Содержание к диссертации
Введение
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 Земана 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 «Панде 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. LSD-метод исследования магнитных полей 65
1.4.6. Широполосная линейная поляриметрия 67
1.4.7. Метод Допплер-Зеемановского картирования 67
1.4.8. Выводы 69
1.5. Общие сведения о химически пекулярных звездах 69
1.5.1. Введение 69
1.5.2. Частота встречаемости 70
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 модель 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 на 6м телескопе128
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 магнитометр-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
2.3. Источники ошибок магнитных измерений 139
2.3.1. Введение 139
т 2.3.2. Инструментальная поляризация телескопа 140
2.3.3. Инструментальные эффекты, возникающие в анализаторах поляризации 142
2.3.4. Инструментальные эффекты, возникающие в спектрографах 145
2.3.5. Наблюдения стандартных звезд как метод исключения инструментальных ошибок 147
2.3.6. Выводы 159
2.4. Редукция данных и точность измерений магнитных полей . 160
2.4.1. Введение 160
2.4.2. Методика обработки спектрополяриметрических наблюдений 161
2.4.3. Программы обработки зеемановских спектров 163
2.4.4. Исследование точности спектрополяриметрических наблюдений, выполненных на 03 СП и эшелле спектрометре НЭС 166
2.5. Заключение 171
3. Новые магнитные СР звезды 173
3.1. Введение 173
3.2. Критерии отбора кандидатов в магнитные СР звезды 175
3.2.1. Звезды с аномальной деталью на 5150А 178
3.2.2. Отдельные интересные звезды 179
3.3. Новые магнитные СР звезды 182
3.3.1. Вводные замечания 182
3.3.2. Результаты поисков новых магнитных звезд 183
3.4. Исследование эффективности критериев отбора кандидатов в магнитные звезды 219
3.4.1. Введение 219
3.4.2. Соотношение между максимальной величиной продольного поля Bextr и средним поверхностным полем Bs . 221
3.4.3. Соотношение между максимальной величиной продольного поля Bextr и полученной из моделирования величиной поля на полюсе диполя В& 222
щ 3.4.4. Соотношение между магнитными полями, предсказываемыми на основании данных среднеполосной фотометрии, и измеренными по зеемановским спектрам 226
3.5. Выводы 227
4. Исследование зависимости величины и топологии магнитных полей СР звезд от скорости их вращения 229
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 Bs(max) . 244
4.3. Магнитные поля быстрых ротаторов 247
4.3.1. Описание выборки 247
4.3.2. Индивидуальные звезды 247
4.3.3. Итоги моделирования т 261
4.4. Очень быстрые ротаторы (Р < 3 суток) 263
4.4.1. Вводные замечания 263
4.4.2. HD119213 = CQUMa 263
4.4.3. HD18296 = 21Рег 266
4.4.4. HD37776 267
4.5. Исследование вертикальной структуры магнитного поля и стра тификации 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-наблюдения 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 законо мерностей 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+ 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. гоАр 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
- Обнаружение магнитных полей звезд
- Анализаторы линейной поляризации
- Звезды с аномальной деталью на 5150А
- Магнитные поля медленных ротаторов
Введение к работе
Магнетизм — широко распространенное явление в нашей Галактике и за ее пределами. Магнитные поля отвечают за генерацию различного рода вспышек, 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 магнетизма, 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 пекулярностей требуется, чтобы в стабильной, нетурбулентной атмосфере работал механизм диффузии, который может создать за миллионы лет наблюдаемые пятна и другие аномалии химического состава. А обеспечивать стабильность атмосферы должно магнитное поле !!!
Важность исследований звездных магнитных полей в астрофизике под 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 САО и 3.6-м в ESO (Чили). В 21 веке зеемановские 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 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 6м телескопе однородную методику наблюдений и последующей редукции данных, позволяющую получать длительные ряды измерений магнитных полей звезд в единой системе, независимо от применяемых спектрографов и светоприемной 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 целью 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 целью поиска связей между этими параметрами. Для решения такой задачи необходимо построить кривые изменения продольного (Ве) и, если возможно, поверхностного поля (Bs) 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 них, 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 спектрополяриметричес-кие 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 a2CVn, что указывает на существенной отличие его глобальной структуры от дипольной.
