книги / Физика и философия подобия от преонов до метагалактик
..pdf102 |
§17. Магнитные поля звезд |
Коэффициент КРРзадает прямую (нижняя на рисунке 28), на которой должна на ходитьсяточка, соответствующая звездному ящерному магнетону (в атомных системах ядерный магнетон является характерным магнитным моментом атомных ящер). Точка 2 магнитного момента и полного спина Солнца лежит практически на нижней пря мой, так что с учетом подобия Солнце и атомные ядра имеют одинаковые магнитные свойства. Из рисунка 28также видно, что магнитные звезды (обозначены Ар) находят ся выше нижней прямой, демонстрируя при малых спинах значительные магнитные моменты.
Для характеристики обычных немагнитных звезд в Таблице 32 приведены пара метры для звезде массами 1,5; 2,2; 5 и 9,4Мс. Экваториальные скорости вращения звезд взяты из рисунка 20, меньшие скорости соответствуют звездам галактического фона, большие скорости — более молодым звездам в скоплениях. Для всех звезд на пряженность магнитного поля на поверхности предполагалась равной 800-8000 А/м.
Таблица 32 Средние параметры немагнитных звезд главной последовательности.
Масса, |
Радиус, |
VE, км/с |
^ л о 30 |
/,1 0 41 |
Обозначение |
|
M s /M c |
*s/*c |
Дж/Тл |
Д ж с |
на рис. 28 |
||
|
||||||
1,5 |
1,4 |
12-40 |
4 ,7 -4 7 |
3 ,5 -1 2 |
А |
|
2,2 |
1,87 |
125-160 |
11,2-112 |
7 2 -9 2 |
В |
|
5 |
3,4 |
127-177 |
67,6 - 676 |
302-421 |
С |
|
9,4 |
4,9 |
133-158 |
202-2020 |
8 5 7 - 1020 |
D |
С учетом разброса спина и магнитного момента обычным (немагнитным) звездам главной последовательности в Таблице 32 соответствуют четырехугольники на рисун ке 28 , обозначенные буквами А, В, С, D. Все они примыкают к нижней прямой для звездного ядерного магнетона, показывая близкие или несколько меньшие магнит ные свойства.
Необходимо добавить, что звезды, как и Солнце, могут периодически менять по лярность своего магнитного поля. Поданным [96], анализ межпланетного магнитного поля и солнечных пятен показывает, что вектор диполя глобального магнитного поля Солнца поворачивается в течении цикла каждые 11 лет, так что на стадии максималь ной активности пятен остается только тороидальное поле, а осесимметричного поля нет. Известно, что магнитные моменты четно-четных ядер (при четном числе протонов Z H четном числе нейтронов# = A - Z , гдеА —массовое число) в основном состоянии скомпенсированы и равны нулю, а в возбужденных состояниях пропорци ональны спину. Четно-нечетные и нечетно-четные ядра имеют магнитный момент, отличный от нуля, как в основном, так и в возбужденных состояниях. Согласно дан ным [2], современными методами измерения магнитных моментов можно проводить измерения в ядрах с временем жизни возбужденного состояния до 10-12 — 1(Г13 секунд. Для времен более 1СГ8 секунд наиболее разработанным методом является ядерный магнитный резонанс, при этом вдостижимых магнитных полях частота резо нанса составляет порядка 107 Гц. Четно-четные ядра как самые устойчивые преобла дают в природе, поэтому число нуклидов с нескомпенсированными магнитными моментами относительно невелико. В § 20, посвященном распространенности хими ческих элементов и звезд, будет показано, что в космосе преобладают звезды, соответ ствующие четно-четным нуклидам. Отсюда естественным образом вытекает положение о том, что число магнитных звезд не должно быть большим.
§17. Магнитные поля звезд |
103 |
б) Белые карлики.
Среди вырожденных компактных обьектов белые карлики (БК) имеют наиболь шие размеры (почти в 1000 раз больше чем у нейтронных звезд), однако слабый блеск и размытые спектры значительно осложняют их исследование.
