МАГНИ́ТНЫЕ ЗВЁЗДЫ

МАГНИ́ТНЫЕ ЗВЁЗДЫ, под­класс хи­ми­че­ски пе­ку­ляр­ных звёзд глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти, в ат­мо­сфе­рах ко­то­рых за­ре­ги­ст­ри­ро­ва­но круп­но­мас­штаб­ное маг­нит­ное по­ле. Как и дру­гие хи­ми­че­ски пе­ку­ляр­ные звёз­ды, М. з. име­ют в спек­трах ано­маль­но уси­лен­ные или ос­лаб­лен­ные ли­нии не­ко­то­рых хи­мич. эле­мен­тов (напр., ли­нии HeI). На диа­грам­ме Герцш­прун­га – Рес­се­ла М. з. рас­по­ло­же­ны в центр. час­ти гл. по­сле­до­ва­тель­но­сти в диа­па­зо­не спек­траль­ных клас­сов B5–F5; их мас­сы со­став­ля­ют 1,5–4 мас­сы Солн­ца; эф­фек­тив­ные темп-ры 6500–15000 К. М. з. со­став­ля­ют 10–12% от чис­ла нор­маль­ных звёзд в спек­траль­ном диа­па­зо­не B5–A0, при­чём их от­но­сит. чис­ло рез­ко умень­ша­ет­ся до 1% в сто­ро­ну позд­них спек­траль­ных клас­сов от A0 до F5.

Впер­вые маг­нит­ное по­ле звез­ды бы­ло из­ме­ре­но амер. ас­т­ро­фи­зи­ком Х. Бэб­ко­ком в 1947 по рас­ще­п­ле­нию спек­траль­ных ли­ний в по­ля­ри­зо­ван­ном све­те, вы­зван­но­му эф­фек­том Зее­ма­на. При на­блю­де­ни­ях с клас­сич. зее­ма­нов­ским ана­ли­за­то­ром, по­зво­ляю­щим ре­ги­ст­ри­ро­вать от­дель­но спек­тры из­лу­че­ния с ле­вой и пра­вой кру­го­вой по­ля­ри­за­ци­ей, из­ме­ря­ет­ся про­доль­ное маг­нит­ное по­ле (ус­ред­нён­ная по по­верх­но­сти звез­ды ком­по­нен­та маг­нит­но­го по­ля, на­прав­лен­ная к на­блю­да­те­лю). Ес­ли маг­нит­ное по­ле дос­та­точ­но силь­ное, то рас­ще­п­ле­ние спек­траль­ных ли­ний мож­но из­ме­рить и в не­по­ля­ри­зо­ван­ном спек­тре звёзд с уз­ки­ми спек­траль­ны­ми ли­ния­ми. В этом слу­чае из­ме­ря­ет­ся т. н. по­верх­но­ст­ное по­ле (ус­ред­нён­ный по по­верх­но­сти звез­ды мо­дуль век­то­ра маг­нит­но­го по­ля). Ве­ли­чи­на по­верх­но­ст­но­го по­ля все­гда боль­ше ве­ли­чи­ны про­доль­но­го по­ля. Вы­со­кое спек­траль­ное раз­ре­ше­ние совр. звёзд­ных спек­тро­гра­фов по­зво­ля­ет из­ме­рять ми­ним. по­верх­но­ст­ные по­ля с индукцией по­ряд­ка 1000 Гс по не­по­ля­ри­зо­ван­ным спек­трам. К нач. 21 в. при­мер­но у 350 М. з. из­ме­ре­ны про­доль­ные или по­верх­но­ст­ные маг­нит­ные по­ля. Это ок. 12% от чис­ла звёзд, клас­си­фи­ци­ро­ван­ных по спек­трам как М. з. Диа­па­зон из­ме­рен­ных маг­нит­ных по­лей в М. з. очень ве­лик и со­став­ля­ет 90–20000 Гс для про­доль­но­го по­ля и 1250–34000 Гс для по­верх­но­ст­но­го по­ля. Са­мое силь­ное маг­нит­ное по­ле (34000 Гс) за­ре­ги­ст­ри­ро­ва­но Бэб­ко­ком в 1960 в ат­мо­сфе­ре звез­ды HD 215441 (т. н. звез­да Бэб­ко­ка).

У по­дав­ляю­ще­го чис­ла М. з. на­пря­жён­ность по­ля пе­рио­ди­че­ски ме­ня­ет­ся, при­чём эти из­ме­не­ния со­про­во­ж­да­ют­ся, как пра­ви­ло, из­ме­не­ни­ем с тем же пе­рио­дом ин­тен­сив­но­сти ли­ний ано­маль­ных хи­мич. эле­мен­тов в фа­зе или в про­ти­вофа­зе с маг­нит­ным по­лем. Пе­ре­мен­ность маг­нит­но­го по­ля и ин­тен­сив­но­сти ли­ний объ­яс­няет­ся в рам­ках мо­де­ли на­клон­но­го ро­та­то­ра, со­глас­но ко­то­рой ось маг­нит­но­го по­ля на­кло­не­на под про­из­воль­ным уг­лом к оси вра­ще­ния звез­ды, а не­од­но­род­ное рас­пре­де­ле­ние хи­мич. эле­мен­тов по по­верх­но­сти оп­ре­де­ля­ет­ся гео­мет­ри­ей маг­нит­но­го по­ля. При вра­ще­нии та­кой звез­ды на­блю­да­тель ви­дит раз­ные про­ек­ции по­ля (в осн. ди­поль­но­го) и свя­зан­ных с ним не­од­но­род­но­стей хи­мич. со­ста­ва. На­блю­дае­мая в те­че­ние пе­рио­да вра­ще­ния пе­ре­мен­ность про­фи­лей ли­ний как в не­по­ля­ри­зо­ван­ном, так и в по­ля­ри­зо­ван­ном све­те ис­поль­зу­ет­ся для вос­ста­нов­ле­ния рас­пре­де­ле­ния век­то­ра маг­нит­но­го по­ля и со­дер­жа­ния хи­мич. эле­мен­тов по по­верх­но­сти звез­ды.

Про­ис­хо­ж­де­ние силь­ных маг­нит­ных по­лей в ат­мо­сфе­рах М. з. до кон­ца не по­ня­то. При­ня­то счи­тать, что круп­но­мас­штаб­ное по­ле яв­ля­ет­ся ос­та­точ­ным маг­нит­ным по­лем звез­ды, ко­то­рое бы­ло у неё в мо­мент ро­ж­де­ния и ко­то­рое уси­ли­лось в хо­де по­сле­дую­щей эво­лю­ции.