• 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 целью поиска связи между топологией поля и скоростью вращения. В частности, впервые получены зеемановские спектры уникальной СР звезды HD 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 дипольного, а для медленных - меньше.
• Впервые найдено, что фотометрический индекс Аа, 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, проведенных 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. Созданые 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: САО РАН, ГАО РАН, ИНА-САН, ГАИШ 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 САО, 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 тонкой 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 магнитное 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 кинематики 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.
Обнаружение магнитных полей звезд
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 D-линия натрия расширяется, края этой линии поляризованы. Первое объяснение Зееман-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 -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 аномального эффекта Зеемана. Полное объяснение он получил на основе квантовой теории.
В случае аномального эффекта в спектральных линиях атомов вместо несмещенной 7Г-компоненты наблюдается группа 7Г-компонент, а вместо каждой сг-компоненты — группа сг-компонент, причем картина расщепления остается симметричной относительно первоначальной нерасщепленной линии. Расстояния между соседними -компонентами и соседними сг-компонентаъ одинаковы. Общее их число может достигать нескольких десятков. В 1912 г. Пашен и Бак открыли важное и интересное явление. Оказывает 33 ся, что в очень сильных 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].
Начало изучению электродинамики в космосе положил Джордж Э. Хэл, в 1908 г. открывший магнитные поля Солнечных пятен. 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 щелью 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 90относительная 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 пятен 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 совершенных 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 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.
Более 40 лет астрономы считали, что общее поле Солнца составляет 50 Гс. Даже в 1946 г. Тиссен нашел его величину 53 ±12 Гс 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.
Анализаторы линейной поляризации
Идея о целесообразности изготовления звездного магнитометра с интерферометром Фабри-Перо для бм телескопа была высказана в [13]. Ее реализация позволила резко уменьшить потери света на щели спектрографа.
К сожалению, наблюдения с одноканальным прибором с высоким разрешением требуют гигантских затрат наблюдательного времени, и, чем выше разрешение, тем эти затраты больше. Для такого универсального телескопа, как БТА, это обстоятельство сыграло роковую роль. Программные комитеты больших телескопов неохотно выделяют время для наблюдений ярких звезд, даже если получаются рекордные по точностям результаты. По той же причине прекратил работу и магнитометр с интерферометром на 2.5м телескопе обсерватории Маунт-Вилсон [175].
В диссертации практически нет наблюдений с этим прибором, все же мы считаем необходимым привести его краткое описание, так как это был значительный шаг в развитии магнитометрических исследований не только в СССР, но и в мире. Наработки, реализованные в нем, и опыт работы с ним в последующем нашли применение. Подробное описание прибора можно найти в работе [16].
Падающий на щель спектрографа свет проходит через эталон Фабри-Перо и электрооптический модулятор (ЭОМ). Эталон перестраивается на разные длины волн путем изменения давления в камере, в которую он помещен. ЭОМ состоит из кристалла KDP и пленочного поляроида. В фокальной плоскости спектрографа установлена выходная щель, которая пропускает рабочий порядок интерференции эталона. При сканировании спектра она передвигается синхронно с перестройкой эталона, сканирование происходит дискретно с шагом 0.1 А. Непосредственно к оправе щели прикреплен стакан фотоумножителя. На расстоянии АЛ = 50 А от основного канала установлен неподвижный опорный канал, он служит для компенсации изменений блеска звезды вследствие колебаний прозрачности, неточности гидирования и др.
Испытания показали, что разброс измерений У-параметра Стокса соответствует распределению Пуассона. Из-за одноканальности прибора можно было работать одновременно только в одном спектральном участке шириной 0.1 А, при этом от звезды 4 величины регистрировался поток порядка 100 фотоотсчетов в секунду. Таким образом, для "прописывания" линии (хотя бы 5 точек на профиль) с 1% точностью необходимо накопить 50000 фотоотсчетов, а это занимало около 10 мин. Для магнитных измерений требуется точность У-параметра Стокса не хуже 0.1%, что означало целую ночь наблюдений для звезды 4 величины. Для массовых измерений магнитных полей такой прибор был явно непригоден.
