МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ ЗВЕЗД
.Магн. поля присутствуют, по-видимому, на всех звёздах. Наблюдениям доступны только магн. поля, выходящие из звезды в окружающее пространство. Внутри звезды может присутствовать магн. поле, не выходящее на поверхность и поэтому недоступное для прямых астрофиз. наблюдений, использующих эл.-магн. излучение звезды. Прямые наблюдения М. п. з. позволяют определять лишь усреднённые по поверхности звезды магн. поля и мало что говорят о конфигурации (геометрии) поля. Из-за недостаточного кол-ва света, принимаемого от удалённых звёзд, регистрируют (с помощьюЗеемана эффекта)только относительно сильные магн. поля. Таким способом удалось обнаружить особую группу звёзд с полями до 34 000 Э, располагающуюся наГерцшпрунга - Ресселла диаграммевблизиспектрального классаА. Из-за многих хим. аномалий, свойственных этим звёздам, они названыА-пекулярными (Ар-звёзды). Кол-во звёзд, у к-рых магн. поле зарегистрировано прямым зеемановским методом, невелико (неск. сотен).
Существование магн. полей у др. звёзд удаётся доказать косвенными методами. Косвенными признаками присутствия магн. полей на невырожденных звёздах являются наличие горячихкорон звёзд, хромосфер звёзд,пятен, циклов активности и вспышек, аналогичных солнечным (см.Солнечная активность,солнечный цикл, Вспышка на Солнце).У звёзд, расположенных на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга - Ресселла, обнаружены хромосферы, для ~10 таких звёзд удалось проследить звёздный цикл, наблюдая изменения интенсивности хромосферных линий кальция.Рентг. наблюдения, выполненные со спутника "НЕАО-2", позволили обнаружить горячие короны у большого кол-ва звёзд разл. спектральных классов (от самых горячих О, Волопаса), у к-рой наряду с косвенными свидетельствами (наличием пятен) прямо по эффекту Зеемана зарегистрировано поле 2500 Э. Очень сильные магн. поля имеются у ряда звёзд, находящихся на заключит. стадияхэволюции звёзд.У нек-рыхбелых карликов,как показывают наблюдения круговой поляризации их непрерывного излучения, магн. поля достигают 106-108Э. Ещё более сильные магн. поля характерны дляпульсаров,в к-рых магн. поле служит передаточным звеном, трансформирующим энергию вращения звезды в энергию частиц и излучения. Необходимое для такой трансформации поле порядка 109-1012Э. Очень сильные магн. поля удалось обнаружить также у нейтронных звёзд, входящих в состав двойных звёздных систем, напр. урентгеновских пульсаров.Исследование диаграммы направленности и поляризации излучения позволяет делать выводы о величине и геометрии магн. поля рентг. пульсара. Наблюдениям удовлетворяют модели с сильным (1010-1013Э) полем. Для прямых измерений этих полей используют спектральные линии, обусловленные излучением электронов в магн. поле (гиролинии). Гиролиния обнаружена, напр., в спектре рентг. пульсара Her X-1. У нейтронных звёзд, являющихся источникамигамма-всплесков,магн. поля (определяемые по гиролиниям) достигают значений (2-7) *1012Э. Как впервые показал В. Л. Гинзбург, незаряженнаячёрная дыране должна обладать магн. полем. При коллапсе звезды дипольный и более высокие магн. моменты асимптотически исчезают. Однако магн. поля, по-видимому, играют существенную роль в процессах, происходящих в окрестностях чёрных дыр. В частности, согласно существующим теориям, в двойных звёздных системах, один из компонентов к-рых является чёрной дырой, с помощью магн. поля осуществляется перенос момента кол-ва движения газа, падающего на чёрную дыру, и тем самым формирование диска, излучающего в рентг. диапазоне.
Происхождение М. п. з. связывают с двумя осн. механизмами - усилением путём сжатия поля, существовавшего в момент образования звезды, и усилением поля в результате движений проводящего вещества внутри звезды. Звёзды образуются из замаг-ниченной межзвёздной среды (см.Звездообразование).Плотность обычной звезды типа Солнца в 1024раз превосходит плотность межзвёздной среды. Поэтому при сжатии с сохранением магн. потока (адиабатич. сжатии) межзвёздное магн. поле порядка неск. мкЭ превратилось бы в поле ~1010Э, что противоречит наблюдениям. Представление об адиабатич. сжатии магн. поля в процессе образования звезды справедливо лишь для нек-рых типов звёзд (Ар-звёзды, пульсары, возможно, белые карлики). У большинства звёзд магн. поле исчезает и восстанавливается за времена, короткие по сравнению с характерными временами эволюции звёзд. Напр., у Солнца и подобных ему звёзд главной последовательности магн. поле изменяется с периодом ~10 лет. Такие быстрые изменения невозможно объяснитьджоулевыми потерямиили эволюц. изменениями структуры звезды. Они могут происходить только в результате преобразования магн. полей под действием движений проводящего вещества звёзд. Наиб. эффективно магн. поле изменяют неоднородное вращение и конвективные движения (см.Гидромагнитное динамо).
Лит.:Пикельнер С. В., Основы космической электродинамики, 2 изд., М., 1966; Паркер Е. Н., Космические магнитные поля, пер. с англ., ч. 1-2, М., 1982.
А. А. Рузмайкин.
Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия.Главный редактор А. М. Прохоров.1988.