chunakova N.M.
The magnetic field and other parameters of the chemically peculiar stars. In:"Upper Main Sequence Stars with anomalous abundances", (Proc. IAU Coll. n.90, Crimea) D.Reidel, 1986 p.33-36.
20. Romanyuk I.I.
Some structural feature of magnetic fields of the chemically peculiar stars a2CVn and /ЗСгВ. In:"Upper Main Sequence Stars with anomalous abundances", (Proc. IAU Coll. n.90, Crimea) D.Reidel, 1986 p. 359-363.
23
21. Глаголевский Ю.В., Ромашок И.И., Чунакова Н.М., Штоль В.Г.
Магнитные поля и другие параметры химически пекулярных звезд. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1986, т.23, с.37-57
22. Елькин В.Г., Глаголевский Ю.В., Ромашок И.И.
Магнитное поле СР звезды 21 Per . Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1987, т. 25, с.24-27.
23. Bychkov V.D., Gazhur Е.В., Glagolevskij Yu.V., Elkin V.G., Nazarenko A.F., Naidenov I.D., Romanyuk 1.1., Chuntonov G.A., Shtol V.G.
Instrumentation for measurement of stellar magnetic fields with the 6m telescope. In:1'Magnetic stars" Proc. of Intern. Conf., (eds:I.M.Kopylc and Yu.V. Glagolevskij), Leningrad, Nauka, 1988, p. 12-21.
24. Glagolevskij Yu.V., Elkin V.G., Romanyuk 1.1., Shtol V.G.
First measurement of 4 Stokes parameters with the 6m telescope.
In:"Magnetic stars" Proc. of Intern. Conf., (eds:I.M.Kopylov and Yu.V. Glagolevskij), Leningrad, Nauka, 1988, p.22-25.
25. Glagolevskij Yu.V., Elkin V.G., Piskunov N.E., Romanyuk 1.1.
The estimation of 53 Cam magnetic field value by means of spectral line widths analysis. In:"Magnetic stars", Proc. of Intern. Conf., (eds:I.M.Kopylov and Yu.V. Glagolevskij), Leningrad, Nauka, 1988, p.32-35
26. Iliev I.Kh., Barzova I.S., Glagolevskij Yu.V.. Bychkov V.D., Elkin V.G., Romanyuk 1.1., Shtol V.G.
Magnetic field measurements of the lambda Boo type stars: HD2104] In:"Magnetic stars", Proc. of Intern. Conf., (edstl.M.Kopylov and Yu.V. Glagolevskij), Leningrad, Nauka, 1988, p.32-35
27. Глаголевский Ю.В., Найденов И.Д., Ромашок И.И., Штоль В.Г.
Поиск слабых магнитных полей. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1989, т.27, с.34-39
28. Ziznovsky J., Romanyuk 1.1.
The magnetic variable star HR 6127. Bull. Astron. Inst. Czechoslovakia, 1990, v.41, p.118-123.
29. Glagolevskij Yu.V., Elkin V.G., Romanyuk 1.1., Shtol V.G.
An attempt to measure the circular and linear polarisation within depressions at 5200 in two chemically peculiar stars: 53 Cam and 56 Tau. In:"Hot chemically peculiar and magnetic stars", 1990,Potsdam obs. contr., n.125, p.53-61.
24
30. Бычков В.Д., Елькин В.Г., Глаголевский Ю.В., Копылова Ф.Г., Найденов И.Д., Романюк И.И., Чунакова Н.М., Штоль В.Г.
Магнитные поля и другие параметры химически пекулярных звезд. II. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1990, т.30, с.78-82.
31. Gerth Е., Scholz G., Glagolevskij Yu.V., Romanyuk 1.1.
Magnetic field measurements of supergiant nu Cep. Astron. Nachr., 1991, v.312, p.107-111.
32. Ромашок И.И.
О возможной тонкой структуре магнитного поля химически пекулярных звезд a2CVn и (ЗСгВ. II. Редкие земли. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1991, т.ЗЗ, с.53-71
33. North. P., Glagolevskij Yu.V., Elkin V.G., Romanyuk 1.1.
Search for magnetic field in Bidelman’s F Sr 4077 stars. In:"Stellar magnetism", Proceed, of Intern. Conf., eds: Yu. V. Glagolevskij and 1.1. Romanyuk, 1992, S.Petersburg, Nauka, p.51-53.
34. Kopylova F.G., Romanyuk 1.1.
The extremely large complex magnetic field of the Не-rich star HD 37776 . In:nStellar magnetism", Proceed, of Intern. Conf., eds: Yu. V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, 1992, S.Petersburg, Nauka, p.54-56.
35. Elkin V.G., Romanyuk 1.1., Shtol V.G.
Observation of four Stokes parameters in the continuum of the He-rich star HD 37776. In:"Stellar magnetism", Proceed, of Intern. Conf., eds: Yu. V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, 1992, S.Petersburg, Nauka, p.57-59.
36. Romanyuk 1.1., Topilskaya G.P., Mikhnov O.A.
Investigation of distribution of chemical element abundances with depth in the atmospheres of a2CVn. In:"Stellar magnetism", Proceed. of Intern. Conf., eds: Yu. V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, 1992,
S.Petersburg, Nauka. p.76-84.
37. Romanyuk I.I.
Non-uniform spatial distribution of non-reversive CP stars. In:"Chemi peculiar and magnetic stars", 1994, eds: J. Zvcrko and J.Ziznovsky, Tatran-ska Lomnica, p.24-34
25
38. Romanyuk I.I.
Some problems of non-reversive CP stars. 1. Spatial distribution.
Bull.Spec.Astrophys. obs., 1994, v.38, p.119-132
39. Глаголевский Ю.В., Елькин В.Г., Ромашок И.И., Штоль В.Г. Магнитная поле 21 Per. Письма в АЖ, 1995, т.21, п.З, с.190-194
40. Beskrovnaya N.G., Pogodin М.А., Naidcnov I.D., Romanyuk I.I.
Short-term spectral and polarimetric variability in the Herbig Ae star AB Aur as an indicator of the circumstellar inhomogeneity.
Astron. Astrophys. 1995, v.298, p.585-593.
41. Beskrovnaya N.G., Pogodin M.A., Naidenov I.D., Romanyuk I.I.
Inhomogeneities in the circumstellar envelope of AOe Herbig star AB Aur. Astrophys. and Spa.Sci., 1995, v.224, p. 429-433.
42. Romanyuk I.I., Elkin V.G., Wade G.A., Landstrect J.D., Bohlender D.A.
The very strong magnetic field of the Не-rich star HD 37776. In:"Stcllar Surface Structure", Proceed, of IAU Symp. n.176, 1995, Wien, p.153-155
43. Wade G., Elkin V.G.,Landstreet J., Leroy J-L., Mathys G.,Romanyuk I.I.
The magnetic model of HD 192678. Astron. Astrophys., 1996, v.313, p.209-216.
44. Wade G.A., Bohlender D.A., Brown D.N., Elkin V.G., Landstreet J.D., Ro-manyuk I.I.
The magnetic field and helium variation of the helium strong star HD 184927. Astron. Astrophys., 1997, v.320, p.172-176.
45. Romanyuk I.I.
The Zeeman effect in stellar spectra. In:"Stellar magnetic fields", 1997, Proceed, of Intern. Conf., eds: Yu. V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, p. 11-25.
46. Romanyuk I.I., Elkin V.G., Wade G.A., Landstreet J.D.
The very strong and complex magnetic field of the Не-strong star HD 37776. In:"Stellar magnetic fields", 1997, Proceed, of Intern. Conf., eds: Yu.V.Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, p. 101-106.