Водородный магнитометр—спектрополяриметр Измерения магнитных полей в режиме водородного магнитометра
Первый магнитометр, измеряющий круговую поляризацию в крыльях водородных линий, был построен в Канаде [127]) для исследований магнитных полей быстровращающихся звезд. Подробнее об этом — в Главе 1. У звезд с широкими линиями (более 0.5 А) ошибки измерений линий металлов оказались такими большими, что практически исключало применение фотографического метода. Из-за большой ширины и низкой крутизны профилей линий неэффективны также измерения на магнитометре с интерферометром Фабри-Перо: 1) необходимо сканировать широкий профиль, что увеличивает время наблюдений; 2) из-за низкой крутизны профиля эффект Зеемана вызывает малую величину У-параметра Стокса. Учитывая, что поверхность магнитных СР звезд химически неоднородна, измерение У-параметра в разных точках профиля на одноканальном приборе представляло собой плохо решаемую задачу.
Поскольку водород распределен равномерно, и профили водородных линий мало зависят от скорости вращения (в СР звездах — до 150 км/с), то распределение У-параметра Стокса по профилю линии водорода будет реально соответствоать общему глобальному полю звезды.
Прибор для таких измерений был разработан и изготовлен В. Г. Штолем и на протяжении 15 лет (1980-1995 гг ) на нем проводились наблюдения [112]. Он состоял из основных двух блоков: 1) поляриметра для измерений круговой поляризации и 2) прецезионного механизма перемещения щели.
Водородный магнитометр-спектрополяриметр построен на базе спектрографа UAGS. Полоса пропускания определяется раскрытием выходной щели и обычно равна 5-10 А. Измерения могли выполняться по любой водородной линии или линии другого элемента, а также в любом участке непрерывного спектра.
Обычно использовались линии Нр и Щ. Для стандартной водородной линии типичной Ар звезды 1% измеренной круговой поляризации (или V-параметра Стокса) соответствует полю 15кГс, в то время как для резких линий металлов — 0.5 кГс. Но в случае измерений по линиям водорода можно использовать довольно широкую полосу пропускания — до 10 А против 0.1-0.3 А для линий металлов, что позволяло измерять поля у достаточно слабых быстровращающихся звезд.
Основные элементы прибора следующие: 1) анализатор круговой поляризации, выполненный на базе электрооптического кристалла KDP; 2) спектрограф UAGS; 3) устройство с выходной щелью для наведения ее на необходимый участок спектра и камерным объективом, 4) фотоумножитель; 5) устройство управления ЭОМ; б) система регистрации.
По сравнению со схемами созданных ранее приборов в КрАО [95] и САО [16] в конструкцию водородного магнитометра было внесено ряд существенных усовершествований, позволивших значительно улучшить его характеристики.
Во-первых, вместо поляроида в анализаторе используется кристалл исландского шпата, поэтому на щель спектрографа попадают сразу оба изображения объекта. А в фокальной плоскости камеры спектрографа получаем два ортогонально поляризованных спектра. Электрооптический кристалл KDP управляется специальным генератором прямоугольных импульсов. Когда управляющее напряжение с меняющейся полярностью поступает на кристалл KDP, то он будет пропускать поочередно (с частотой порядка 100 Гц) свет с разной поляризацией.
В фокальной плоскости камеры регистрируются "квази-одновременно" два поляризованных спектра. Для вырезания необходимого спектрального участка на специальной движущейся каретке установлен блок движущихся щелей. Конструкция сделана таким образом, что выходная щель вырезает левое крыло в одном спектре и правое крыло линии в спектре противоположной поляризации. Это позволило регистрировать в два раза больший световой поток, по сравнению с предыдущими приборами. В качестве детектора использовался фотоумножитель, частота модуляции была переменной (достигала 100 Гц), сигнал, усиленный усилителем по кабелю длиной 250 м, передавался в аппаратную БТА.
Как правило, прибор устанавливался в первичном фокусе бм телескопа, где влияние инструментальной поляризации пренебрежимо мало, хотя он мог работать с любым другим телескопом, оснащенным спектрографом UAGS. Стандартно наблюдения проводились до достижения точности 0.01%, что соответствовало среднеквадратической ошибке измерений поля около 150 Гс. Прибор не давал значимых систематических ошибок, и точность метода практически зависела только от количества накопленных фотоотсчетов. При наблюдениях звезд ярче 8 зв. величины, как правило, указанная выше точность достигалась.
