1

Поляризованный свет в астрофизике I

Бердюгин А

Обсерватория Туорлы Университет г Турку Финляндия

2

Поляризация света определения и термины

Астрофизика ndash в чем заключается ее принципиальное отличие от других етественных наук

Невозможность провести исследование rdquoна местеrdquo иили в лаборатории

Исключение планеты солнечной системы (планетология)

Астрофизики не могут исследовать звезды и галактики подобно планетологам

Рroxima Centauri M31 (туманность Андромеды)

4243 св лет 25 106 св лет

4 1013 км 24 1019 км

267615 ae 16 1011 ае

5461 расстояний от Солнца до Плутона 33 109 расстояний от Солнца до Плутона

Электромагнитное излучение (свет) ndash единственное что доступно астрофизикам для исследования

Предельно слабая звезда различимая глазом на небе m = 65 зв вел

Самый яркий квазар m = 13 зв вел (в 400 раз слабее)

Самая слабая звезда доступная для наблюдений с VLT m = 26 зв вел (в 63 млн раз слабее)

Астрофизика имеет возможность изучать физические процессы которые невозможно реализовать в

земной лаборатории

3

Поляризация света определения и термины

Основные виды излучения (источники света)

Тепловое Нетепловое

звезды нагретый газ циклотронное и синхротронное

излучение флуорисценция

индуцированное излучение

Отраженное (рассеянное) Поверхность планет межзвездный газ и пыль

Поглощение света

селективное полное атмосферы звезд межзвездная пыль и планет межзвездный газ

Гамма-излучение (G-ray) lt 001 nm ( gt 100 keV) Рентгеновское (X-ray) 01 ndash 10 nm (10 eV ndash 120 keV)Ультрафиолетовое (UV) 10 ndash 400 nm (3 eV ndash 124 eV)Видимый свет (optical) 038 ndash 076 мкм Инфракрасное (IR) 065 ndash 20 мкм Радио 300 kHz ndash 300 GHz (100 m ndash 1 mm)

4

Поляризация света определения и термины

Параметры характеризующие эл-магн излучение (свет)

Длина волны λ (частота ν) λ = c ν E = hc λ

Интенсивность I (поток излучения измеряемый в эргсек см2 )

Поляризация P ndash преимущественное направление колебаний

электромагнитной волны

Монохроматичное излучение одиночный заряд

осциллирующий в определенной плоскости

Астрофизики регистрируют и изучают свет в определенном

диапазоне длин волн (спектральном диапазоне) Для них

важно знать распределение интенсивности и поляризации

света с длинной волны

Это дает информацию о свойствах излучающего

поглощающего и рассеивающего свет вещества а также

позволяет изучать свойства магнитного и гравитационного

полей которые воздействуют на излучениеОптические спектры звезды G3V (Солнце вверху) и M5V (Проксима Центавра внизу)

5

Поляризация света определения и термины

Электрическое поле монохроматичной гармонической плоской волны

Ax Ay - две ортогональные компоненты (моды) эл вектора - разность фаз

Ax Ay = 0 ndash линейная поляризация

Ax = Ay = 2 ndash круговая поляризация

Ax Ay 0 2 ndash эллиптичная поляризация

6

Поляризация света определения и термины

Параметры Стокса (Джордж Стокс 1852 г)

Поляризационный эллипс азимутальный угол эллиптичность = arctg (ab)Углы и + 180 не отличимы

Параметры Стокса описывают полностью эллиптично поляризованный свет через его полную интенсивность IP и параметры и

S0 = IP

S1 = IP cos2 cos2 = Q

S2 = IP sin2 cos2 = U абсолютные параметры Стокса S3 = IP sin2 = V

В общем случае частично поляризованный свет интенсивности I удобно представить как сумму

1) полностью неполяризованного света интенсивности I ndash IP

2) полностью эллиптично поляризованного света интенсивности

IP = (Q 2+ U 2 + V 2 )frac12

PL = (Q 2+ U 2 )frac12 I степень линейной поляризации (0 ndash 100)

= frac12 arctg (UQ ) угол линейной поляризации (0o ndash 180o)

PC = V I степень круговой поляризации (-100 ndash +100)

QI UI VI нормированные параметры Стокса (q u v )

7

Поляризация света в повседневной жизни

Поляроид простейшее поляризационное устройство и анализатор лин поляризации

Кристаллы гепатита (йодохинин сульфат) заключенные в прозрачную полимерную пленку или нанесенные на стеклянную подложку Кристаллы строго ориентированы в одном направлении дихроизм ndash преимущественное поглощение света поляризованного в направлении параллельном ориентации осей кристаллов

Свет отраженный от неметаллических поверхностей (вода стекло) частично линейно поляризован Вращаемый поляризационный фильтр позволяет полностью или частично подавить отраженный свет

Солнечный свет рассеянный в земной атмосфере также линейно поляризован Вращаемый поляризационный фильтр позволяет сделать более насыщенным синий цвет неба

Способность различать линейно поляризованный свет есть у некоторых насекомых и птиц

8

Анализаторы поляризованного излучения для оптического спектрального диапазона

Двойное лучепреломление в кристаллах

(открыто Бартолиусом в 1669 объяснено Гюйгенсом в 1670)

В некоторых кристаллах ортогонально поляризованные компоненты эл-магн излучения распространяются с разной скоростью (birefringence)n = ne ndash no (o ndash ordinary e ndash extraordinary) Требования к идеальному анализатору пропускает свет в широком диапазоне длин волн n одинаков в широком диапазоне длин волн не вносит искажений и аберраций в изображение выходного зрачка телескопа одинаковая длина оптического пути для o и e ndash лучей полностью неполяризованный луч света интенсивности I разлагает на два 100-ных поляризованных луча