47. Romanyuk I.I. and Topilskaya G.P.
26
On possible stratification of chemical elements with depth in the atmospheres of CP stars . 1997, In:11 Stellar magnetic fields", Proceed, of Intern. Conf., eds: Yu.V.Glagolevskij and 1.1. Romanyuk, Moscow, p. 170-175.
48. Wade G.A., Elkin V.G., Landstreet J.D., Romanyuk 1.1.
The magnetic field geometry and rotational period of the Bp star HD 200311. MNRAS, 1997, v.297, p.748-752.
49. Romanyuk I.I., Elkin V.G., Kudryavtsev D.O., Landstreet J.D., Wade G.A.
Spectrum and magnetic variations of the remarkable helium-strong star HD 37776. 1. Observations and data reduction. Bull, of Spec. Astrophys. Obs., 1998, v.45, p.93-104.
50. Хохлова B.JI., Васильченко Д.В., Степанов В.В., Романюк И.И.
Опыт Допплер-Зеемановского картирования поверхности быстро вращающейся магнитной СР звезды HD 37776. Письма в АЖ, 2000, т.26, п.З, с.217-233.
51. Wade G.A., Kudryavtsev D.O., Landstreet J.D., Mathys G., Romanyuk I.I.
Magnetic field geometries of two slowly rotating Ap/Bp stars: HD 12288 and HD 14437. Astron. Astrophys, 2000, v. 355, n.3, p. 1080-1086
52. Romanyuk I.I.
Magnetic chemically peculiar stars. 1. Catalogue. 2000, In:"Magnetic Field of CP and related stars", Proceed, of Intern. Conf., eds: Yu.V. Glagolevski and I.I. Romanyuk, Moscow, p. 18-27
53. Kudryavtsev D.O., Romanyuk 1.1.
Magnetic chemically peculiar stars. 2. Spatial distribution. 2000, In:"Magnetic Field of CP and related stars", Proceed, of Intern. Conf., eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, p. 28-50
54. Panchuk V.E., Romanyuk I.I., Kudryavtsev D.O.
Zeeman-spectroscopy on the echelle-spectrometer NES of the 6m telescope. 2000, In:"Magnetic Fields of CP and related stars" Proceed, of Intern. Conf., eds: Yu.V. Glagolevskij and 1.1. Romanyuk, Moscow, p. 75-83
55. Elkin V.G., Kudryavtsev D.O., Romanyuk, I.I.
HDE 343872 and BD -03.987 -new magnetic CP stars. Bull, of Spec. Astroph. Obs., 2001, v.51, p. 81-83.
27
56. Romanyuk I.I., Kudryavtsev D.O.
Cataloque of Magnetic CP stars: some preliminary analysis. "Magnetic fields across the Hertzsprung-Russcl diagram", Santiago, Chile 15-18 January. 2001, ASP conf. series, v.248, p. 299-304
57. Елькин В.Г., Кудрявцев Д.О., Романюк И.И.
Новые магнитные химически пекулярные звезды. Письма в АЖ, 2002, т.28, с. 195-200
58. Romanyuk I.I., Kudryavtsev D.O., Chernova A.V.
Search for Chemical Stratification and Vertical Structure of Magnetic Field in CP stars using Balmer jump Region Spectra. In:"Modeli] of Stellar Atmospheres", Proceedings of I AU Symposium n. 210. Edited by N. Piskunov, W.W. Weiss, and D.F.Gray.San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2003, D24, p. 1-4.
59. Елькин В.Г., Кудрявцев Д.О., Ромашок И.И.
Восемь новых магнитных звезд с большими депрессиями в континууме. Письма в АЖ. 2003, т.29. с. 455-460
60. Кудрявцев Д.О., Романюк И.И.
Пространственное распределение магнитных СР звезд. Астрофизика, 2003, т.46, вып.2, с. 234-242
Личный вклад автора
В работах, выполненных с соавторами, личный вклад автора заключается в следующем: [1,2,3,5,6,7,8,10,15,16,31] - наблюдения и обработка данных; [17,23,40,41] - наблюдения; [9,21,24,28,29,34,35,36,42,43,46,47,49,50,51,57,58,59,60 -постановка задачи, наблюдения обработка и анализ полученных данных. В остальных — вклад равный с другими соавторами.
Аппробация работы.
Результаты диссертации докладывались автором на:
• астрофизических семинарах CAO РАН, ГАО РАН, ИНАСАН, КрАО, общегородском астрономическом семинаре в Санкт-Петербурге, научных семинарах в Астрономическом Институте Словацкой Академии Наук (Татранска Ломница), Астрономическом Институте в Потсдаме (ГДР и ФРГ), в Университете Западного Онтарио (Канада);
• Международном совещании "Магнитные звезды", Рига, апрель 1984;
28
• Коллоквиуме MAC N=90, Крымская обсерватория, май 1985;
• Международном совещании "Магнитные звезды", CAO РАН, октябрь 1987;
• Международном совещании "Горячие химически пекулярные и магнитные звезды", Потсдам (ГДР), ноябрь 1989;
• Всесоюзном совещании "Классические Ве звезды и звезды Ас/Ве Хер-бига", Алма-Ата, октябрь 1990;
• Международном совещании "Звездный магнетизм" CAO РАН, сентябрь 1991;
• Международном совещании "Химически пекулярные и магнитные звезды", Татранска Ломница (Словакия), июнь 1993;
• Симпозиуме MAC N=176 "Структура звездной поверхности", Вена (Австрия), октябрь 1995;
• Международном совещании "Магнитные поля звезд", CAO РАН, май 1996;
• совещании Европейской рабочей группы по магнитным звездам, Вена, (Австрия), октябрь 1997;
• Международном совещании "Магнитные поля СР звезд и родственных им объектов", CAO РАН, сентябрь 1999;
• Международном совещании "Магнитные поля на диаграмме Герцшпрунга-Рессела" Сант-Яго, Чили, январь, 2001;
• Симпозиуме MAC п.210 "Моделирование звездных атмосфер", Уппсала (Швеция), июнь, 2002;
• Международном совещании "Магнитные звезды", CAO РАН, август 2003.
29
Глава 1
Обзор литературы. Магнитные поля СР звезд: методы диагностики и результаты измерений
1.1. Введение
Магнетизм — широко распространенное явление в нашей Галактике и за ее пределами. Магнитные поля отвечают за генерацию различного рода вспышек, взрывов и других проявлений нестационарности космических объектов. Величины измеряемых полей находятся в очень широком диапазоне: микрогауссы в межзвездной среде, миллигауссы в плотных протозвездных облаках, единицы Гс — общее магнитное поле Солнца, килогауссы — локальное поле в пятнах на Солнце и солнечно-подобных звезд и общее магнитное поле химически пекулярных звезд, Мегагауссы — дипольное поле у магнитных белых карликов и других вырожденных объектов.
Исследование механизмов генерации и поддержания космических магнитных полей, а также их роли в эволюции звезд и галактик — одно из важнейших направлений исследований в современной астрофизике. Если не принимать во внимание счастливых случайных открытий, то в экспериментальной астрофизике закономерно реализуются два пути получения новых знаний:
1. внедрение все более мощных телескопов, чувствительных и точных све-топриемников, рафинированных методов обработки;
2. длительные ряды наблюдений с одной той же аппаратурой для выявления закономерностей в поведении тех или иных объектов.
Разумеется, указанные пути могут сосуществовать одновременно, но практика показывает, что из-за большой конкуренции за телескопное время, на больших инструментах второй путь реализуется редко, только в случае наблюдения уникальных объектов. А принципиально новые результаты, как правило, есть следствие развития и внедрения новых методов.
30
Ярким примером, подтверждающим это соображение, является история исследований космического магнетизма: до создания специальных приборов — анализаторов поляризации, о магнитных полях за пределами Земли не было известно ничего! А после разработки методов магнитных измерений небесных объектов, приведшие к обнаружению магнитных полей солнечных пятен Хэлом в 1908 г. и звезд Бэбкоком в 1947 г., возникла новая наука — космическая электродинамика.