Приведем некоторые наблюдательные факты поданным из [55], [236], [285], [318]. БК встречаются в широком диапазоне от спектрального класса О до раннего М и имеют большой разброс температур: самыми холодными БК являются G 128-7 и ВРМ 4729 с температурами 5800 и 5500 К, а самыми горячими HZ 43 и Feige 24 с температурами (50 — 60)*103 К. Светимости наблюдаемых БК находятся в пределах от 10~4 до 1 Lc (Lc — светимость Солнца). Предполагаемые массы гелиевых БК типа DB ограничены сверху величиной 0,4 МС9 минимальные массы менее 0,27 Мс. Для двойной системы Т Leo оценка массы БК дает 0,16-0,2 Мс согласно [346], в Гиадах БК имеют массы 0,6 — 1,2 Мс [259].
Теоретические оценки радиусов дают предельные значения от 1,1-Ю7 метра для легких БК до 8,8*105 метра для самых массивных БК, что неплохо коррелируете резу льтатами определения радиусов, полученных при изучении распределения энергий в спектрах, профилей линий и цвета (то есть из определения гравитационного ускоре ния и температуры поверхности).
AMCVn и PG 1346+082 представляют собой образцы тесныхдвойных, состоящих из одних БК и имеющих экстремально короткие периоды орбитального вращения — 33 и 25 минут соответственно.
Скорости собственного экваториального вращения Кsin/ большинства БК не превышают 60 км/с, обычно < 40 км/с. БК в двойных системах типа ZZ Ceti (Кита) имеют вращательные скорости 0,4 — 8 км/с, а магнитные БК могут вращаться еще медленнее. В некоторых случаях отмечается высокая стабильность периода перемен ности излучения, возникающего из-за вращения: у Ross 548 скорость изменения пе риода равна 10“11, а у DQ Her — 7*10“13.
Напряженность магнитного поля находится в пределах 10s — 107 А/м у немагнит ных БК и 108 — 2,5* Ю10 А/м у магнитных БК. Основными способами измерения
магнитного поля являются квадратичный эффект Зеемана, зеемановская круговая поляризация внутри спектральных линий и круговая поляризация в непрерывном спектре. Некоторые магнитные БК являются источниками рентгеновского излуче ния, возникающего при аккреции вещества от вторичного компонента в звездных па рах, при этом возможно ускорение вращения БК за счет момента импульса падающего вещества.
Параметры некоторых БК по данным из [29], [55], [125], [168], [225], [236], [318], [326], [346], [356] приведены в Таблицах 33а и 336, некоторые ссылки указаны внутри Таблиц дополнительно.
|
Параметры некоторых белых карликов. |
Таблица 33а |
||||
|
|
|||||
Название |
Масса, М с |
Радиус, Rc |
Тэфф*К |
Период, с |
Ищх, А/м |
|
аС М аВ |
0,98 |
0,023 |
10000 |
|
|
|
Сириус В |
1,053 |
0,0078 |
32000 |
|
|
|
[367] |
|
|
||||
|
|
|
|
|
||
2 2Ег1 |
0,45 |
0,016 |
16900 |
1,76-105 |
<1,6-105 |
|
40 Эридана В |
[236] |
|||||
|
|
|
|
104 |
|
§17. Магнитные поля звезд |
|
|
|
|
|
Таблица 33а. Продолжение. |
|
Название |
Масса, M c |
Радиус, Rc |
Период, c |
И щ х’А/м |
G 175-34 |
0,64 |
0,0115 |
7050 |
|
Stein 2051 В |
1356) |
|
|
|
V471Tauri |
0,72 |
0,01 |
|
|
|
0,79 |
0,012 |
|
|
|
1214] |
[214] |
|
|
GKPer |
0,9 |
|
351? |
|
|
1 |
0,004 |
|
|
|
[214] |
[214] |
|
|
aC M iB |
|
|
|
|
ПроционВ |
0,65 |
0,01 |
|
|
V1500Cyg |
|
|
11847 |
|
HZ 29 |
|
|
[146] |
|
AmCVn |
<0,4 |
|
525 |
|
|
|
|
или 1980 |
|
van Maanen 2 |
0,46 |
0,0138 |
5500 |
|
EG 5 |
1356] |
|
|
|
Ross 640 |
0,5 |
0,0133 |
8500 |
|
EG 119 |
[356] |
|
. |
|
Определение периодов вращений белых карликов не всегда является простой и од нозначной задачей. Так, согласно [39] для PG1159-035 период вращения, составляю щий 1,38 суток, был определен из наблюдений колебаний поверхности на 125 частотах (периоды колебаний от 385 до 1000 секунд). Поверхностные волны, распространяю щиеся в направлениях запад-восток и восток-запад относительно вращения звезды, имеют для наблюдателя на Земле несколько различающиеся частоты, что и позволяет по их биениям найти период вращения белого карлика.