интенсивности Iе и Io так что I = Iе + Io

Чаще всего используются

Кальцит ndash легко доступен большое значение n для 04 ndash 12 мкм

Флюорид ndash прочен для шлифовки прозрачен от 011 до 75 мкм

Material no ne n

Beryl Be3Al2(SiO3)6 1602 1557 -0045

calcite CaCO3 1658 1486 -0172

calomel Hg2Cl2 1973 2656 +0683

ice H2O 1309 1313 +0004

lithium niobate LiNbO3 2272 2187 -0085

magnesium fluorid MgF2 1380 1385 +0006

quartz SiO2 1544 1553 +0009

ruby Al2O3 1770 1762 -0008

rutile TiO2 2616 2903 +0287

Кристалл кальцита на листе бумаги

Двойное лучепреломление в одноосных кристаллах для света с длиной волны 059 мкм

2

Поляризация света определения и термины

Астрофизика ndash в чем заключается ее принципиальное отличие от других етественных наук

Невозможность провести исследование rdquoна местеrdquo иили в лаборатории

Исключение планеты солнечной системы (планетология)

Астрофизики не могут исследовать звезды и галактики подобно планетологам

Рroxima Centauri M31 (туманность Андромеды)

4243 св лет 25 106 св лет

4 1013 км 24 1019 км

267615 ae 16 1011 ае

5461 расстояний от Солнца до Плутона 33 109 расстояний от Солнца до Плутона

Электромагнитное излучение (свет) ndash единственное что доступно астрофизикам для исследования

Предельно слабая звезда различимая глазом на небе m = 65 зв вел

Самый яркий квазар m = 13 зв вел (в 400 раз слабее)

Самая слабая звезда доступная для наблюдений с VLT m = 26 зв вел (в 63 млн раз слабее)

Астрофизика имеет возможность изучать физические процессы которые невозможно реализовать в

земной лаборатории

3

Поляризация света определения и термины

Основные виды излучения (источники света)

Тепловое Нетепловое

звезды нагретый газ циклотронное и синхротронное

излучение флуорисценция

индуцированное излучение

Отраженное (рассеянное) Поверхность планет межзвездный газ и пыль

Поглощение света

селективное полное атмосферы звезд межзвездная пыль и планет межзвездный газ

Гамма-излучение (G-ray) lt 001 nm ( gt 100 keV) Рентгеновское (X-ray) 01 ndash 10 nm (10 eV ndash 120 keV)Ультрафиолетовое (UV) 10 ndash 400 nm (3 eV ndash 124 eV)Видимый свет (optical) 038 ndash 076 мкм Инфракрасное (IR) 065 ndash 20 мкм Радио 300 kHz ndash 300 GHz (100 m ndash 1 mm)

4

Поляризация света определения и термины

Параметры характеризующие эл-магн излучение (свет)

Длина волны λ (частота ν) λ = c ν E = hc λ

Интенсивность I (поток излучения измеряемый в эргсек см2 )

Поляризация P ndash преимущественное направление колебаний

электромагнитной волны

Монохроматичное излучение одиночный заряд

осциллирующий в определенной плоскости

Астрофизики регистрируют и изучают свет в определенном

диапазоне длин волн (спектральном диапазоне) Для них

важно знать распределение интенсивности и поляризации

света с длинной волны

Это дает информацию о свойствах излучающего

поглощающего и рассеивающего свет вещества а также

позволяет изучать свойства магнитного и гравитационного

полей которые воздействуют на излучениеОптические спектры звезды G3V (Солнце вверху) и M5V (Проксима Центавра внизу)

5

Поляризация света определения и термины

Электрическое поле монохроматичной гармонической плоской волны

Ax Ay - две ортогональные компоненты (моды) эл вектора - разность фаз

Ax Ay = 0 ndash линейная поляризация

Ax = Ay = 2 ndash круговая поляризация

Ax Ay 0 2 ndash эллиптичная поляризация

6

Поляризация света определения и термины

Параметры Стокса (Джордж Стокс 1852 г)

Поляризационный эллипс азимутальный угол эллиптичность = arctg (ab)Углы и + 180 не отличимы

Параметры Стокса описывают полностью эллиптично поляризованный свет через его полную интенсивность IP и параметры и

S0 = IP

S1 = IP cos2 cos2 = Q

S2 = IP sin2 cos2 = U абсолютные параметры Стокса S3 = IP sin2 = V

В общем случае частично поляризованный свет интенсивности I удобно представить как сумму

1) полностью неполяризованного света интенсивности I ndash IP

2) полностью эллиптично поляризованного света интенсивности

IP = (Q 2+ U 2 + V 2 )frac12

PL = (Q 2+ U 2 )frac12 I степень линейной поляризации (0 ndash 100)

= frac12 arctg (UQ ) угол линейной поляризации (0o ndash 180o)

PC = V I степень круговой поляризации (-100 ndash +100)

QI UI VI нормированные параметры Стокса (q u v )

7

Поляризация света в повседневной жизни

Поляроид простейшее поляризационное устройство и анализатор лин поляризации

Кристаллы гепатита (йодохинин сульфат) заключенные в прозрачную полимерную пленку или нанесенные на стеклянную подложку Кристаллы строго ориентированы в одном направлении дихроизм ndash преимущественное поглощение света поляризованного в направлении параллельном ориентации осей кристаллов

Свет отраженный от неметаллических поверхностей (вода стекло) частично линейно поляризован Вращаемый поляризационный фильтр позволяет полностью или частично подавить отраженный свет