В двадцатом веке взгляды на роль магнитных полей в астрофизических процессах менялись кардинально: от полного игнорирования до преувеличения их действия. Фразу типа ,?... это может быть следствием влияния магнитного поля" нередко можно встретить в статьях, в которых не могут объяснить известными механизмами те или иные явления. По меткому замечанию патриарха исследований космического магнетизма Леона Месте-ля [360] "Ситуация с ролью магнитных полей в астрономии напоминает роль секса в психологии. До Фрейда она игнорировалась, сразу после Фрейда им стали объяснять все. Но со временем эволюция привела к более сбалансированному подходу. К счастью, мы в астрофизике также подошли к рубежу, когда необходимость сбалансированного подхода к роли магнитных полей очевидна. "
Астрономами были разработаны различные методы исследования и получены надежные доказательства существования крупномасштабных магнитных полей в нашей Галактике, общих и локальных полей у звезд различных типов. Наиболее развитым способом изучения магнетизма звезд является анализ проявлений эффекта Зеемана методами спектрополяриметрии. Реально на практике другие подходы используются, когда изучать явление Зеемана по тем или иным причинам не удается.
Актуальность исследований звездных магнитных полей подчеркивается еще и тем, что оборудованием для измерения эффекта Зеемана оснащались все вступающие в строй крупнейшие телескопы мира. Так было в 50-тые и 60-тыс годы 20 века (5м телескоп Паломарской обсерватории и Зм - Ликской), в 70-тые и 80-тые, когда магнитные наблюдения начались на 6м телескопе CAO и 3.6 м в ESO (Чили). В 21 веке зеемановские наблюдения включены в программу работ крупнейших 8м телескопов ESO VLT.
Настоящая работа посвящена изучению магнитных полей химически пекулярных (СР) звезд. Это очень удобные объекты для исследований космического магнетизма: обладают глобальными, общими полями большой интенсивности, достаточно яркие, что позволяет проводить очень детальные и высокоточные исследования их спектров на крупных телескопах, что, в свою очередь, дает возможность выявлять различные закономерности в сложном процессе взаимодействия плазмы и магнитного поля.
31
С другой стороны, СР звезды обладают уникальными, парадоксальными свойствами. В то время как на Солнце и во многих других объектах магнитные поля являются причиной различных взрывов и вспышек, в случае СР звезд они играют стабилизирующую роль: для объяснения химических пекулярностей требуется, чтобы в стабильной, нетурбулептиой атмосфере работал механизм диффузии, который может создать за миллионы лет наблюдаемые пятна и другие аномалии химического состава. А обеспечивать стабильность атмосферы должно магнитное поле!!!
Несмотря на более чем полувековую историю исследований, магнитные СР звезды все еще остаются плохо понимаемыми объектами. В первую очередь—не решена проблема происхождения их крупномасштабных полей. Теоретиками предложены различные варианты, но наиболее разработанными являются две конкурирующие гипотезы: 1) магнитное поле реликтовое, оно образовалось вместе со звездой из межзвездной среды, 2) в конвективном ядре СР звезд работает механизм динамо, сгенерированное там поле выносится на поверхность и становится наблюдаемым.
Главная цель настоящей работы — выяснение картины образования магнитных полей СР звезд и их дальнейшей эволюции путем наблюдательной проверки следствий работы альтернативных механизмов (реликтового или динамо я ядре). Для се достижение требуется выполнить наблюдения магнитных полей большого количества СР звезд, имеющих разные массы, температуры, скорости вращения м пространственное распределение в Галактике. Методика наблюдений и редукции данных должна обеспечить стабильность системы магнитных измерений и ее соответствие международным стандартам.
Для уверенности в реализации такого объемного проекта имелись объективные предпосылки: под руководством Ю. В. Глаголевского был создан комплекс аппаратуры. Разнообразные, часто не имеющие аналогов приборы позволили отечественным исследователям проводить па б-м телескопе уникальные измерения магнитных полей звезд. За четверть века на БТА получен значительный материал: примерно 30% магнитных наблюдений СР звезд, выполненных в мире в 1977-2002 г.; около 40% всех новых магнитных звезд (из найденных в этот период); построено около четверти магнитных кривых. Результаты, полученные на бм телескопе широко известны, обсерватория является одним из мировых центров в области исследований звездного магнетизма.
Наблюдения, обработка и анализ данных, полученых нами в ходе решения проблем в указанном выше научном направлении, являются предметом представляемой диссертации.
32
1.2. Начальный период исследований звездного магнетизма
1.2.1. Открытие явления расщепления спектральный линий во внешнем магнитном поле. Некоторые определения
Эффект Зеемана — явление расщепления спектральных линий под действием на излучающее вещество внешнего магнитного поля.
В 1896 г. П. Зееман поместил горелку с пламенем натрия между полюсами электромагнита и обнаружил, что при включении достаточно сильного поля О-линия натрия расширяется, края этой линии поляризованы. Первое объяснение Зссман-эффекта было дано X. Лоренцом в 1897 г. в рамках классической теории.
Расщепления линий Зееман не видел, важно было лишь то, что края расширенной линии поляризованы в соответствии с классической теорией [111]. Если бы он воспользовался более сильным полем или спектральной аппаратурой с более высокой разрещающей способностью, то увидел бы, что в случае натрия расщепление наблюдается, но картина эта более сложная, чем простой триплет.
Оказалось, что видимая картина расщепления зависит от направления наблюдения по отношению к направлению магнитного поля. При наблюдениях перпендикулярно полю (поперечный эффект) все компоненты линии поляризованы линейно; часть параллельно полю В (яг-компоненты), часть — перпендикулярно (сг-компоненты). При наблюдениях вдоль поля (продольный эффект) остатются видимыми лишь сг-компоненты, однако их линейная поляризация сменяется круговой. Распределение интенсивностей в системе компонентов оказывается сложным.
Зееман-эффект, наблюдаемый в спектрах поглощения, получил название обратного, все его закономерности аналогичны закономерностям прямого эффекта (наблюдаемого в линиях излучения), но имеют противоположный знак. Если линия при поперечном эффекте расщепляется на три компонента — это нормальный Зееман-эффект, а расщепление на большое число компонентов получило название аномальпого эффекта Зеемана. Полное объяснение он получил на основе квантовой теории.
В случае аномального эффекта в спектральных линиях атомов вместо несмещенной ^--компоненты наблюдается группа 7г-компонеит, а вместо каждой а-компоненты — группа <7—компонент, причем картина расщепления остается симметричной относительно первоначальной нерасщепленной линии. Расстояния между соседними тг-ком полентам и и соседними сг-компоиентал одинаковы. Общее их число может достигать нескольких десятков.
В 1912 г. Пашей и Бак открыли важное и интересное явление. Оказывает-
33
ся, что в очень сильпых полях сложный эффект Зеемана вновь превращается в простой: сложная картина расщепления заменяется простым триплетом Лоренца. Это явление называется магнито-оптическим превращением или эффектом Пашена-Бака. В данном случае сильным называется такое поле, которое вызывает расщепление, значительно превосходящее естественное мультиплетное расщепление.
В магнитных полях порядка миллионов Гаусс существенным становится квадратичный эффект Зеемана, который вызывает смещение спектральных линий в сторону коротких длин волн [59].
1.2.2. Обнаружение магнитного поля на Солнце
Начало изучению электродинамики в космосе положил Джордж Э. Хэл, в 1908 г. открывший магнитные поля Солнечных пятеп. Это открытие имело свою предисторию. Еще до открытия Зеемана, Юнг в 1892 г. увидел, что одни и те же линии в области без пятен узкие и резкие, а в солнечных пятнах уширены, а некоторые из них даже расщепляются на дублеты.