Таблица 336 Параметры некоторых белых карликов с сильными магнитными полями.
Название |
Масса, M c |
Радиус, Rc |
К |
Период, с |
н шх>A/и |
L 795-7 |
|
|
22000 |
7920 |
2,8-10’ |
Feige7 |
|
|
[252] |
||
|
|
|
|
||
G 195-19 |
|
0,013 |
8000 |
1,15-10s |
8-10' |
Grw +70° 8247 |
0,98 |
0,0083 |
12000 |
>1,3-106 |
2,4-10'° |
EG 129 |
1356] |
[225] |
|
[225] |
1,84-10” j |
Am Her |
1 |
0,009 |
50000 [214] I |
11160 |
|
3U 1809+50 |
|
§17. Магнитные поля звезд |
|
105 |
||
|
|
|
|
Таблица 336. Продолжение. |
|
Название |
Масса, M c |
Радиус, Rc |
T*», к |
Период, с |
^ MAX9 |
AEAqr |
0,9 |
|
|
33,08? |
>8-10’ |
AOPsk |
|
|
|
805,14 [152] |
> 8*109 |
Н2252-035 |
|
|
|
||
|
|
|
|
|
|
GD -90 |
|
|
13000 |
|
4-10" |
G 99-37 |
|
|
6000 |
>105 |
<8-10* |
G 99-47 |
|
|
5600 |
|
1,2-10’ |
W Puppis |
1 |
|
9000 [214] |
6000 |
2,5-10'° |
BPM2S114 |
|
|
25000 |
2,4510s |
<3,2-10’ |
DQ Her |
0,62 |
0,008 [214] |
|
71,07 |
< Ю10 |
PG 1015+01 |
|
|
10000 |
5925 |
>8-10* |
LP 790-29 |
|
|
8600 |
|
8-10’ |
LP 44-113 |
0,78 |
0,01 |
|
|
|
G 240-72 |
[356] |
|
6000 |
|
>8-10” |
GD 229 |
|
|
20000 |
> 8 1 0 4 |
2 ,M 0 ‘° |
Двойные наименования некоторых БК связаны с тем, что они либо имеют собст венные имена, либо обозначены разными исследователями по своей классификации. Массы и радиусы БК указаны по отношению к Солнцу, приведены также эффектив ные температуры поверхности, периоды собственного вращения и напряженность магнитного поля.
Для построения зависимости «магнитный момент — спин» вычислим отдельно эти величины для магнитных и немагнитных БК, считая, что разброс масс 0,16 — 1,2 М с и радиусов 1,6-107—3,7*107 метров одинаков для обоих типов БК. Спин найдем по формуле:
/ = KMVR,
где М — масса БК, К— экваториальная скорость,
Я — радиус, коэффициент К возьмем равным 0,2 согласно [247].
Для оценки магнитного момента используем выражение (117) при Q= 0:
Рм = 2пН Я \
где Я — напряженность магнитного поля.
Предположим, что разброс возможных скоростей экваториального вращения бо
льшинства |
немагнитных БК равен 1 — 60 км/с, а магнитное поле на полюсе |
Я = 8104 - |
8-105 А/м. Тогда при спине 1039 - 1,М04,Дж*с магнитный момент будет |
равен2,5-1025 - 2*1028Дж/Тл.