Солнечный свет рассеянный в земной атмосфере также линейно поляризован Вращаемый поляризационный фильтр позволяет сделать более насыщенным синий цвет неба

Способность различать линейно поляризованный свет есть у некоторых насекомых и птиц

8

Анализаторы поляризованного излучения для оптического спектрального диапазона

Двойное лучепреломление в кристаллах

(открыто Бартолиусом в 1669 объяснено Гюйгенсом в 1670)

В некоторых кристаллах ортогонально поляризованные компоненты эл-магн излучения распространяются с разной скоростью (birefringence)n = ne ndash no (o ndash ordinary e ndash extraordinary) Требования к идеальному анализатору пропускает свет в широком диапазоне длин волн n одинаков в широком диапазоне длин волн не вносит искажений и аберраций в изображение выходного зрачка телескопа одинаковая длина оптического пути для o и e ndash лучей полностью неполяризованный луч света интенсивности I разлагает на два 100-ных поляризованных луча

интенсивности Iе и Io так что I = Iе + Io

Чаще всего используются

Кальцит ndash легко доступен большое значение n для 04 ndash 12 мкм

Флюорид ndash прочен для шлифовки прозрачен от 011 до 75 мкм

Material no ne n

Beryl Be3Al2(SiO3)6 1602 1557 -0045

calcite CaCO3 1658 1486 -0172

calomel Hg2Cl2 1973 2656 +0683

ice H2O 1309 1313 +0004

lithium niobate LiNbO3 2272 2187 -0085

magnesium fluorid MgF2 1380 1385 +0006

quartz SiO2 1544 1553 +0009

ruby Al2O3 1770 1762 -0008

rutile TiO2 2616 2903 +0287

Кристалл кальцита на листе бумаги

Двойное лучепреломление в одноосных кристаллах для света с длиной волны 059 мкм

3

Поляризация света определения и термины

Основные виды излучения (источники света)

Тепловое Нетепловое

звезды нагретый газ циклотронное и синхротронное

излучение флуорисценция

индуцированное излучение

Отраженное (рассеянное) Поверхность планет межзвездный газ и пыль

Поглощение света

селективное полное атмосферы звезд межзвездная пыль и планет межзвездный газ

Гамма-излучение (G-ray) lt 001 nm ( gt 100 keV) Рентгеновское (X-ray) 01 ndash 10 nm (10 eV ndash 120 keV)Ультрафиолетовое (UV) 10 ndash 400 nm (3 eV ndash 124 eV)Видимый свет (optical) 038 ndash 076 мкм Инфракрасное (IR) 065 ndash 20 мкм Радио 300 kHz ndash 300 GHz (100 m ndash 1 mm)

4

Поляризация света определения и термины

Параметры характеризующие эл-магн излучение (свет)

Длина волны λ (частота ν) λ = c ν E = hc λ

Интенсивность I (поток излучения измеряемый в эргсек см2 )

Поляризация P ndash преимущественное направление колебаний

электромагнитной волны

Монохроматичное излучение одиночный заряд

осциллирующий в определенной плоскости

Астрофизики регистрируют и изучают свет в определенном

диапазоне длин волн (спектральном диапазоне) Для них

важно знать распределение интенсивности и поляризации

света с длинной волны

Это дает информацию о свойствах излучающего

поглощающего и рассеивающего свет вещества а также

позволяет изучать свойства магнитного и гравитационного

полей которые воздействуют на излучениеОптические спектры звезды G3V (Солнце вверху) и M5V (Проксима Центавра внизу)

5

Поляризация света определения и термины

Электрическое поле монохроматичной гармонической плоской волны

Ax Ay - две ортогональные компоненты (моды) эл вектора - разность фаз

Ax Ay = 0 ndash линейная поляризация

Ax = Ay = 2 ndash круговая поляризация

Ax Ay 0 2 ndash эллиптичная поляризация

6

Поляризация света определения и термины

Параметры Стокса (Джордж Стокс 1852 г)

Поляризационный эллипс азимутальный угол эллиптичность = arctg (ab)Углы и + 180 не отличимы

Параметры Стокса описывают полностью эллиптично поляризованный свет через его полную интенсивность IP и параметры и

S0 = IP

S1 = IP cos2 cos2 = Q

S2 = IP sin2 cos2 = U абсолютные параметры Стокса S3 = IP sin2 = V

В общем случае частично поляризованный свет интенсивности I удобно представить как сумму

1) полностью неполяризованного света интенсивности I ndash IP

2) полностью эллиптично поляризованного света интенсивности

IP = (Q 2+ U 2 + V 2 )frac12

PL = (Q 2+ U 2 )frac12 I степень линейной поляризации (0 ndash 100)

= frac12 arctg (UQ ) угол линейной поляризации (0o ndash 180o)

PC = V I степень круговой поляризации (-100 ndash +100)

QI UI VI нормированные параметры Стокса (q u v )

7

Поляризация света в повседневной жизни

Поляроид простейшее поляризационное устройство и анализатор лин поляризации

Кристаллы гепатита (йодохинин сульфат) заключенные в прозрачную полимерную пленку или нанесенные на стеклянную подложку Кристаллы строго ориентированы в одном направлении дихроизм ndash преимущественное поглощение света поляризованного в направлении параллельном ориентации осей кристаллов

Свет отраженный от неметаллических поверхностей (вода стекло) частично линейно поляризован Вращаемый поляризационный фильтр позволяет полностью или частично подавить отраженный свет

Солнечный свет рассеянный в земной атмосфере также линейно поляризован Вращаемый поляризационный фильтр позволяет сделать более насыщенным синий цвет неба