Желая проверить, не является ли это следствием эффекта Зеемана, в 1908 г. Хэл установил перед щелыо спектрографа башенного солнечного телескопа ромб Френеля и призму Николя таким образом, чтобы свет прошел через них. Вот как он сам [252] описывает это открытие: "25 июня я получил несколько хороших фотографий, используя третий порядок в области 6000-6200 А... При повороте призмы Николя на 90°относительная интенсивность компонент пятенных дублетов поменялась. Более того, многие из уширенных линий сдвинулись при вращении призмы Николя, показывая, что свет в крыльях этих линий циркулярно поляризован в противоположных направлениях. Смещение уширенных линий производится точно таким же способом, как это было обнаружено Зееманом при его первых наблюдениях излучения в магнитном поле." Магнитное поле солнечных пятеп имело величину порядка единиц килогаусс.
Отметим, что Хзл и ранее пытался обнаружить магнитные поля на Солнце. Еще в 1905 г. он попробовал визуально определить линейную поляризацию от Зееман-эффекта, но безуспешно. Тогда он решил применить фотопластинку. (Подробнее об этом см. в отличной статье [472]. Таким образом, применение новой техники позволило открыть магнитные поля в пятнах на Солнце.
В дальнейшем Хэл [253] попытался обнаружить и общее магнитное поле Солнца, используя один из самых соверщенных на то время 75-футовый спектрограф башенного солнечного телескопа. Он констатирует, что зеема-новский сдвиг измеряется с большим трудом, тем не менее, он предполагает, что магнитное поле на полюсе Солнца составляет 50 Гс. Более сильные линии
34
давали меньшие измеренные смещения, чем слабые, а так как в это время уже было известно, что сильные возникают в более высоких слоях атмосферы, то Хэл интерпретировал такую зависимость уменьшением поля с высотой.
Болсс 40 лет астрономы считали, что общее поле Солнца составляет 50 Гс. Даже в 1946 г. Тиссен нашел его величину 53±12Гс при предположении, что оно дипольно. И только в 1953 г. Бэбкок [130] с помощью разработанной им фотоэлектрической методики действительно обнаружил очень слабое (единицы Гаусс) общее магнитное поле Солнца, Он считал, что причина ошибок Хэла и других авторов заключалась в том, что приходилось измерять очень малые смещения линий, заметно различающихся по интенсивности.
Таким образом, история обнаружения и дальнейшего изучения магнитного поля Солнца весьма поучительна: в то время, как сильные поля пятен были верно измерены сразу же после их обнаружения, то слабое общее поле долго не поддавалось измерениям, имели место длящиеся десятилетиями уверенные заблуждения о его величине и структуре.
1.2.3. Обнаружение магнитных полей звезд
Еще в 1915 г. Хэл рассмотрел возможность обнаружения магнитных полей звезд и начал разработку аппаратуры, пригодной для таких исследований, но дальнейшего развития эта работа не получила (см. в [7]).
В 1937 г. Миннаерт [364] опубликовал работу "О возможности обнаружения общего магнитного поля звезд". Если магнитное поле звезд такое же, как общее поле Солнца, то вызванный им сдвиг линий (~0.001 А) измерить невозможно, но если поля в 10-20 раз больше солнечных, то по спектрам с высоким разрешением надо искать дублеты с циркулярно поляризованными компонентами. Как и в классическом эксперименте Хэла, он предложил установить призму Николя и четвертьволновую пластинку, ориентированную под углом 45°. Поворачивая пластинку на 90°мы получим серию спектров, в которых линии будут сдвинуты влево или вправо. Измерения дифференциальны, поэтому можно ожидать высокой хточности. Если наблюдать звезду, у которой ось вращения повернута на нас, сдвиги резких линий можно будет получить легче.
Если б Миннасрту удалось придумать способ, как получить ОДНОВРЕМЕННО лево и право-циркулярно поляризованные спектры, то открывателем звездного магнетизма стал бы он.
Но магнитное поле звезд было обнаружено только через 9 лет, в 1946 г. И сделал это выдающийся астроном Горацио Бэбкок [128], тот самый, который в 1953 г. верно определили величину общего магнитного поля Солнца. Он основывался в своих действиях на популярном предположении [364] о том, что магнитное поле генерируется звездами и напряженность поля пропорци-
35
ональна скорости вращения на экваторе. Сравнивая магнитное поле Солнца (общее поле 50 Гс — неверную величину!) и vsini = 2 км/с) со скоростью вращения В,А,F-звезд (v sin г = 60 км/с), он получил, что их магнитное поле может достигать 1500 Гс.
Сделав ряд упрощающих предположений (ось вращения и магнитная ось совпадают и направлены прямо на наблюдателя, звезда имеет сферическую форму; коэффициент потемнения диска к краю равен 0.45; эквивалентные щирипы линий поглощения остаются постоянными вдоль проекции полусферы звезды, обращенной к наблюдателю; распределение магнитного поля подобно распределению магнитного поля однородно намагниченной сферы) и принимая во внимание формулы Сирса [453], Бэбкок решил наблюдать А звезды с узкими и резкими линиями, предполагая, что он их видит с полюса. В таком случае интегральный эффект Зеемана будет иметь преимущественное направление, и компоненты линий, прошедшего через анализатор право-и лево-циркулярно поляризованного света будут смещены в противоположных направлениях пропорционально силе поля.
Бэбкок разработал и изготовил дифференциальный анализатор круговой поляризации — прибор, принципиальная схема которого (четвертьволновая пластинка + кристалл исландского шпата) используется до наших дней. При помощи этого анализатора на фотопластинке регистрировались одновременно два ортогонально циркулярно-поляризованных спектра, что при использовании спектрографа высокого разрешения позволяло получить очень хорошую точность. Измерения поля сводились к определению сдвигов между левыми и правымы сигма-компонентами линий, видимых по отдельности в каждой поляризации.
Было найдено, что смещение центра тяжести зеемановских компонент АЛ = ±0.311.0, т.е. интегральный эффект по всей звезде составляет 31% того эффекта, который имел бы место, если бы мы смогли выделить свет, идущий от магнитного полюса звезды.
Первая же звезда, на которую он навелся (78 Vir с металлическими линиями) показала поле на полюсе величиной 1500 Гс, в удивительно прекрасном согласии с первоначальными предположениями!!!
В ранних работах [128, 129] Бэбкок публиковал значения так называемого поля на полюсе Вр и получил выражение, связывающее напряженность магнитного поля у полюса звезды и сдвиг линий АЛ (в Ä) в длине волны линии нормального триплета, наблюденного с помощью анализатора круговой поляризации:
ДА = 1.45-10_13А2рВр (1.1)
Однако, потом он решил использовать в своей работе понятие эффектив-
36
ного магнитного поля Веу которое составляет 0.311Вр.
В этом случае смещение для нормального триплета (в А)
ДА = 4.67-10 ~13Х2дВе (1.2)
д — фактор Ланде двух участвующих спектроскопических термов, от которого зависит число компонент и относительное расстояние между ними, их интенсивности и поляризация, в то время, как масштаб картины пропорционален магнитному полю.
Несмотря на то, что зеемановское расщепление возрастает, как А2, на практике большинство измерений звездных магнитных полей производилось в синей спектральной области. В желтой и красной областях спектра меньше удобных линий металлов; кроме того, фотографические эмульсии были более зернистыми и менее чувствительными. Позже, с развитием цифровых све-топриемников (ФЭУ и ПЗС-матриц) много измерений выполнено в красной области спектра.
История показали, что Бэбкок исключительно удачно подобрал объекты для поисков звездного магнетизма: только у Ар и Вр звезд обнаружены регулярные, обладающие упорядоченной крупномасштабной структурой поля большой величины. И только у этих звезд и можно было их обнаружить в середине 20 века с той методикой, которой он воспользовался. С фотографической техпикой, единственной, которая существовала в те времена, найти магнитные поля сложной структуры (подобные солнечным) было невозможно.