У магнитных БК скорость вращения может быть очень низкой и очень большой, последнее возможно при наличии аккреции вещества в двойных системах, когда мо мент импульса падающего вещества передается БК. Примем пределы для скоростей от 0,02 км/с до теоретически предельного значения 1000 км/с, магнитные поля Я от
106 |
§17. Магнитные поля звезд |
Рис. 29. Распределение магнитных моментов и спинов магнитных и немагнитных белых карли ков. Две модели Земли и наклонные прямые соответствуют рисунку 28.
108 до 2,51010 А/м. В результате получим следующее: спин магнитных БК находится в пределах 2-1037 - 2-1042 Дж-с, а магнитный момент — 3-1028 - 6*1032 Дж/Тл. Зависи мость «магнитный момент — спин» для БК приведена на рисунке 29 в виде двух пря моугольников, наложенных на прямые, соответствующие звездному ядерному магнетону (нижняя прямая) и звездному магнетону Бора (верхняя прямая). Несмотря на всю неточность наших знаний, видно, что центр распределения магнитных БК ле жит возле верхней прямой, а немагнитных БК — возле нижней прямой, аналогично распределению невырожденных звезд на рисунке 28. Для сравнения приведены зна чения магнитного момента и спина ядра Земли (модель 1, Таблица 29) и Земли в целом (модель 2, Таблица 28).
в) Нейтронные звезды.
Активное исследование нейтронных звезд началось в 1967 году, когда они были отождествлены с только что открытыми пульсарами. По характеру излучения пульса ры можно классифицировать следующим образом:
1. Радиопульсары. Излучают короткие импульсы в радиодиапазоне с очень стаби льной частотой (равной частоте вращения звезды). Периоды между импульсами — от 1,558 миллисекунд у PSR 1937+214 до 4,308 секунд у PSR 1845-19 [218]. Среднее значение периода пульсаров (по выборке более сотни пульсаров) составляет 0,83 секунды. Оценка экваториальной скорости вращения PSR 1937+214 дает (при радиу
се звезды порядка 10 км ) величину около 40000 к м /с . Все радиопульсары замедляют свое вращение за счет магнитодипольных потерь. Характерное время замедления
tSD = 0 5 Г лежит в пределах от нескольких тысяч до сотен миллионов лет, здесь Т — dTjdt
период между импульсами радиопульсара, dT/dt — скорость увеличения периода. Масса нейтронной звезды с наилучшей точностью измерена в двойном пульсаре
§17. Магнитные поля звезд |
107 |
PSR1913+16, состоящем из двух нейтронных звезд. Массы компонент пары прибли зительно одинаковы и составляют 1,41 Мс с погрешностью до 0,06 Мс [360]. Величина напряженности магнитного поля у полюсов радиопульсаров в среднем составляет 8-1013 А/м. У большинства пульсаров ось магнитного диполя отклонена от оси враще ния на 20° [157]. Основная часть наблюдаемых пульсаров сконцентрирована в галак тической плоскости в слое толщиной около 300 парсек. Пространственные скорости их велики — для быстрых пульсаров средние скорости 200 км/с, усреднение по всем пульсарам дает 30-40 км/с [116], [222]. Некоторые пульсары однозначно связаны с остатками взрывов сверхновых (например, PSR 0531+21 в Крабовидной туманности и PSR 0833-45 в созвездии Парусов). Внастоящее время открыто более 1000пульсаров.
2. Маломассивные рентгеновские звезды. Это двойные системы, содержащие ней тронную звезду и спутнике массой менее 2,5 Мс. Рентгеновское излучение обеспечи вается за счет аккреции вещества спутника на нейтронную звезду.
2.1.Рентгеновские пульсары. Системы типа Н егХ -1 ,4 U 1626-67, с хорошо опре деленными периодами следования импульсов. У некоторых рентгеновских звезд пе риодичность не обнаруживается, что может быть следствием закрытия звезды плазменным облаком.