Способность различать линейно поляризованный свет есть у некоторых насекомых и птиц

8

Анализаторы поляризованного излучения для оптического спектрального диапазона

Двойное лучепреломление в кристаллах

(открыто Бартолиусом в 1669 объяснено Гюйгенсом в 1670)

В некоторых кристаллах ортогонально поляризованные компоненты эл-магн излучения распространяются с разной скоростью (birefringence)n = ne ndash no (o ndash ordinary e ndash extraordinary) Требования к идеальному анализатору пропускает свет в широком диапазоне длин волн n одинаков в широком диапазоне длин волн не вносит искажений и аберраций в изображение выходного зрачка телескопа одинаковая длина оптического пути для o и e ndash лучей полностью неполяризованный луч света интенсивности I разлагает на два 100-ных поляризованных луча

интенсивности Iе и Io так что I = Iе + Io

Чаще всего используются

Кальцит ndash легко доступен большое значение n для 04 ndash 12 мкм

Флюорид ndash прочен для шлифовки прозрачен от 011 до 75 мкм

Material no ne n

Beryl Be3Al2(SiO3)6 1602 1557 -0045

calcite CaCO3 1658 1486 -0172

calomel Hg2Cl2 1973 2656 +0683

ice H2O 1309 1313 +0004

lithium niobate LiNbO3 2272 2187 -0085

magnesium fluorid MgF2 1380 1385 +0006

quartz SiO2 1544 1553 +0009

ruby Al2O3 1770 1762 -0008

rutile TiO2 2616 2903 +0287

Кристалл кальцита на листе бумаги

Двойное лучепреломление в одноосных кристаллах для света с длиной волны 059 мкм

4

Поляризация света определения и термины

Параметры характеризующие эл-магн излучение (свет)

Длина волны λ (частота ν) λ = c ν E = hc λ

Интенсивность I (поток излучения измеряемый в эргсек см2 )

Поляризация P ndash преимущественное направление колебаний

электромагнитной волны

Монохроматичное излучение одиночный заряд

осциллирующий в определенной плоскости

Астрофизики регистрируют и изучают свет в определенном

диапазоне длин волн (спектральном диапазоне) Для них

важно знать распределение интенсивности и поляризации

света с длинной волны

Это дает информацию о свойствах излучающего

поглощающего и рассеивающего свет вещества а также

позволяет изучать свойства магнитного и гравитационного

полей которые воздействуют на излучениеОптические спектры звезды G3V (Солнце вверху) и M5V (Проксима Центавра внизу)

5

Поляризация света определения и термины

Электрическое поле монохроматичной гармонической плоской волны

Ax Ay - две ортогональные компоненты (моды) эл вектора - разность фаз

Ax Ay = 0 ndash линейная поляризация

Ax = Ay = 2 ndash круговая поляризация

Ax Ay 0 2 ndash эллиптичная поляризация

6

Поляризация света определения и термины

Параметры Стокса (Джордж Стокс 1852 г)

Поляризационный эллипс азимутальный угол эллиптичность = arctg (ab)Углы и + 180 не отличимы

Параметры Стокса описывают полностью эллиптично поляризованный свет через его полную интенсивность IP и параметры и

S0 = IP

S1 = IP cos2 cos2 = Q

S2 = IP sin2 cos2 = U абсолютные параметры Стокса S3 = IP sin2 = V

В общем случае частично поляризованный свет интенсивности I удобно представить как сумму

1) полностью неполяризованного света интенсивности I ndash IP

2) полностью эллиптично поляризованного света интенсивности

IP = (Q 2+ U 2 + V 2 )frac12

PL = (Q 2+ U 2 )frac12 I степень линейной поляризации (0 ndash 100)

= frac12 arctg (UQ ) угол линейной поляризации (0o ndash 180o)

PC = V I степень круговой поляризации (-100 ndash +100)

QI UI VI нормированные параметры Стокса (q u v )

7

Поляризация света в повседневной жизни

Поляроид простейшее поляризационное устройство и анализатор лин поляризации

Кристаллы гепатита (йодохинин сульфат) заключенные в прозрачную полимерную пленку или нанесенные на стеклянную подложку Кристаллы строго ориентированы в одном направлении дихроизм ndash преимущественное поглощение света поляризованного в направлении параллельном ориентации осей кристаллов

Свет отраженный от неметаллических поверхностей (вода стекло) частично линейно поляризован Вращаемый поляризационный фильтр позволяет полностью или частично подавить отраженный свет

Солнечный свет рассеянный в земной атмосфере также линейно поляризован Вращаемый поляризационный фильтр позволяет сделать более насыщенным синий цвет неба

Способность различать линейно поляризованный свет есть у некоторых насекомых и птиц

8

Анализаторы поляризованного излучения для оптического спектрального диапазона

Двойное лучепреломление в кристаллах

(открыто Бартолиусом в 1669 объяснено Гюйгенсом в 1670)

В некоторых кристаллах ортогонально поляризованные компоненты эл-магн излучения распространяются с разной скоростью (birefringence)n = ne ndash no (o ndash ordinary e ndash extraordinary) Требования к идеальному анализатору пропускает свет в широком диапазоне длин волн n одинаков в широком диапазоне длин волн не вносит искажений и аберраций в изображение выходного зрачка телескопа одинаковая длина оптического пути для o и e ndash лучей полностью неполяризованный луч света интенсивности I разлагает на два 100-ных поляризованных луча