Звезды с аномальной деталью на 5150А
После 1990 г. активность исследователей, изучающих СР звезды в женевской системе, упала, и другие публикации (после работ [212,378]), в которых были бы дополнительно вычисленны .г-параметры СР звезд, нам неизвестны. В то же время, Майтценом и др. была выполнена большая серия наблюдений СР звезд — так называемая Аа-фотометрия [334].
Как уже описано в Главе 1, индекс Аа также является характеристикой депрессии на 5200 А. Майтценом было найдено много новых слабых СР звезд, в том числе в рассеянных скоплениях. Так как этот индекс связан с глубиной депрессии, мы решили искать магнитные звезды среди объектов с наибольшей величиной Аа.
В восьмидесятые годы Байдельман [147-149] выполнил обзор СР звезд с объективной призмой. Нами были приняты во внимание его комментарии к отдельным объектам. В обзорах Байдельмана выделены в основном холодные SrCrEu звезды, депрессия на 5200 А в которых менее выражена, поэтому это хорошее дополнение к более горячим звездам, описанным ранее.
Обрабатывая литературные данные, мы выделили около 500 источников - предварительных кандидатов в магнитные звезды. Провести наблюдения всех этих объектов на 6м телескопе с зеемановским анализатором за разумное время невозможно. Требовалось найти дополнительные критерии отбора. Они были предложены В. Г. Елькиным.
Он провел наблюдения нескольких сотен СР звезд из предварительного списка на спектрографе UAGS с низким спектральным разрешением на 1м телескопе САО РАН в области депрессии на А5200А. Такие наблюдения не ребуют больших затрат времени, в удачную ночь можно получить необходимый материал для более чем 50 объектов.
При обработке наблюдений Елькиным была выявлена характерная деталь внутри депрессии на длине волны А5150А, интенсивность которой в какой-то мере коррелирует с величиной поля известных магнитных звезд, взятых в качестве стандартов. Он построил калибровочные зависимости и по ним оценил величину продольного поля Ве наблюдавшихся им звезд.
Так как окончательный ответ на вопрос о присутствии магнитного поля могут дать только специальные наблюдения с зеемановским анализатором, мы составили список, включающий около около 80 СР звезд с выраженной о особенностью на А5150А, для наблюдений на 6м телескопе. Большинство из них ранее с высоким спектральным разрешением не изучались. Список звезд с наиболее сильными предполагаемыми магнитными полями приведен в Таблице 3.2.
В колонках Таблицы даны: номер звезды в каталоге (HD или BD), спектральный класс и тип пекулярности, визуальная величина V, глубина детали на 5150 А (в долях интенсивности континуума) /, предказываемое магнитное поле Ве (в максимуме, получено В. Г. Елькиным на основании калибровочных зависимостей). Звезды приведены в порядке возрастания прямого восхождения.
Из Таблицы 3.2 видно, что в ней нет пересечений со списком, составленным на основании работы [212]. В ней расположены значительно более холодные звезды. Отдельные интересные звезды Кроме указанных выше основных критериев поиска новых магнитных звезд мы использовали еще и другие, в частности исследовали отдельные необычные звезды.
Например, долгое время была распространена точка зрения, что не все Ар/Вр звезды обладают магнитными полями. В качестве доказательства приводились примеры нескольких объектов с ярко выражеными аномалиями химического состава, но у которых магнитного поля обнаружено не было. С целью проверки мы провели наблюдения ярчайшей СР звезды е UMa и показали присутствие у нее магнитного поля величиной в десятки менностью и даже была включена в каталог Бэбкока [131] как магнитная. Однако 20 лет спустя Престон продемонстрировал отсутствие у нее поля. Наши высокоточные наблюдения подтвердили правоту Бэбкока, магнитное поле у 21 Per было переобнаружено [40].
Кроме того, мы нашли магнитные поля еще у нескольких СР звезд (например HD119231) с ранее известной большой спектральной переменностью, либо большой величиной параметра Аа (HDE 343872). Мы впервые провели наблюдения с зеемановским анализатором для группы звезд с очень узкими и резкими линиями у которых Матис [353] обнаружил расщепленные зеема-новские компоненты в спектрах. Но так как он сделал свои оценки по обычным спектрам, то не исключалась и другая интерпретация полученных им данных (двойственность, например). Решающим доказательством присутствия поля явились наблюдения с зеемановским анализатором, интерпретация которых однозначна и не допускает неопределенностей.