1.3. Некоторые общие вопросы спектрополяриметрии. Эффект Зеемана
1.3.1. Введение
Величины магнитных полей в различных космических объектах могут отличаться на 20 порядков: от 10“° Гс в межвездной среде до 1012-1014 Гс и более в нейтронных звездах и магнетарах. Исследования столь различающихся величин требуют применения разных подходов.
Обстоятельпый обзор существующих методов исследований космических магнитных полей сделан Гнединым и Нацвлишвили [246]. За подробностями отошлем читателя к нему, здесь отметим лишь самое существенное: они деляться на прямые и непрямые.
Главный и широко используемый прямой метод - исследования эффекта Зеемана в различных его проявлениях, что позволяет надежно обнаруживать и измерять магнитные поля. Непрямые методы (Фарадеевское вращение
37
Таблица 1.1. Поляризация астрономических объектов
Механизм возникновения Астрофизические проявления
Отражение от твердой поверхности Луна, планеты земной группы и астерои-
___________________________________________ДМ________________________________________
Рассеивание света на мелких частицах Зодиакальный свет, кометы, Венера, спиральные галактики, межзвездная поляризация света
Рассеивание света на молекулях (Релеев- Юпитер и внешние планеты, Венера, звез-ское рассеивание) ды поздних типов
Рассеивание света свободными электрона- солнечная корона, оболочки звезд ранних ми (Томпсоновское рассеивание) типов
Эффект Хайле (резонансное рассеивание линейная поляризация в эмиссионных ли-связанных электронов в магнитных полях) ниях в солнечной хромосфере и короне Эффект Зеемана солнечные пятна, магнитные звезды и бе-
лые карлики (циркулярная и линейная поляризация в спектральных линиях), радиочастотные эмиссионные линии молекул нейтрального водорода "Серотельная" магнитоэмиссия белые карлики (циркулярная и линейная
____________ _________________________поляризация в непрерывном спектре)
Гирорезонансная эмиссия (магнитное тор- солнечная хромосфера и корона
мозное излучение)__________________________________________________________
Сипхротроиная эмиссия (в некоторых слу- дециметровое радиоизлучение Юпитера, чаях — обратное Комптоновское рассеива- Крабовидпая туманность, пульсары, ранне или электростатнеское тормозное из- диоэмиссия короны Галактики, радиога-лучение)___________________________________ лактики, квазары. ______________
и спектр линейной поляризации, эффекты звездной активности в отдельных хромосферных линиях, термальная и нетермальная радио-эмиссия и др.) в значительной степени модельно зависимы, интерпретация результатов измерений может быть неоднозначной.
Важнейшее значение для астрофизики имеет исследование поляризации магнитоактивной плазмы. Крупным вкладом в развитие указанного направления является фундаментальная монография российских ученых [39].
1.3.2. Основные определения поляриметрии Механизмы возникновения поляризации
Основные физические механизмы, ответственные за возникновение поляризации света в астрофизических условиях просуммированы в Таблице 1.1. Сведения собраны из различных литературных источников (используя, главным образом монографию [39], обзор [246] и некоторые другие).
Как видим из Таблицы 1.1, причины возникновения поляризации могут
38
быть самыми разными. В общем случае она имеет малую величину и, следовательно, определяется в экспериментальной ситуации с низким отношением сигнала к шуму.
Параметры Стокса
Поляризационное состояние луча света в общем случае описывается вектором Стокса, состоящим из 4-х элементов (/, Q, U, V), имеющих размерность интенсивности. Первый вектор Стокса I представляет собой общую интенсивность луча, второй и третий параметры Q и U соответствуют интенсивности линейной поляризации, в то время как четвертый ^-параметр описывает интесивность циркулярной поляризации. Если ненулевая величина V присутствует одновременно с ненулевой величиной хотя-бы одного из параметров U и Q, свет эллиптически поляризован. Величина Q соответствует разности интенсивностей между ортогональными колебаниями, азимуты которых образуют координатную систему для вектора: в звездной поляри-метрии принято, что положительная величина Q соответствует колебаниям, азимуты которых находятся в направлении север-юг, в то время как отрицательная величина Q будет в азимуте, лежащем в направлении запад-восток. Величина U соответствует разности интенсивностей между ортогональными колебаниями, азимуты которых повернуты на 45°на север через восток, по отношению к направлению положительного Q. Величина V есть разность интенсивностей между правоциркулярно и левоциркулярно поляризованными компонентами.
При частично поляризованном свете, который представляет собой совокупность некогерентных световых волн с различными состояниями поляризации, суммировать сами поляризации нельзя, так как напряженности электрического поля неаддитивны для некогерентных световых пучков. Поэтому здесь надо использовать совокупность 4-х параметров Стокса, которые для них аддитивны.
На практике обычно пользуются нормализованными параметрами: q = Q/J, и = U//, v = V/I
величина линейной поляризации определяется как
р = yjq2 + и2} р = y/Q2 + U2/I Величина круговой поляризации соответствует
v = V/I
Угол 9 между большой осыо эллипса, направленного в направлении I и северным небесным полюсом, определяет позиционный угол плоскости поля-
39
ризации, исходя из соотношения:
2tg в = и/()
Для регистрации наблюдений используется оптическая система, работающая, как поляроид, и помещаемая перед входной щелью спектрографа. Чтобы измерить один из параметров Стокса, описывающих линейную поляризацию (например О) необходимо получать профили спектральной линии при двух взаимно-перпендикулярных положениях поляроида. Разность этих профилей дает профиль ф.
Для того, чтобы измерить профиль 17-параметра Стокса нужно повернуть ось поляроида на 45°от начального положения и повторить оба наблюдения. Поэтому для получения профилей линейной поляризации требуется времени в два раза больше, чем для профиля круговой поляризации и в четыре раза больше, чем для профиля интенсивности. Кроме того, профили линейной поляризации содержат гораздо больше деталей и имеют в среднем меньшую амплитуду, чем профили круговой поляризации. Это накладывает высокие требования на точность и спектральное разрешение.
Более широкое использование круговой поляризации для исследований геометрии магнитного поля обусловлено также тем, что 17-параметр Стокса является инвариантом относительно поворота оси анализатора в картинной плоскости. Иначе обстоит дело с и 17-параметрами Стокса, которые сильно зависят от величины позиционного угла а оси поляроида, что приводит к значительным техническим трудностям с вращающимся полем зрения. Даже точное знание позиционного угла не решает полность проблему, поскольку оптимальное значение а неизвестно. При неудачном выборе этого угла, амплитуда линейной поляризации может оказаться на уровне шумов наблюдений. Чтобы избежать этой случайности, необходимо регистрировать профили и и в близкие фазы с разными величинами угла а, покрывающими диапазон от 0 до 90°. Но реализация этой методики (130] требует больших затрат наблюдательного времени и возможна лишь на самих крупных телескопах и для самых ярких звезд.
В [96] впервые предложен фотоэлектрический метод измерения величины и направления поля на Солнце, характеризуемого углом наклона вектора поля к лучу зрения 7 и азимутом поперечной составляющей поля в, что дает абсолютную величину и направление вектора поля.
1.3.3. Перенос поляризованного излучения
Диагностика свойств магнитных полей в звездных атмосферах не является простой задачей. В большинстве случаев измеряются некоторые величины,
40
характеризирующие даппые спектральные линии, потом из них "вытаскиваются" свойства полей, при помощи разных моделей формирования линий. Если смотреть литературу, то видно, что очень существенно, какое количество допущений при этом было сделано.