интенсивности Iе и Io так что I = Iе + Io

Чаще всего используются

Кальцит ndash легко доступен большое значение n для 04 ndash 12 мкм

Флюорид ndash прочен для шлифовки прозрачен от 011 до 75 мкм

Material no ne n

Beryl Be3Al2(SiO3)6 1602 1557 -0045

calcite CaCO3 1658 1486 -0172

calomel Hg2Cl2 1973 2656 +0683

ice H2O 1309 1313 +0004

lithium niobate LiNbO3 2272 2187 -0085

magnesium fluorid MgF2 1380 1385 +0006

quartz SiO2 1544 1553 +0009

ruby Al2O3 1770 1762 -0008

rutile TiO2 2616 2903 +0287

Кристалл кальцита на листе бумаги

Двойное лучепреломление в одноосных кристаллах для света с длиной волны 059 мкм

5

Поляризация света определения и термины

Электрическое поле монохроматичной гармонической плоской волны

Ax Ay - две ортогональные компоненты (моды) эл вектора - разность фаз

Ax Ay = 0 ndash линейная поляризация

Ax = Ay = 2 ndash круговая поляризация

Ax Ay 0 2 ndash эллиптичная поляризация

6

Поляризация света определения и термины

Параметры Стокса (Джордж Стокс 1852 г)

Поляризационный эллипс азимутальный угол эллиптичность = arctg (ab)Углы и + 180 не отличимы

Параметры Стокса описывают полностью эллиптично поляризованный свет через его полную интенсивность IP и параметры и

S0 = IP

S1 = IP cos2 cos2 = Q

S2 = IP sin2 cos2 = U абсолютные параметры Стокса S3 = IP sin2 = V

В общем случае частично поляризованный свет интенсивности I удобно представить как сумму

1) полностью неполяризованного света интенсивности I ndash IP

2) полностью эллиптично поляризованного света интенсивности

IP = (Q 2+ U 2 + V 2 )frac12

PL = (Q 2+ U 2 )frac12 I степень линейной поляризации (0 ndash 100)

= frac12 arctg (UQ ) угол линейной поляризации (0o ndash 180o)

PC = V I степень круговой поляризации (-100 ndash +100)

QI UI VI нормированные параметры Стокса (q u v )

7

Поляризация света в повседневной жизни

Поляроид простейшее поляризационное устройство и анализатор лин поляризации

Кристаллы гепатита (йодохинин сульфат) заключенные в прозрачную полимерную пленку или нанесенные на стеклянную подложку Кристаллы строго ориентированы в одном направлении дихроизм ndash преимущественное поглощение света поляризованного в направлении параллельном ориентации осей кристаллов

Свет отраженный от неметаллических поверхностей (вода стекло) частично линейно поляризован Вращаемый поляризационный фильтр позволяет полностью или частично подавить отраженный свет

Солнечный свет рассеянный в земной атмосфере также линейно поляризован Вращаемый поляризационный фильтр позволяет сделать более насыщенным синий цвет неба

Способность различать линейно поляризованный свет есть у некоторых насекомых и птиц

8

Анализаторы поляризованного излучения для оптического спектрального диапазона

Двойное лучепреломление в кристаллах

(открыто Бартолиусом в 1669 объяснено Гюйгенсом в 1670)

В некоторых кристаллах ортогонально поляризованные компоненты эл-магн излучения распространяются с разной скоростью (birefringence)n = ne ndash no (o ndash ordinary e ndash extraordinary) Требования к идеальному анализатору пропускает свет в широком диапазоне длин волн n одинаков в широком диапазоне длин волн не вносит искажений и аберраций в изображение выходного зрачка телескопа одинаковая длина оптического пути для o и e ndash лучей полностью неполяризованный луч света интенсивности I разлагает на два 100-ных поляризованных луча

интенсивности Iе и Io так что I = Iе + Io

Чаще всего используются

Кальцит ndash легко доступен большое значение n для 04 ndash 12 мкм

Флюорид ndash прочен для шлифовки прозрачен от 011 до 75 мкм

Material no ne n

Beryl Be3Al2(SiO3)6 1602 1557 -0045

calcite CaCO3 1658 1486 -0172

calomel Hg2Cl2 1973 2656 +0683

ice H2O 1309 1313 +0004

lithium niobate LiNbO3 2272 2187 -0085

magnesium fluorid MgF2 1380 1385 +0006

quartz SiO2 1544 1553 +0009

ruby Al2O3 1770 1762 -0008

rutile TiO2 2616 2903 +0287

Кристалл кальцита на листе бумаги

Двойное лучепреломление в одноосных кристаллах для света с длиной волны 059 мкм

6

Поляризация света определения и термины

Параметры Стокса (Джордж Стокс 1852 г)

Поляризационный эллипс азимутальный угол эллиптичность = arctg (ab)Углы и + 180 не отличимы

Параметры Стокса описывают полностью эллиптично поляризованный свет через его полную интенсивность IP и параметры и

S0 = IP

S1 = IP cos2 cos2 = Q

S2 = IP sin2 cos2 = U абсолютные параметры Стокса S3 = IP sin2 = V

В общем случае частично поляризованный свет интенсивности I удобно представить как сумму

1) полностью неполяризованного света интенсивности I ndash IP

2) полностью эллиптично поляризованного света интенсивности

IP = (Q 2+ U 2 + V 2 )frac12

PL = (Q 2+ U 2 )frac12 I степень линейной поляризации (0 ndash 100)

= frac12 arctg (UQ ) угол линейной поляризации (0o ndash 180o)

PC = V I степень круговой поляризации (-100 ndash +100)

QI UI VI нормированные параметры Стокса (q u v )

