Магнитные звёзды

Благодаря трехмерному численному моделированию немецкие астрофизики приблизились к разгадке тайн звезд с особо сильными магнитными полями, занимавших умы ученых в течение полувека.

Научные работники Института астрофизики им. Макса Планка (Max Planck Institute for Astrophysics in Garching) объявили о том, что им удалось раскрыть загадку так называемых "магнитных звёзд" - звёзд с особо сильными магнитными полями, происхождение которых оставалось открытым вопросом на протяжении целых 50 лет (то есть с момента их обнаружения астрофизиками).

Благодаря трёхмерному численному моделированию сотрудникам Института Макса Планка удалось выяснить пространственное строение сильнейших магнитных полей, наблюдаемых на поверхности так называемых магнитных звёзд класса А и магнитных белых карликов, а также выяснить, каким образом эти магнитные поля сохраняются на протяжении всей жизни звёзд.

Существуют три типа магнитных звёзд. Первый - это звёзды типа А, они же "нормальные звёзды" с массой в 2-10 раз больше массы нашего Солнца с магнитным полем "классической" конфигурации (как у обычного прямоугольного магнита). Примером такой звезды является Алиот (эпсилон Большой Медведицы, звезда у основания ручки Большого ковша). Ко второму типу относятся белые карлики, к третьему - так называемые magnetars, нейтронные звёзды с мощнейшими магнитными полями.

Характерной особенностью "магнитных звёзд" является гладкость и статичность их магнитных полей, в отличие от, например, Солнца, чьё магнитное поле не слишком сильно, дискретно и постоянно изменяется.

Изначально, то есть с момента обнаружения магнитных звёзд 50 лет назад, существовало две конкурирующие гипотезы относительно происхождения их магнитных полей. Первая утверждала, что источником таковых являются конвекционные потоки внутри самих звёзд (как известно, именно таким образом формируется магнитное поле у Земли); согласно второй гипотезе, магнитные поля звёзд являются реликтовыми остатками полей внутри газовых облаков, из которых эти звёзды образовывались.

Подтвердилась, собственно, вторая теория. Главной проблемой оставалась пространственная конфигурация: каким образом магнитное поле сохраняется неизменным на протяжении всей жизни звезды? Все прежние варианты конфигурации демонстрировали, так сказать, "профнепригодность": смоделированные в соответствии с ними магнитные поля оказывались нестабильными и с годами должны были исчезнуть.

Учёные пришли к выводу, что для подтверждения самой жизнеспособности "реликтовой" теории необходимо соблюдение двух критериев. Во-первых, внутри самих звёзд должны существовать магнитные поля со стабильной конфигурацией, что само по себе не слишком очевидно, учитывая изменчивый, текучий характер звёздного материала. Во-вторых, это магнитное поле должно быть каким-то образом связано с конфигурацией того поля, которое наличествовало у звезды в момент его рождения.

Учёным удалось найти такую конфигурацию благодаря трёхмерному численному моделированию, при котором магнитное поле прошло от изначально нестабильного до финального устойчивого состояния.

Как выяснилось, стабильное магнитное поле всегда имеет одну и ту же форму: торус, образованный переплетающимися линиями (магнитные поля похожего вида применяются в современных экспериментах с контролируемым термоядерным синтезом).

Приведённая иллюстрация демонстрирует результат проведённого моделирования.

На изображениях слева видно, что силовые линии внутри звезды, переплетаясь друг вокруг друга, образуют кольцо (обозначено синим цветом), и сдерживают и стабилизируют другие линии магнитного поля, пробивающиеся сквозь поверхность звезды (обозначены красным). Схематический рисунок в правом нижнем углу и изображение звезды в разрезе в правом верхнем более наглядно демонстрируют устройство магнитного поля.

Со временем (на протяжении сотен миллионов лет), под воздействием удельного сопротивления звезды, магнитное поле постепенно вытесняется наружу, затем искривляется, приобретая форму полоски на теннисном мячике, и исчезает.