Практически во всех случаях анализа магнитных полей у невырожденных звезд основываются на анализе Зеемановского расщепления спектральных линий. При этом необходимо принимать во внимание три возможности: 1) в магнитном поле величиной В линии расщепляются на п и а компоненты, разделение которых пропорционально В; 2) поперечное поле приводит к ортогональной линейной поляризации л и сг компонент, параллельно и перпендикулярно полю; 3) продольное поле приводит только к (т-компонентам, при этом длинно и коротковолновые а компоненты имеют противоположные циркулярные поляризации. Свойства спектральных линий обуславливаются совместным действием Зеемановского расщепления и поляризованным лучевым переносом.
Впервые решения уравнения переноса в присутствии магнитного поля для звездных атмосфер предложено в [485]. Остановимся здесь только на ключевых моментах. Больше внимание уделим работам наших соотечественников: как правило, они недостаточно представлены в англоязычной литературе и поэтому не в полной мере цитируются в зарубежных обзорах. В первую очередь отметим работы, выполненные в Лениградской школе Ю.Н. Гнединым, А. 3. Долгиновым, Н. А. Силаньевым, Г. Г. Павловым и др. Основные результаты исследований уравнения переноса поляризованного излучения в анизотропной среде обобщены в фундаментальной монографии [39] (второе ее издание на английском языке вышло в 1996 г. [530]).
На ранних стадиях изучения звездного магнетизма определенный вклад в понимание процессов формирования линий в магнитном поле внесли работы Д. Н. Рачковского (например, [78, 79]).
В. Л. Хохлова основала направление, позволяющее численными методами прикладной математики решать обратные задачи: по локальным профилям линий строить карты распределения элементов и магнитного поля по поверхности звезды. Локальные профили являются результатом переноса излучения в фотосфере в каждой точке ее поверхности и зависят от локального обилия элементов, величины магнитного поля и локальных физических условий. Основные результаты обобщены в обзоре [107]. В дальнейшем это направление в значительной мере было развито Н. Е. Пискуновым и Т. А. Рябчиковой.
В [213] изложена общая формулировка уравнений переноса пол яр изовано-го света. Принят ряд упрощающих гипотез: в частности, атмосфера принимается плоско-параллельной и статичной. Линии получаются от излучения усредненного по всей видимой поверхности звезды, значительно больший вес
А1 РОССИЙСКАЯ
41 ГОСУДАРСТВЕННАЯ
БИБЛИОТЕКА
при этом приходится на ее центр.
При дальнейшем изложении воспользуемся подходом, примененным в [326]. Для того, чтобы понять идею, как спектральные линии меняются из-за магнитного поля, полезно рассмотреть решения 4-х уравнений поляризованного переноса для параметров Стокса I (интенсивность), <3 и V (линейная поляризация) и V (круговая поляризация) в случае атмосферы Миллна-Эддингтона (линейная функция источника, постоянное отношение непрозрачности в линии к континууму) [344].
В случае слабых линий или слабых полей решения будут простые. Фун-даменальпый результат, который используется в большинстве методов измерений магнитных полей следующий:
1. среднее разделение циркулярно поляризованных центроидов линий (/+ V) и (/-V) пропорционально я{Вх) (условие слабого поля), здесь 2 — средний фактор расщепления Ланде, (Вг) — усредненная по лучу зрения компонента магнитного поля;
2. в приближении слабого поля V~г{Вг)^ в локальной линии (в случае малого уширсния узт1);
3. разделение разрешенных а компонент пропорционально z(Bz) (условие слабого поля). Эти уравнения являются базовыми при измерении поля в виде моментов.
1.3.4. Основные положения теории эффекта Зеемана Атом в магнитном ноле
Полное объяснение Зееман-эффекта дается в квантовой теории атома. В случае слабого поля (когда предполагается Ь-Б связь) присутствуют два вида зеемановского расщепления: нормальный эффект с триплетным расщеплением спектральных линий и аномальный эффект, когда линия расщепляется на большое количество п и а компонент. В очень сильных магнитных полях (когда Ь-Э связь нарушается) наблюдается Пашстт-Бак эффект и квадратичный эффект Зеемана.
В присутствии магнитного поля В атомные уровни расщепляются па (2.7+ 1) атомных состояния, которые характеризуются их магнитными квантовыми числами М —7+1, ..., 1/—1, 7).
Такое описание пригодно для слабого магнитного поля. Слабое поле означает. что: а) квадратичным Зееман-эффектом можно пренебречь, б) что J — это "хорошее” квантовое число ([344]). Первое предположение на практике не вызывает никаких возражений. Что касается второго условия, то оно предполагает, что магнитное расщепление уровней должно быть малым по
42
сравнению с тонкой структурой, т. е. разделение происходит между линиями одного и того же терма.
Нормальный эффект Зеемана
Нормальный эффект Зеемана реализуется только для синглетных линий. Синглетные уровни атома (спин 5 = 0) расщепляются в магнитном поле на 27 +1 подуровня, где 7 — полный угловой момент. Каждая синглетная линия с частотой V расщепляется на три компоненты: тг-компоненту с той же частотой V и два сг-компоненты с частотами
г/ = г/0±1-4-Ю6В (1.3)
где V — частота в Герцах, В — величина магнитного поля в Гс. Все компоненты линии эллиптически поляризованы.
При наблюдениях вдоль силовых линий магнитного поля (продольный эффект Зеемана) центральнаял-компонента не видна, а две ст-компоненты одинаковой интенсивности поляризованы по кругу в противоположных направлениях. При наблюдениях перпендикулярно полю (поперечный эффект Зеемана) все 3 компоненты поляризованы линейно: 7г-компонента параллельно, а две сг-компоненты перпендикулярно направлению поля.
Расщепление линий в эффекте Зеемана очень мало: около 0.01 Ав магнитном поле 1000 Гаусс в обычно наблюдаемой области спектра с центром на 5000 А.
Аномальный эффект Зеемана
Подавляющее большинство (более 80%) линий в звездных спектрах показывают аномальный эффект Зеемана [82]).
В общем случае несинглетных линий при Ъ-Б связи спин 5 = 0, и каждый уровень атома в магнитном поле расщепляется на 27 + 1 подуровня с энергиями
Ем = Е0± 9.27-10-^ВдМ (1.4)
где Е — энергия уровня при отсутствии поля (эрг), В — величина магнитного поля в Гауссах, с? — фактор Ланде уровня, М — проекция 7 на направление В.
Фактор Ланде ц каждого уровня определяется как:
7(7 + 1) + 5(5+1)-.Щ + 1)
9~1+ 27(7+1) (1‘5)
где Ь и 5 — орбитальный угловой момент и спиновый угловой момент, 7 — общий угловой момент.
43
Таблица 1.2. Типы зеемановской картины расщепления
Тип Кратность уровней тг-компонента сг-компонента (Л — Л)(рі— <72)
1 Нечетная к-во: нечетное, центральная компонента сильнейшая к-во: нечетное, усиливаются к центру <0
2 Нечетная к-во: нечетное, центральная компонента сильнейшая к-во: нечетное, ослабевают к центру >0
3 Нечетная к-во: нечетное, центральная компонента слабейшая к-во: четное, симметричны к своему центру тяжести, центральная компонента сильнейшая =0
4 Четная к-во: четное, центральная компонента сильнейшая к-во: четное, усиливаются к центру <0
5 Четная к-во: четное, центральная компонента сильнейшая к-во: четное, ослабевают к центру >0
6 Четная к-во: четное, центральная компонента слабейшая к-во: нечетное, симметричны к своему центру тяжести, центральная компопепта сильнейшая = 0
Спектральная линия в аномальном эффекте может расщепляться на несколько десятков 7Г и а компонент. Картина расщепления полностью определяется конфигурацией электронов в атоме и объясняется в квантовой теории в векторной модели атома.