7

Поляризация света в повседневной жизни

Поляроид простейшее поляризационное устройство и анализатор лин поляризации

Кристаллы гепатита (йодохинин сульфат) заключенные в прозрачную полимерную пленку или нанесенные на стеклянную подложку Кристаллы строго ориентированы в одном направлении дихроизм ndash преимущественное поглощение света поляризованного в направлении параллельном ориентации осей кристаллов

Свет отраженный от неметаллических поверхностей (вода стекло) частично линейно поляризован Вращаемый поляризационный фильтр позволяет полностью или частично подавить отраженный свет

Солнечный свет рассеянный в земной атмосфере также линейно поляризован Вращаемый поляризационный фильтр позволяет сделать более насыщенным синий цвет неба

Способность различать линейно поляризованный свет есть у некоторых насекомых и птиц

8

Анализаторы поляризованного излучения для оптического спектрального диапазона

Двойное лучепреломление в кристаллах

(открыто Бартолиусом в 1669 объяснено Гюйгенсом в 1670)

В некоторых кристаллах ортогонально поляризованные компоненты эл-магн излучения распространяются с разной скоростью (birefringence)n = ne ndash no (o ndash ordinary e ndash extraordinary) Требования к идеальному анализатору пропускает свет в широком диапазоне длин волн n одинаков в широком диапазоне длин волн не вносит искажений и аберраций в изображение выходного зрачка телескопа одинаковая длина оптического пути для o и e ndash лучей полностью неполяризованный луч света интенсивности I разлагает на два 100-ных поляризованных луча

интенсивности Iе и Io так что I = Iе + Io

Чаще всего используются

Кальцит ndash легко доступен большое значение n для 04 ndash 12 мкм

Флюорид ndash прочен для шлифовки прозрачен от 011 до 75 мкм

Material no ne n

Beryl Be3Al2(SiO3)6 1602 1557 -0045

calcite CaCO3 1658 1486 -0172

calomel Hg2Cl2 1973 2656 +0683

ice H2O 1309 1313 +0004

lithium niobate LiNbO3 2272 2187 -0085

magnesium fluorid MgF2 1380 1385 +0006

quartz SiO2 1544 1553 +0009

ruby Al2O3 1770 1762 -0008

rutile TiO2 2616 2903 +0287

Кристалл кальцита на листе бумаги

Двойное лучепреломление в одноосных кристаллах для света с длиной волны 059 мкм

7

Поляризация света в повседневной жизни

Поляроид простейшее поляризационное устройство и анализатор лин поляризации

Кристаллы гепатита (йодохинин сульфат) заключенные в прозрачную полимерную пленку или нанесенные на стеклянную подложку Кристаллы строго ориентированы в одном направлении дихроизм ndash преимущественное поглощение света поляризованного в направлении параллельном ориентации осей кристаллов

Свет отраженный от неметаллических поверхностей (вода стекло) частично линейно поляризован Вращаемый поляризационный фильтр позволяет полностью или частично подавить отраженный свет

Солнечный свет рассеянный в земной атмосфере также линейно поляризован Вращаемый поляризационный фильтр позволяет сделать более насыщенным синий цвет неба

Способность различать линейно поляризованный свет есть у некоторых насекомых и птиц

8

Анализаторы поляризованного излучения для оптического спектрального диапазона

Двойное лучепреломление в кристаллах

(открыто Бартолиусом в 1669 объяснено Гюйгенсом в 1670)

В некоторых кристаллах ортогонально поляризованные компоненты эл-магн излучения распространяются с разной скоростью (birefringence)n = ne ndash no (o ndash ordinary e ndash extraordinary) Требования к идеальному анализатору пропускает свет в широком диапазоне длин волн n одинаков в широком диапазоне длин волн не вносит искажений и аберраций в изображение выходного зрачка телескопа одинаковая длина оптического пути для o и e ndash лучей полностью неполяризованный луч света интенсивности I разлагает на два 100-ных поляризованных луча

интенсивности Iе и Io так что I = Iе + Io

Чаще всего используются

Кальцит ndash легко доступен большое значение n для 04 ndash 12 мкм

Флюорид ndash прочен для шлифовки прозрачен от 011 до 75 мкм

Material no ne n

Beryl Be3Al2(SiO3)6 1602 1557 -0045

calcite CaCO3 1658 1486 -0172

calomel Hg2Cl2 1973 2656 +0683

ice H2O 1309 1313 +0004

lithium niobate LiNbO3 2272 2187 -0085

magnesium fluorid MgF2 1380 1385 +0006

quartz SiO2 1544 1553 +0009

ruby Al2O3 1770 1762 -0008

rutile TiO2 2616 2903 +0287

Кристалл кальцита на листе бумаги

Двойное лучепреломление в одноосных кристаллах для света с длиной волны 059 мкм

8

Анализаторы поляризованного излучения для оптического спектрального диапазона

Двойное лучепреломление в кристаллах

(открыто Бартолиусом в 1669 объяснено Гюйгенсом в 1670)

В некоторых кристаллах ортогонально поляризованные компоненты эл-магн излучения распространяются с разной скоростью (birefringence)n = ne ndash no (o ndash ordinary e ndash extraordinary) Требования к идеальному анализатору пропускает свет в широком диапазоне длин волн n одинаков в широком диапазоне длин волн не вносит искажений и аберраций в изображение выходного зрачка телескопа одинаковая длина оптического пути для o и e ndash лучей полностью неполяризованный луч света интенсивности I разлагает на два 100-ных поляризованных луча