2.2.Барстеры. Дают частые рентгеновские вспышки (с характерными промежут ками между ними порядка часов и суток) за счет сгорания водорода и гелия на поверх
ности звезды. Светимости при вспышке З-Ю30 - З-iO31 Вт, общая излучаемая энергия 31031 - З-Ю32 Дж, средняя светимость между вспышками Ю30 Вт. Вторичные
компоненты звездных пар с барстерами обычно имеют спектральные классы G- К и массы 0,4-1 Л/с , периоды орбитального вращения от 11 минут до 3,4 суток. Барстеры часто встречаются в шаровых скоплениях (приблизительно треть известного числа), в галактическом гало и принадлежат ко II типу населения звезд. Считается, что сами барстеры — это старые нейтронные звезды, имеющие небольшие магнитные поля — Н порядка 8-1011 А/м [55]. Согласно [278], масса и радиус барстера МХВ 1636-536 имеют следующие значения: М= 1,45 Л/с, R = 10,3 км.
2.3. Рентгеновские новые. Довольно редкие объекты типа АО 535+26. Дают вспышки мягкого рентгеновского излучения в течении нескольких недель, затем за молкают на месяцы, годы или десятилетия.
3. Массивные рентгеновские звезды. Спутником в двойной системе является, как правило, сверхгигант с массой > 15 Мс. Характерные объекты: SMC Х -1, Cen Х -3, GX 301-2, Vela Х -1. Периоды импульсов большинства рентгеновских пульсаров ле жат в пределах 0,7 — 800 секунд. Общее количество рентгеновских звезд в Галактике невелико — около 100. В отличие от радиопульсаров, периоды рентгеновских пульса ров уменьшаются со временем, что можно объяснить передачей момента импульса от падающего на звезду вещества. Магнитные поля рентгеновских звезд в целом больше, чем у радиопульсаров. Оценки магнитного поля по линиям в спектре рентгеновских пульсаров, которые интерпретируются как линии излучения или поглощения на пер вых гармониках циклотронной частоты, дают:
Я = 4,810м А/м для ХегХ-1 [364],
Н = 1,610м А/м для 4U 0115+634 [370] и для 4U 1626-67 [345].
4. Гамма-барстеры. Дают непродолжительные, очень мощные импульсы мягкого гамма-излучения. Почти все импульсы (по выборке из нескольких сотен) получены из разных источников , откуда следует, что возможный период повторения импульсов для одного источника должен составлять десятки лет. Предполагается, что источни ками импульсов являются очень старые нейтронные звезды [222].
108 |
§17. Магнитные поля звезд |
Авторы работы (327] подразделили пульсары на две популяции, F и S , исходя из следующих различий:
Параметр |
ДляР |
Д ляв |
Высота нал плоскостью Галактики, z, парсек |
120 |
350 и более |
Скорости VZi км/с |
50 |
150 |
Периоды импульсов, с |
<0,2 |
0,5 и более |
Период рождения в Галактике, годы |
200 |
100 |
Магнитное поле, относительные единицы |
2 |
1 |
Для радиопульсаров оценку магнитных полей можно сделать с помощью диаграм мы «скорость замедления периода — период», приведенной на рисунке 30 по [123]. Будем считать, что периоды большинства пульсаров изменяются от 0,1 до 4 секунд со средним значением 0,83 секунды, а скорость замедления периода dT/dt изменяется от 2,5-10“17 до 2-10"13 со средним значением 2,2-10'15. Тогда для среднего возраста пульса ров получим такую оценку:
Т
6*Юблет.
2 dT/dt
Согласно [23] , приравняем потери |
вращательной энергии пульсара потерям на |
||
магнитодипольное излучение (формула |
приведена в системе единиц СГС): |
||
- Ё ж = |
= |
4^ 2J dT = 32л 4 Л6 В2 |
|
dt |
^ dt |
7° dt |
3сгТА ’ |
здесь Евр — энергия вращения звезды, У — момент инерции,
2 л <о—угловая частота вращения, ш = — ,
R — радиус звезды,
В —магнитная индукция на магнитном полюсе, в системе единиц СГС величина В имеет ту же размерность, что и напряженность магнитного поля Я,
с— скорость света,
Т— период вращения.
Магнитный момент Рм, радиус R и магнитное поле можно связать формулой (117):
В = Я = — в системе СГС ,
Я = Л/ В = р0 Н —в системе единиц СИ, 2яД 3’
здесь fi0 — магнитная постоянная.
