Быстрое вращение звезды существенно влияет на физические условия в звёздной атмосфере, так как к числу сил, действующих в атмосфере, добавляется центробежная сила. Поскольку центробежная сила зависит от широты, то и физические условия в атмосфере вращающейся звезды зависят от широты. В частности, на разных широтах должно быть различным распределение температуры и плотности в атмосфере. Вместе с тем должны быть различия и в степени возбуждения и ионизации атомов, а значит, и в виде спектра. Вычисления показывают, что спектры, возникающие на экваторе и на полюсе, могут соответствовать весьма различным спектральным подклассам. А так как мы наблюдаем спектр всей звезды, то он должен обладать чертами как того, так и другого подкласса. Очевидно, что относительная роль этих черт зависит от угла наклона оси вращения к лучу зрения. Наблюдаемые спектры некоторых звёзд действительно обладают чертами разных подклассов. Для объяснения таких спектров можно высказать предположение, что в этих случаях мы имеем дело со звёздами, которые быстро вращаются и обращены к нам своими полярными областями (иначе относительная роль спектров полярных областей будет невелика).

Для каждой звезды существует критическая скорость вращения на экваторе 𝑣_к, 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 𝑣_к=530 км/с.

Если скорость вращения звезды на экваторе превосходит скорость 𝑣_к, 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 𝑣_к. 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.

На практике все звёздные спектры разделяются на ряд классов. Расположенные в порядке убывания температуры, эти классы таковы: O-B-A-F-G-K-M. В конце спектральная последовательность разветвляется: наряду со спектрами класса M (с полосами окиси титана) выделяются спектры классов R-N (с полосами углерода и циана) и спектры класса S (с полосами окиси циркония). По-видимому, это разветвление вызвано различием в химическом составе звёзд.

Проследим за изменением спектра с увеличением температуры звезды. В спектрах наиболее холодных звёзд (класс M и др.) присутствуют молекулярные полосы и линии нейтральных атомов металлов. С возрастанием температуры молекулы диссоциируют, вследствие чего молекулярные полосы пропадают (класс K). В дальнейшем металлы постепенно ионизуются. Очень сложные спектры класса G содержат огромное число линий нейтральных и ионизованных металлов. При последующем увеличении температуры увеличивается интенсивность линий ионизованных металлов (класс F). В классе A наибольшей интенсивности достигают линии бальмеровской серии водорода. В классе B появляются линии гелия (так как для возбуждения линий гелия, лежащих в видимой части спектра, нужна достаточно высокая температура). Наконец, в классе O становятся интенсивными линии ионизованного гелия.