интенсивности Iе и Io так что I = Iе + Io

Чаще всего используются

Кальцит ndash легко доступен большое значение n для 04 ndash 12 мкм

Флюорид ndash прочен для шлифовки прозрачен от 011 до 75 мкм

Material no ne n

Beryl Be3Al2(SiO3)6 1602 1557 -0045

calcite CaCO3 1658 1486 -0172

calomel Hg2Cl2 1973 2656 +0683

ice H2O 1309 1313 +0004

lithium niobate LiNbO3 2272 2187 -0085

magnesium fluorid MgF2 1380 1385 +0006

quartz SiO2 1544 1553 +0009

ruby Al2O3 1770 1762 -0008

rutile TiO2 2616 2903 +0287

Кристалл кальцита на листе бумаги

Двойное лучепреломление в одноосных кристаллах для света с длиной волны 059 мкм

9

Анализаторы поляризованного излучения для оптического спектрального диапазона

Плоско-параллельная пластинка кальцита срезаннаяпараллельно плоскости расслаивания Обеспечивает параллельное разведение е и о - лучей на величину d = 0109∙h где h ndash толщина пластинки ( для λ = 055)

Призма Волластона изготовленная из склеенных междусобой двух трехгранных кальцитовых призм с взаимно ортогональными оптическими осями Угол разведения е и о - лучей может быть в пределах 15o ndash 45o

Кальцитовая пластинка

Проста в изготовлении и эксплуатации

Обеспечивает параллельное разведение лучей

Неодинаковые потери на отражение для е и о - лучей Фокальные плоскости для е и о - лучей не совпадают

Призма Волластона

Высокая эффективность (поляризация е и о - лучей 999)

Широкое разведение лучей

Хорошее качество изображения

Близка по характеристикам к идеальному анализатору

Сложна и дорога в изготовлении

Требует бережного обращения при эксплуатации

10

Простейший астрофизический поляриметр

На анализатор падает свет характеризуемый параметрами Стокса I Q U и VИнтенсивность е и о - лучей на выходе из анализатора определяется как

Ie o (φ) = frac12(I plusmn Q cos 2φ plusmn U sin 2φ) где φ ndash угол положения оси анализатора относительно направления на северный полюс в небесной экваториальной системе координат Измерив интенсивности Ieo (φ) при положениях анализатора φ = 0o 45o 90o и 135o найдем

QI = [Io(0o) ndash Io(90o)] [Ie(0

o) + Ie(90o)]

UI = [Io(45o) ndash Io(135o)] [Ie(45o) + I e(135o)]

На практике вращать анализатор вместе с блоком регистрирующей аппаратуры неудобноУдобнее вращать плоскость поляризации падающего на анализатор светового луча

11

Фазовые пластники

Плоско-параллельная пластинка из кристалла с двойным лучепреломлением срезанная так что оптическая ось (направление в котором ne минимален) параллельна поверхности падающего луча

Свет поляризованный вдоль оси распространяется медленнее чем ортогонально поляризованный

Такая пластинка вносит разность фаз (retardence) между поляризованными компонентами света

= 2 (ne ndash no)sλ s ndash толщина пластинки λ ndash длина волны

= λ 2 ndash разница в длине пути

Пластинка с = 2 называемая четверть-волновой трансформирует свет с круговой

поляризацией I = |V | в линейно поляризованный с I = (Q2 + U2)frac12

Чтобы измерить круговую поляризацию нужно поместить такую пластинку перед анализатором и измерить интенсивность Ieo (φ) в двух ее положениях φ = 45o и 135o

Пластинка с = называемая полуволновой поворачивает плоскость поляризации линейно

поляризованного света Если - угол между положением анализатора и осью полуволновой

пластинки то плоскость поляризации света после прохождения через нее повернется на 2 Вместо того чтобы вращать сам анализатор можно поместить перед ним пластинку и измерить

интенсивность Ieo (φ) в четырех ее положениях φ = 0o 225o 45o 675o и 90o

12

Особенности астрополяриметрии

Высокие требования к качеству поляризационной оптики Ахроматичность Малая величина искажений вносимая в

изображение формируемое телескопом Высокая эффективность Малые потери на поглощение и отражение света

Необходимость минимализации и точного учета

инструментальной поляризации Недопустимость наклонных отражений в оптике

телескопа кассегрен несмитт кудэ Обязательная калибровка поляриметра

наблюдения поляризованных и

неполяризованных стандартных звезд

Высокие требования к количеству зарегистрированных фотонов

σP = 100 2(SN) SN ndash отношение сигнала к шуму

Для объекта c mV asymp 16 нужно ge 4 часов наблюдений на VLT для того чтобы измерить поляризацию с точностью 02

VLT ndash (Very Large Telescope) Европейской Южной Обсерватории (ESO ПараналЧили)Диаметр главного зеркала телескопа - 8 м

13

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Фотометр ndash прибор для измерения яркости объекта в нескольких широких или средних спектральных диапазонахшириной от 0001 - 0003 мкм ( 10 - 20 Aring) до 002 ndash 005 мкм (200 - 500 Aring)

Для выделения широких участков спектра используются светофильтры из цветного стекла

Для выделения узких участков спектра ( lt 200 Aring) используются интерференционные фильтры

В качестве детекторов излучения используются

фотоумножители (ФЭУ) быстрый отклик (возможна модуляция с частотой в 10 ndash 50 Нz)

малый квантовый выход (от 2 ndash 5 до 10 ndash 20) APDs ndash до 80

чувствительны в узком спектральном диапазоне

одноэлементный детектор (одна регистрирующая ячейка)

СCD камеры высокий квантовый выход (до 80)

широкий спектральный диапазон

многоэлементный (сотовый) детектор

значительное время считывания сигнала (от нескольких секунд до нескольких десятков секунд)