Поляризация групп тг и <т-компонент такая же, в первом приближении, как и поляризация соответствующих компонент при нормальном эффекте. Как показали Бак и Ланде [137] существует только шесть типов зеемановской картины. Их свойства просуммированы в Таблице 1.2 (взята из [344]).
Седьмой тип — это Зеемановский триплет, который возникает между двумя уровнями, имеющими один и тот же фактор Ланде, или между уровнями с 7 = 0. Таким образом, нормальный эффект представляет собой частный случай аномального эффекта Зеемана.
Другой пекулярный случай — магнитные нулевые переходы. Они возникают между двумя уровнями с нулевым фактором Ланде либо между уровнем с нулевым фактором и уровнем с J = 0. Магнитные нулевые линии бывают очень полезны при астрофизических исследованиях.
Следующие свойства являются общими для всех Зеемаиовских картин,
44
пезависимо от их типа:
• Зеемановские картины при любых переходах являются симметричными относительно центра линии;
• 7г-компоненты симметричны относительно центра линии;
• в первом приближении зеемановское расщепление может быть охарактеризовано одним параметром — эффективным фактором Ланде, сдвигом в длинах волн центров тяжести сг-компонент, выраженных в единицах ДА.
Пашен-Бак эффект
В очень сильных (более ЮкГс) полях, когда магнитное расщепление становится сильнее мультиплетного, аномальный эффект Зеемана начинает превращаться в нормальный. Это явление, известное как Пашен-Бак эффект, есть результат того, что Ь-Б связь разрывается в сильном магнитном поле. В этом случае энергия расщепления уровня Ем (в эрг):
Еи = Ео±9.27-10-21(М1 + 2М3)В (1.6)
где М1 и М5 — соответсвенно орбитальное и спиновое квантовые числа.
Пашен-Бак эффект для разных линий наступает при полях разной величины в зависимости от вида мультиплета. При полях больших 10 кГс, как правило, надо учитывать влияние частичного Пашен-Бак эффекта [341, 342, 345]. Основные особенности следующие:
• в то время как линия, формируемая при чистом Зееман-эффекте имеет ту же длину волны, как и при отсутствии поля, линии, формируемые в условиях частиного Пашен-Бак эффекта, имеют общее смещение;
• линии, формируемые при частичном Пашен-Бак эффекте, несимметричны относительно их центров в противовес линиям, формируемым при чистом эффекте Зеемана;
• в частичном Пашен-Бак эффекте обшая интенсивность линии отличат ется от таковой при отсутствиии магнитного поля.
Квадратичный эффект Зеемана и сверхтонкая структура
Можно ожидать реальных измерений квадратичного Зееман-эффекта в су-персильных магнитных полях (106--108Гс) белых карликов и нейтронных звезд в виде сдвига линий в коротковолновую область шкалы длин волн. Для водорода этот сдвиг может быть вычислен по следующей формуле [84]:
ДА = —4.98-10-23п4А2(1 4- М2)В2 (1.7)
45
где п — главное квантовое число, М — магнитное квантовое число, В — магнитное поле в Гс, Л, ДА выражены в Ангстремах
В спектрах магнитных СР звезд с полями менее 100 кГс влияние этого эффекта сведется к сдвигу линий в фиолетовую сторону спектра на пренебрежимо малую величину (<^С10_5А).
Сверхтонкая структура в ряде ситуаций может оказывать влияние, например, на линии редких земель. Подробно вопрос был изучен в [312]. Вывод состоит в том, что сверхтонкая структура не вносит дополнительных трудностей по сравнению с чистым Зееман-эффсктом, она может оказывать влияние на резкость спектральных линий некоторых элементов.
1.3.5. Вычисления и определения эффективных факторов Ланде Вычисления факторов Ланде
В большинстве случаев в звездных спектрах невозможно наблюдать расщепление линий непосредственно, поэтому важным становится вычисление эффективного фактора Ланде линии г, как средневзвешенного для групп 7г и сг-комопонент (в аномальном эффекте) параметра, характеризующего чувствительность линии к магнитному полю в целом.
Фактор Ланде может быть определен экспериментально. Обширные списки лабораторных измерений факторов для линий редкоземельных элементов привсдепы в работе [338], для элемептов железного пика [480]. Мы рекомендуем ознакомиться по этому вопросу с фундаментальным обзором [344].
Отметим, что лабораторные определения выполнены для относительно небольшой доли спектральных линий, представляющих астрофизический интерес. Имеются случаи очень больших различий между экспериментальными и вычисленными Ланде факторами, иногда в два и более раз!
К настоящему времени существуют обширные расчеты, наиболее часто пользуются таблицами [145], в которых в предположении Ь-Э связи вычислены эффективные факторы Ланде для мультиплетов, следующим образом:
- , 1 — 2и±А
г — Ц-г 4 , Я 2 ’ и 2 » (1.3)
&Я = Яи- Я1, А3 = Л - «//
где Яи^Я1 — факторы Ланде для верхнего и нижнего уровней соотвественно, остальные обозначения — как в формуле [1.5].
Факторы Ланде в УА1Л9 (Венской базе данных атомных параметров) [303, 391] вычислены на основании [145]. Ранее, используя [145] в нашей работе [82] составлен список факторов Ланде 830 линий, наиболее часто встречающихся в звездных спектрах.
В литературе рассматриваются вопросы определения факторов Лаидс при нарушении Ь-8 связи. Например, в работе [345] приводится формула для
46
вычислений в случае Л-1 связи:
- пк(к+1) + щ + 1)-1(! + 1) (%г + 1)
* ~ 2(97 " 1}--------& + 1){2К + 1)-------+ Щ) (1'9)
где Ь} 5 замещаются на J) Ь} 5 — квантовые числа родственных уровней. К — это квантовое число относящееся к связи полного углового момента I электрона.
Куруч в [308, 309, 310] и в других работах, использует экспериментальные значения факторов Ланде, а при их отсутствии — определенные из детальных вычислений атомных параметров.
Матис [345] сравнил факторы, использованные Куручем и вычисленные по простым формулам [1.5, 1.8 и 1.9]. Он отмечает, что некоторые из вычисленных величин очень неточные и, в частности, значительно менее точные, чем большинство экспериментальных данных.
Магниточувствительные линии
Более 95% всех измеренных спектральных линий в магнитных звездах имеют факторы Ланде 2 в интервале 0.5-2.0 (в единицах магнетона Бора). Конечно, линии с большими факторами предпочтительнее для магнитных измерений, но обычно они слабы. Тем не менее, они могут быть полезны при исследованиях тонких магнитных эффектов, которые не могут проявиться в линиях с обычной магпитиой чувствительностью.
Нами [82] был составлен список линий с факторами Ланде 2 > 3, он приведен в Таблице 1.3. В качестве источников использовались работы [145] и [Збб].
Наиболее сильной из них является линия нейтрального железа 4210.35А, которая хорошо видна в спектрах магнитных звезд. Вторая по интенсивности — линия Бе I 5250.2 А — широко используется при измерениях солнечных магнитных полей, так как она достаточно интенсивна в спектрах холодных звезд.
Магнито—нечувствительные линии
Список нулевых линий, представляющих интерес для астрофизики приведен в работах [119] и [314].
Линии, нечувствительные к магнитному полю и неискаженные им, используются для определения параметров атмосфер магнитных звезд, а также величины г»этг. Ниже, в Таблице 1.4 приведем список наиболее известных линий с малым (или нулевым) значением фактора Ланде. Источники те же, что использовались при составлении Таблицы 1.3.
