Для каждой звезды существует критическая скорость вращения на экваторе 𝑣к, при которой сила притяжения уравновешивается центробежной силой. Эта скорость определяется формулой
𝑣
к
²
=
𝐺
𝑀
𝑅
,
(13.27)
где 𝑀 — масса звезды, 𝑅 — её радиус и 𝐺 — постоянная тяготения. Возьмём для примера звезду класса B5, у которой 𝑀=6𝑀☉ и 𝑅=4𝑅☉. Формула (13.27) даёт для этой звезды 𝑣к=530 км/с.
Если скорость вращения звезды на экваторе превосходит скорость 𝑣к, то из экваториальной области будет происходить истечение вещества, приводящее к образованию вращающегося вокруг звезды газового кольца. Такими кольцами, по мнению Струве, обладают звёзды класса Be. Этот взгляд подтверждается тем, что скорости вращения звёзд класса Be являются наибольшими и близкими к скорости 𝑣к. Вместе с тем существование вблизи звезды газового кольца может объяснить наличие эмиссионных линий в спектре звезды (см. гл. VI). В действительности, вероятно, выбрасывание вещества из звезды происходит не вследствие вращения, а под действием других механизмов (например, в виде протуберанцев). Однако быстрое вращение звезды способствует этому процессу.
5. Магнитные поля звёзд.
Изучение магнитных полей звёзд основывается на эффекте Зеемана, состоящем, как известно, в расщеплении спектральных линий в магнитном поле. В простейшем случае одиночная линия расщепляется в магнитном поле на три компоненты, одна из которых занимает несмещённое положение, а две другие смещены на одинаковое расстояние по обе стороны от неё. При этом величина смещения пропорциональна напряжённости поля 𝐻. Все компоненты линии поляризованы, причём характер поляризации зависит от угла между направлением поля и лучом зрения. В более сложных случаях происходит расщепление линии на большее число компонент.
Линии поглощения в звёздных спектрах обычно сильно расширены вследствие ряда причин (тепловое движение атомов, эффект Штарка, турбулентность, вращение звезды). Поэтому даже при очень большой напряжённости магнитного поля зеемановские компоненты линий сливаются между собой. Чтобы обнаружить магнитное поле, необходимо применение специальной методики, основанной на использовании анализаторов поляризованного света. При помощи таких анализаторов удаётся в какой-то мере отделить друг от друга зеемановские компоненты линий и по их смещению определить напряжённость поля.
Впервые магнитное поле было открыто Бэбкоком в 1947 г. у звезды 78 Девы, принадлежащей к спектральному классу A2p. Бэбкок предполагал, что сильное магнитное поле связано с быстрым вращением звезды. Однако обнаружить эффект Зеемана по линиям, расширенным вращением, очень трудно. Поэтому для наблюдений была выбрана звезда класса A с узкими спектральными линиями, относительно которой можно было думать, что она, как и другие звёзды этого класса A, вращается очень быстро, но видна нам со стороны полюса. В последующие годы Бэбкок продолжал свои наблюдения и его каталог (см. [9]) содержит сведения о 89 «магнитных звёздах».
Рассмотрение упомянутого каталога приводит к ряду выводов.
1. Напряжённость магнитного поля на поверхности звёзд оказывается порядка 1000 Э. Однако такие значения 𝐻, по-видимому, гораздо больше среднего значения, так как измерить напряжённости поля, не превосходящие 200 Э, при принятой методике нельзя.
2. Большинство звёзд каталога (70 из 89) принадлежит к спектральному классу A (точнее, к интервалу B8—F0). Однако в значительной мере здесь сказывается наблюдательная селекция вследствие преимущественного отбора звёзд, подобных звезде 78 Девы.
3. Почти все магнитные звёзды обладают «пекулярными» спектрами, в которых некоторые линии ослаблены, а другие усилены по сравнению с обычными спектрами.
4. Магнитные поля всех изученных звёзд являются переменными. При этом в некоторых случаях поля меняются периодически, в большинстве же случаев — иррегулярно.
Дальнейшими исследованиями установлено, что магнитные звёзды представляют собой особую группу звёзд класса A. Они не являются звёздами, видимыми с полюса, а вращаются медленнее других звёзд. Для объяснения магнитных и спектральных изменений этих звёзд предложена модель наклонного ротатора, т.е. звёзды, ось вращения которой наклонена под некоторым углом к магнитной оси. В таком случае вместе с вращением звезды перемещаются относительно наблюдателя и магнитные полюсы.
Важной особенностью магнитных звёзд являются аномалии в их химическом составе. Такой вывод делается на основании аномалий интенсивностей линий поглощения. Поскольку интенсивности линий меняются с течением времени (т.е. с вращением звезды), то считается, что химические элементы неравномерно распределены по поверхности звезды. По-видимому, эта неравномерность относится лишь к поверхностным слоям и она вызывается влиянием магнитного поля, которое может иметь довольно сложную структуру.
Магнитные поля по наблюдаемому эффекту Зеемана были обнаружены также у других звёзд. Например, поля с напряжённостью порядка 1000 Э измерены у некоторых красных гигантов. Наблюдаемая круговая поляризация света белых карликов дала основание предполагать, что они обладают полями с напряжённостью порядка 10⁷ Э.
Для решения различных проблем звёздного магнетизма должна применяться теория образования линий поглощения в магнитном поле. Эта теория необходима также для изучения магнитных полей солнечных пятен (см. § 15).
§ 14. Звёзды разных спектральных классов
1. Зависимость спектра от температуры.
До сих пор мы занимались вопросом о том, как образуется спектр одной какой-либо звезды. Теперь коротко остановимся на рассмотрении всей совокупности звёздных спектров.
Как известно, в первом приближении звёздные спектры образуют линейную последовательность. Все свойства спектра (например, эквивалентные ширины линий) меняются плавно вдоль последовательности. Объясняется это тем, что спектр звезды зависит в основном от одного параметра — от температуры. С изменением температуры изменяется степень возбуждения и ионизации атомов в атмосфере звезды, вследствие чего изменяются и интенсивности линий.