Подставляя это выражение в формулу магнитодипольных потерь и переходя в сис
тему единиц СИ, получим: |
|
|
|
3 /7 V |
dT |
(129) |
|
Рм = ( 8л 2 fio |
dt ■),/2. |
||
|
Будем считать, что средний момент инерции нейтронной звезды J = 1038 кг-м2 согласно [218]. Тогда по (129) можно найти пределы изменения магнитного момента Рмдля большинства радиопульсаров из рисунка 30. Данные для расчета, включающие
§17. Магнитные поля звезд |
109 |
период Т%скорость изменения периода dT/dt, а также результаты в виде магнитного момента Рм и спина / приведены в Таблице 34.
|
|
|
|
|
Таблица 34 |
|
Магнитные моменты н спиныдля распределения радиопульсаров. |
|
|||||
I, С |
dT/dt, 1 0 '7 |
Рм, 10и Дж/Тл |
/,1 0 м Д ж с |
|||
0,1 |
2,5 |
|
2,53 |
|
62,8 |
|
0,1 |
20000 |
|
226 |
|
62,8 |
|
4 |
2,5 |
|
16 |
|
1,57 |
|
4 |
20000 |
|
1400 |
|
1,57 |
|
0,83 |
220 |
|
68 |
|
7,6 |
|
Спин нейтронной звезды определялся по формуле: |
|
|
|
|||
|
/ = Jo> = J — . |
|
|
|
(130) |
|
|
|
Т |
|
|
|
|
В нижней строчке Таблицы 34 при |
|
Т-----------•—I—•—•—•—'—г- |
|
|||
ведены данные, усредненные по всем |
|
|
||||
,g ( " L ) |
Crab* |
160*9-88 |
|
. |
||
пульсарам из рисунка 30. Магнитные |
|
|||||
-13 |
|
VelS • * |
• |
* . |
||
моменты и спины радиопульсаров, по |
' * |
|
||||
лученные в Таблице 34, показаны кре |
-14 |
|
|
|
* |
|
стиками на рисунке 31, образуя |
|
|
|
|
||
четырехугольник с |
центральной точ |
-15 |
|
|
|
|
кой , показывающей среднее значение.
Для сравнения приведены магнитные |
-15 |
1953+29 |
|
^ С \ й * 2г * |
|
. |
‘ I * •* |
||||
моменты Земли и Солнца, их полные |
|
Т |
• |
•> |
|
спины и спины их ядер (см. рисунки |
-17 |
||||
|
• |
|
|||
24, 25, 28). Нижняя прямая соответст |
|
1913+16 |
• 1952+29 |
||
вует звездному ядерному магнетону, а |
-18 |
|
|
||
|
• |
||||
верхняя — звездному магнетону Бора |
|
|
0655+64 |
||
(смотри (127), (128)), при этом верхняя |
—18- • 1937+21 |
|
|
||
прямая пересекает точки для некото |
-20 |
|
|
lg T ,C |
|
рых рентгеновских пульсаров (значе |
-----------,--1---- ч---------1-----------,--1-------------- |
||||
ния их магнитных моментов показаны |
|
|
|
|
|
в пределах ошибок согласно Таблице |
Рис. 30. Диаграмма «скорость замедления периода |
||||
35). Периоды вращения рентгеновских |
dT |
|
|
|
|
пульсаров в Таблице 35 взяты из [116], |
--------период вращения 7V согласно [123] для |
||||
для величин масс и магнитных момен |
dt |
|
|
|
|
радиопульсаров. |
|
|
тов сделаны ссылки на литературные источники. Спин вычислялся по фор муле (130).
