Поиск и исследование магнитных полей различной конфигурации у химически пекулярных звезд

• Автор: Кудрявцев, Дмитрий Олегович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2002
• Место защиты: Нижний Архыз
• Количество страниц: 149 с. : ил

Оглавление
Введение

1. Исследования глобальных магнитных полей Ар и Вр звезд

1.1. Введение

1.2. Наблюдаемые свойства химически пекулярных звезд

1.3. Теория эффекта Зеемана

1.4. Эффект Зеемана в спектрах звезд

1.4.1. Параметры Стокса

1.4.2. Измерение эффективного магнитного поля

1.4.3. Измерение поверхностного магнитного поля

1.4.4. Метод Матиса
1.5. Анализ и моделирование наблюдательных данных
2. Программы обработки зеемановских спектров и исследование точности измерений
2.1. Введение
2.2. Спектрополяриметрическая аппаратура. Анализаторы круговой и линейной поляризации
2.2.1. Методика обработки спектрополяриметрических наблюдений
2.3. Программы обработки зеемановских спектров
2.3.1. Введение
2.3.2. Первичная обработка зеемановских спектров
2.3.3. Позиционные измерения

2.4. Исследование точности спектрополяриметрических наблюдений на эшелле-спектрографе фокуса
Нэсмит-2 (НЭС) 6м телескопа
2.4.1. Звезды с нулевым магнитным полем
2.4.2. Стандарт магнитного поля /3 СгВ
3. Взаимосвязь между эволюционными процессами и геометрией магнитного поля
3.1. Введение
3.2. HD 14
3.3. HD 12
3.4. HD 37
3.4.1. Спектральная переменность
3.4.2. Магнитная переменность
3.5. HD 37022 (01 Ori С)
3.6. Выводы
4. Статистические исследования магнитных звезд как метод изучения эволюции магнитных полей
4.1. Введение
4.2. Пространственное распределение и движения магнитных химически пекулярных звезд
4.2.1. Реверсивные и нереверсивные звезды
4.2.2. Пространственное распределение магнитных звезд
4.2.3. Движения магнитных звезд
4.3. Поиск новых магнитных звезд среди слабых объектов
4.3.1. Наблюдения
4.3.2. Результаты измерений
Заключение
Список литературы

Введение
Актуальность темы
Магнитные поля, по-видимому, в той или иной форме присутствуют во всех астрофизических объектах и часто оказывают существенное влияние на происходящие в них процессы. Впервые магнитное поле на звезде было открыто в 1946 г. Бэбкоком (Бэбкок, 1949) при наблюдении 78 Vir. Существующие в настоящее время методики позволяют прямыми методами обнаруживать магнитные поля величиной не менее 50-100 Гс, охватывающие всю поверхность звезды и имеющие относительно простую конфигурацию, которую можно представить диполем или комбинацией мультиполей низких порядков. Такого рода магнитные поля были найдены лишь у нескольких типов звезд: это химически пекулярные звезды Главной последовательности (СР звезды) (~кГс), белые карлики (~МГс) и субкарлики (~кГс). В этом смысле о других звездах часто говорят, как о "немагнитных", при этом подразумевается что на этих звездах глобальные, т. е. охватывающие всю поверхность звезды, магнитные поля либо отсутствуют, либо слишком слабы для их обнаружения, хотя, например, у холодных красных карликов обнаруживаются поля величиной несколько кГс, покрывающие несколько десятков процентов поверхности звезды.
Магнитные химически пекулярные звезды исследуются достаточно давно. Одним из мировых лидеров в этой области является САО РАН, где, начиная с 1976г., регулярно проводятся наблюдения по данной тематике. В настоящее время собран уже достаточно большой материал, позволяющий объяснить основные свойства СР звезд. Так, твердо установлено, что на-

вычисляется по формуле (Бэбкок, 1967)
2тгтесДА'
Ве = е А^г’
где те — масса электрона, с — скорость света, е — заряд электрона, ДА' — смещение между линиями с разной поляризацией, А — длина полны, г — эффективный фактор Ланде спектральной линии.
На практике, однако, длину волны измеряют в ангстремах (1А = 10“10 м), а эффективное магнитное поле, имеющее размерность магнитной индукции, — в гауссах (1 Гс = 10_4Тл). Подставив константы и перейдя к новым единицам измерения, получим

Ве = 1.07 • Ю12^-. (1.6)

Эффективный фактор Ланде х спектральной линии характеризует ее чувствительность к магнитному полю и вычисляется по формуле
Яи Я1 . («А» ф)(*А* "Ь ~Ь 1) /-, «
+ 4 .
где Таким образом, в описанном методе измеряется эффективное магнитное поле Ве, которое является усредненной по диску звезды продольной составляющей магнитного поля. Величина Ве будет изменяться при вращении звезды, что является геометрическим эффектом, не имеющим отношения к физическому изменению величины магнитного поля. При этом максимальная величина Ве достигается, когда продольная составляющая магнитного поля преобладает на диске звезды, т. е. когда звезда повернута к наблюдателю одним из магнитных полюсов.
Типичное магнитное поле Ар и Вр звезд дает величину Ве ~ 1000 Гс. Из формулы (1.6) для длины волны 5000 А и среднего фактора Ланде, равного 1.23 (Романюк, 1984), получаем ДА'^0.03 А. Типичная точность, которой