Магнитные поля медленных ротаторов
Вопрос о корреляции величины магнитного поля с другими параметрами магнитных звезд очень важен. В случае положительного ответа на него можно было бы использовать массовые измерения, выполненные, например, в женевской системе для косвенной оценки величины магнитного поля.
В середине восьмидесятых Норт и Крамер [378] на основании найденной ими корреляции между некоторыми фотометрическими параметрами и величиной поля на поверхности оценили магнитное поле у 708 СР звезд, в том числе членов скоплений и ассоциаций разного возраста. На основании подобных оценок они пришли к выводу о затухании магнитного поля с эволюцией звезд. Этот вывод не нашел подтверждения, когда в расчет стали приниматься прямые зеемановские измерения магнитных полей (см. например [28]).
Видимо, фотометрические оценки [378] неадекватно отражают реальную величину магнитного поля. Одной из причин этого могли быть недостатки в калибровке, вызванные малым количеством опорных звезд.
Составим сводную Таблицу (Таблица 3.57), включающую 61 измеренную нами впервые СР звезду, и приведем в ее колонках следующие сведения: 1) номер звезды в каталоге HD или BD, 2) Bextr — максимальная велина продольной компоненты поля, 3) Bs — среднее значение поверхностного магнитного поля, определенного экспериментально на основании расщепления линий, 4) В8(деп) — поверхностное поле, предсказываемое по данным женевской фотометрии, 5) Аа — параметр Майтцена [334], характеризующий депрессию на 5200 А, б) 7(5150) — параметр Елькина [42], указывающий на интенсивность детали 5150, 7) другие параметры, указывающие на возможность присутствия поля.
Используя вышеприведенную Таблицу, а также данные из нашего каталога (см. Приложение), проверим реальность корреляций между различными фотометрическим параметрами и величиной магнитного поля.
Поскольку непосредственное измерение величины поля на поверхности по 30-емановскому расщеплению линий можно выполнить только для небольшого количества звезд с узкими и резкими линиями, а подавляющая часть информации о магнитных полях известна из измерений продольной компоненты Ве, то возникает резонный вопрос - насколько верно параметры найденного продольного поля отражают реальное поле на поверхности.
В качестве величины для сравнения возьмем экстремальное значение продольного поля Bextr- Это соответствует такому моменту наблюдений, когда продольный компонент поля наиболее близок по величине к поверхностному полю В3. Bextr можно определить у звезд с известным периодом вращения при условии, что выполнено достаточно большое количество измерений поля, позволяющих построить кривую Ве. Мы нашли в нашем каталоге 39 магнитных СР звезд у которых можно было определить одновременно В3 и Bextr. Результаты сравнения этих величин приведены на рис. 3.7. Нами получена эмпирическая линейная зависимость с параметрами Bs = 1013 + 3.16- Bextr (Ге) (3.1) и коэффициентом корреляции 0.83.
Она свидетельствует о том, что экстремальная величина продольной компоненты является хорошим индикатором реального поля на поверхности и поэтому может быть использована для статистических исследований магнитных полей, высокий коэффициент корреляции доказывает надежность нашего вывода.
а десятилетия исследований были построены магнитные модели многих СР звезд. Заметим, что они рассчитаны с разной степенью надежности и детальности, нередки случаи, когда разные авторы для одной и и той же звезды предлагаают совершенно различающиеся между собой геометрии магнитных полей. Тем не менее, работу по систематизации результатов моделирования магнитных полей СР звезд необходимо выполнять. Детальное иследование данной проблемы предпринято в Главе 4.
Здесь мы рассмотрим только некоторые вопросы, необходимые для выявления связей между магнитными полями и фотометрическими параметрами магнитных звезд. В качестве первого шага сделаем выборку звезд из нашего каталога для которых построены, как минимум, дипольные модели магнитного поля.
На основании сведений, собранных в нашем Каталоге (см. Приложение), составим Таблицу (Таблица 3.58). В ее колонках приведены следующие данные: название звезды, экстремальная величина продольного поля Bextr\ измеренная величина поверхностного поля Bs, вычисленная на основании моделирования величины Ва (поля на полюсах диполя), Bq (квадруполя), Boct (ок-туполя); г — Ве(тгп)/Ве(тах); г — угол между осью вращения и лучом зрения; jd — угол между магнитной и вращательной осями; Вр — в моделях