п о |
§17. Магнитные поля звезд |
Рис. 31. Распределение магнитных моментов пульсаров относительно их спина. Крестиками выделен прямоугольникдля радиопульсаров по Таблице 34, точки и вертикальные прямые пока зывают разброс значений магнитных моментов рентгеновских пульсаров из Таблицы 35. Модели Земли, Солнца и наклонные прямые соответствуют рисунку 28.
|
Параметры некоторых рентгеновских пульсаров. |
Таблица 35 |
|||
|
|
||||
Название |
Масса, |
Г, с |
Рм, 10м Дж/Тл |
/, 1035 Д ж с |
|
M s/M c |
|||||
|
|
|
|
||
SMCX-1 |
г,2-4,г [123] |
0,71 |
1 [116] |
8840 |
|
|
1[218] |
|
0,5 [280], [281] |
|
|
|
2,5 [55] |
|
|
|
|
НегХ-1 |
1 [123] |
1,24 |
0,6 [116] |
5060 |
|
|
1,46 [218] |
|
0,47 [280],[281] |
|
|
|
1,3 [55] |
|
|
|
|
4U 0115+63 |
|
3,61 |
1-3, 5 [116] |
1740 |
|
СепХ -3 |
1,07 [218] |
4,84 |
2-5,7 [116] |
1300 |
|
|
0,7 [55] |
|
|
|
|
А 0535+26 |
|
104 |
15 [116] |
60 |
|
|
|
|
3,3 [280], [281] |
|
|
G X 1+4 |
1,5 [55] |
122 |
180 [116] |
51 |
|
|
|
|
0,93 [280], [281] |
|
|
GX 304-1 |
|
272 |
140 [116] |
23 |
|
§17. Магнитные поля звезд |
111 |
|||
|
|
|
Таблица 35. Продолжение. |
||
Название |
Масса, |
Г, с |
Ру, 10” Дж/Тл |
/, 10й Дж-с |
|
M s /M c |
|||||
|
|
|
|
||
VelaX -l |
1,35-1,9 [123] |
283 |
3-120(116] |
22 |
|
|
1,6 [55J |
|
|
|
|
1Е1145-61 |
|
297 |
260 [116] |
21 |
|
GX 301-2 |
|
696 |
0,3-394(280], (281] |
9 |
|
ХРег |
|
835 |
35 (116] |
7,5 |
|
|
|
|
4,8 (280], (281] |
|
Положение рентгеновских пульсаров показано на рисунке 31 точками, вертикаль ные линии обозначают неточность в определении магнитного момента. Часть рентге новских пульсаров оказалась рядом с прямоугольником радиопульсаров, другая часть медленных рентгеновских пульсаров с большими магнитными полями — рядом с верхней прямой для идеальных планет-аналогов электронов (прямой для звездного магнетона Бора). Отметим, что спины практически всех пульсаров меньше величины звездной постоянной h s (98):
/ < h s = 2,8-Ю41 Дж-с.
Только миллисекундные пульсары имеют спин порядка hs. Например, для PSR 1937+214периодсоставляет 1,558миллисекунд,ипри/= 1038кг-м2спин / будет равен:
I = l ^ L = ФЮ41 Дж-с.
т
Согласно [277] наименьший возможный период вращения нейтронной звездыдля всехрассматриваемых уравнений состояния вещества равен 0,000628 секунд, что все го в 2,5 раза меньше, чем у PSR 1937+214.
г) Распределение звезд по магнитным свойствам.
Проведенный выше анализ показывает, что все звезды, включая звезды главной последовательности, белые карлики, нейтронные звезды и, вероятно, звезды в проме жуточных состояниях — субгиганты, гиганты, ядра планетарных туманностей, разби ваются на две группы — магнитные и немагнитные звезды. При этом оказывается, что в координатах «магнитный момент — спин» магнитные звезды (а также ядра планет) находятся вблизи прямой, вычисленной по теории подобия для звездного магнетона Бора (в атомных системах наибольшими магнитными свойствами обладает электрон с магнитным моментом порядка магнетона Бора). В то же время немагнитные звезды лежат рядом с прямой, проведенной для звездного ядерного магнетона (ядерный магнетон является единицей магнитного момента магнитных атомных ядер).
Таким образом, разделение атомных ядер на магнитные (четно-нечетные и нечетно-четные) и немагнитные четно-четные ядра соответствует разделению звезд на магнитные и немагнитные звезды. Известно, что в природе преобладают изотопы с четно-четными ядрами. Для иллюстрации этого факта проведем разделение атомных ядер на магнитные и немагнитные по данным из [171], где дана распространенность