47
Таблица 1.3. Линии с факторами Ланде z> 3
Л element multiplet z lg <7/
3119.3 Gd II (10) 3.00 —
3139.6 Fel (161) 3.00 -4.63
3158.2 Fel (160) 3.25 -3.55
3162.3 Fel (159) 3.17 —
3175.9 Fel (333) 3.00 -1.87
3221.9 Fel (156) 3.00 -0.69
3228.9 Fel (157) 3.00 -3.39
3390.8 Gdll (73) 3.67 -0.42
3417.3 Gdll (91) 3.33 -0.10
3462.9 Mn II (12) 3.00 -1.25
3598.9 Fel (322) 3.00 -1.83
3815.5 VI (28) 3.33 -1.46
3867.2 Gdll (50) 3.00 -1.20
3908.9 Fel (153) 3.00 -4.58
3966.4 Fell (3) 3.00 -6.87
4070.2 Mnl (5) 3.33 -1.09
4080.8 Fel (557) 3.00 —
4116.6 VI (27) 3.33 -0.82
4210.3 Fel (152) 3.00 -1.05
4327.1 Gdll (-) 3.00 +0.04
4558.0 Gdll (44) 3.20 -1.54
4654.7 CrI (186) 3.00 -0.81
4878.2 Fel (318) 3.00 -1.07
5175.8 Gdll (114) 4.00 —
5250.2 Fel 0 3.00 -4.84
5986.5 Fell (24) 3.00 -6.23
6258.5 VI (19) 3.33 —
48
Таблица 1.4. Линии с малой чувствительностью к магнитному палю
Л element multiplet z Igtf/
3402.43 Crll (21) 0.00 -1.15
3533.20 Fel (326) 0.50 -0.12
3G08.86 Fel (23) 0.50 +0.02
3745.90 Fel (5) 0.00 -1.41
3767.19 Fel (21) 0.00 -0.31
3849.97 Fel (20) 0.00 -0.86
4064.35 Till (106) 0.50 -1.68
4284.21 Crll (31) 0.50 -2.25
4425.44 Cal (4) 0.50 -0.18
4443.20 Fel (350) 0.50 -0.95
4464.45 Till (40) 0.33 -1.62
4491.40 Fell (37) 0.40 -2.89
4508.28 Fell (38) 0.50 -2.41
4634.11 Crll (44) 0.50 -1.25
5334.88 Crll (43) 0.40 -1.79
5434.52 Fel (15) 0.00 -2.19
6239.77 Crll (105) 0.00 -3.16
Наиболее часто для определения параметров атмосфер и скоростей вращения СР звезд используется сильная линия Fell А4508.28А.
В заключение отметим, что общее описание Зеемановской картины — это большая статистическая работа, пеобходимо принять во внимание громадное количество линий. В фундаментальном исследовании [344] выведены необходимые для этого формулы.
Все сказанное выше относится к случаю слабого поля, такого, где квадратичный Зееман-эффскт несущественный и магнитное расщепление уровней мало по по сравнепию с тонкой структурой соответствующих термов. Однако, начиная с полей в ЮкГс, сдвиги атомых уровней должны изучаться используя теорию частичного Пашен-Вак эффекта [341, 345].
Кроме эффекта Зеемана для определений слабых магнитпых полей на Солнце, а в последнее время и на звездах, используют измерения эффекта Ханле, заключающегося в особенностях поляризации профилей линий. Наиболее эффективно его можно использовать при оценках полей порядка 10-100 Гс (см. в обзоре [246].
49
1.4. Методы диагностики магнитных полей СР звезд
1.4.1. Возможности обнаружения магнитных полей в звездах ГП
Благодаря большой величине поля и простоте его геометрической структуры, магнитные поля СР звезд были обнаружены значительно раньше, чем у других объектов.
Уравнения переноса для вектора Стокса и его решение применимо для какой-то локальной точки поверхности звезды. Спектры, получаемые нами, интегрированы по всей видимой ее поверхности. Таким образом, мы наблюдаем усредненное по поверхности звезды магнитное поле. Поэтому методы спектрополяримстрии эффективно работают в случае крупномасштабных магнитных полей глобального характера, если звезда имеет много областей с полями разной полярности — то ее эффективность снижается, потому что:
1. вклады областей поверхности звезды с противоположно направленными полями будут компенсироваться, так что измеряются только остаточные поля;
2. вклад в сигнал немагнитных областей сильно уменьшает измеряемую напряженность поля.
Магнитные СР звезды обладают крупномасштабными магнитными полями, поэтому могут изучаться спектрополяриметрически, но, поскольку магнитное уширение линий имеет место в любом случае, неполяриметрические методы также применимы. Однако точности таких определений значительно хуже (предел обнаружения около 2 кГс (для узких и резких линий) вместо 200-300 Гс, получаемых методами спектрополяриметрии.
Тем не менее, следует иметь ввиду, что только очень малая доля спектров получена с зеемаповскими анализаторами, поэтому разработка способов, позволяющих проводить диагностику магнитных полей на основании уже имеющихся обычных (неполяризованиых) спектров высокого разрешения представляется весьма полезной. Ее внедрение позволяет использовать для исследований звездного магнетизма большие архивы наблюдательных данных.
1.4.2. Неполяриметрические измерения магнитных полей
Впервые были применены для поисков магнитных полей сложной структуры в звездах, для которых класические измерения по типу Бэбкока результатов не дали, но были косвенные причины, указывающие на его присутствие.
В [423] предложен следующий способ: сравниваются профили линий, имеющих сходные спектральные характеристики, но существенно разные факторы Ланде. Сравниваются следующие параметры:
50
1. нормализованная глубина (I (в долях интенсивности континуума);
2. длина хорды на уровне г<1 (г = 0.3, 0.5, 0.7), она выражается в км/с;
3. площадь ниже хорды на половине глубины, эта величина менее подвержена блендам.
Метод позволяет определять наряду с абсолютной величиной и долю видимой полусферы звезд, покрытую полями. В большинстве случаев, однако, можно выявить только поля превышающие 1 кГс.
Главный фактор, влияющий на результат — это блендироваиие, особенно сильное у холодных звезд, поэтому необходимо по возможности использовать чистые линии. Есть и другие ограничения: 1) предпочтительнее брать слабые линии, находящиеся на линейной части кривой роста; 2) надо точно знать конфигурацию зеемановской картины, моделировать простым триплетом невозможно; 3) разные компоненты имеют разное насыщение на кривой роста, поэтому их вклад в общий профиль зависит от интенсивности.
Следуя пионерской работе [423] и применяя те же основные принципы, астрономы обнаружили более 50 поздних карликов с магнитным полем. Для холодных звезд (по аналогии с Солнцем) принимается двухкомпонентная модель, в которой есть магнитные и немагнитные области. Однако, имеются и существенные различия.
Магнитные поля на Солнце достигают величин кГс в образованиях двух типов: в солнечных пятнах более холодных и темных (в видимой области) с диаметрами более нескольких тысяч км и в активных областях, где поля концентрируются в маленькие трубки потока, более ярких и горячих чем окружающая фотосфера, занимая менее 1/4 поверхности активной области. Поле там достигает 1-2 кГс, в то время как в пятнах — до 5кГс. Вместе трубки занимают менее 1% солнечной поверхности. А на 99% площади поле слабее 100 Гс.
В холодных звездах есть немагнитные области и магнитные, причем в последних поле имеет очень узкое распределение по напряженности — 1-2кГс. Но фактор заполнения (величина отношения площади области с полем ко всей площади видимой поверхности) в звездах > 15%, что может означать, что поля не изолированы в малых трубках, как на Солнце. Исследования магнитных полей холодных звезд — это новая, развивающаяся быстримы темпами область исследований. Имеется большое количество публикаций, анализ которых сделан в недавнем обзоре [484].
Об исследованиях глобальных полей СР звезд но магнитному уширсиию будет сказано ниже. Такие работы не получили широкого распространил из-за существенно меньшей точности и информативности, чем это получается из анализа данных спектрополяриметрии.