14

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Спектрограф прибор для исследования распределения энергии в спектре объекта

Разрешающая сила спектрографа R = λλ

У спектрографов низкого и среднего разрешения R =

1500 ndash 10000

У спектрографов высокого разрешения (Эшелле) R asymp

100000 ndash 150000

Спектрограф используется для определения хим состава излучающего и поглощающего свет вещества (по спектральным эмиссионным и абсорбционным линиям)

измерения лучевых скоростей (по допплеровскому смещению спектральных линий)

определению скоростей вращения звезд и плотностей их атмосфер (по уширению профилей спектральных линий)

15

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Фотометр с поляризационным блоком

(фазовая пластинка + анализатор) становится фотополяриметром прибором для измерения поляризации в нескольких спектральных диапазонах (фотометрических полосах)

Переменность поляризации излучения в полосе B взаимодействующей двойной звезды SX Cas показанная в зависимости от фазы орбитального периода 365 дней

Модель объясняющая наблюдаемую переменностьполяризации SX Cas Вещество с холодной звезды-гиганта течет к горячему компаньону образуя вокругнего аккреционный диск с горячим пятном на краюПеременная поляризация возникает в результате рассеяния света на газе из которого состоит диск

16

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Спектрограф с поляризационным блоком

становиться спектрополяриметром прибором для исследования распределения поляризации в спектре излучения объекта

Магнитные белые карлики звезды размером с планету массой порядка массы Солнца и с магнитным полем напряженностью от 100 кG до ~ 500 MG

Спектрополяриметрия дает возможность определить величину напряженности магнитного поля на поверхности звезды и исследовать Зеемановское расщепление спектральных линий при сильных полях не достижимых в современных физических лабораториях

Распределение интенсивности и поляризации излучения магнитного белогокарлика G99-37 в диапазоне длин волн 350 ndash 550 nm В спектре видны глубокие полосы поглощения молекул CH и C2 Круговая поляризация полосы CH меняется в пределах от 10 до -10 Полосы C2 не поляризованыМоделирование поляризации дает оценку поля на поверхности в 7 MG

17

Современные астрономические поляриметры

TurPol (Turku Polarimeter)V Piirola 1983

bull Фазовая пластинка ахроматичная 2 (или 4) вращающаяся между эспозициями

измерение q amp u одновременно Анализатор - кальцит два ортогонально

поляризованных изображений неба перекрываются исключается поляризация от неба

bull вращающийся модулятор (20Hz) + диафрагмы нет влияния от изменений прозрачности

bull детекторы ФЭУ один детектор для двух ортогонально поляризованных лучей нет систематических ошибок

5 полос измерения в UBVRI одновременноbull телескоп NOT (25 m Ла Палма) TP ~210ndash5

инструментальная поляризация очень малаbull Точность ограничена только количеством фотонов ~310ndash5 для экспозиции в 1 час для V~6m

Chopper

Focal plane

diaphragms

Field lens

Calciteblock

Detector

Retarder

2 or 4

18

Современные астрономические поляриметры

PlanetPol

Hough и др 2006

bull модулятор PEM быстрая модуляция (20 kHz)

нет влияния от изменения прозрачности анализатор призма Волластона с углом разведения 20 для изм поляризации прибор вращается на 45

q amp u измеряются одновременно

bull 2 канала звезда и небо измеряются разными детекторами возможны систематические ошибки

bull детекторы лавинные фотодиоды (APDs) с линзами Фабри (диаметр лучей 07mm)

высокий квантовый выход (до 80)

пик чувствительности ~800 nm

bull телескоп WHT (4 м Ла Палма) TP ~(1-2)10ndash5

инструментальная поляризация очень мала

bull точность ограничена только количеством фотонов

~10ndash6 для 6 мин экспозиции для V~0m

19

Современные астрономические поляриметры

DiPolPiirola 2003

управляемый через сеть телескоп (06 м) на Ла Пальма

детектор Apogee AP47p камера c Marconi CCD4-10 back illuminated thinned CCD (высокая чувствительность в синей области спектра) вращаемая супер-ахроматичная λ2 фазовая пластинка

анализатор кальцит толщиной в 05 мм (дает угловое разделение 115 arc sec в фокальной плоскости)

вращающаяся турель с фильтрами UBVR

точность измерений ~ 1 10ndash4 для звезд с V = 8m

единственный в мире поляриметр управляемый по сети

время доступное для наблюдений ограничено только погодой

20

Поляризованный свет в астрофизике II

Бердюгин АОбсерватория Туорлы Университет г Турку Финляндия

21

Поляризованное излучение в астрофизических объектах

Основные источники возникновения поляризованного излучения

Рассеяние света в газовых и пылевых оболочках вокруг звезд

Поляризация света звезд межзвездной пылью (межзвездная поляризация)

Поляризация света в атмосферах звезд в присутствии магнитного поля

(эффект Зеемана)

Поляризованное излучения электронов движущихся в магнитном поле (циклотронное и синхротронное излучение)

22

Межзвездная поляризация

Свет удаленных звезд (изначально не поляризованный) проходя через облака межзвездной пыли становится частично линейно поляризованным

Межзвездная поляризация была открыта в 1949 г (Hiltner Hall)

Несферичные пылевые частицы ориентированные межзвездным галактическим магнитным полем избирательно поглощают падающее на них излучение свет поляризованный параллельно большой полуоси пылинки поглощается сильнее чем свет поляризованный ортогонально (оптический дихроизм)

Межзвездная пыль поляризует свет в направлении параллельном направлению линий магнитного поля

Свет не только поляризует но и поглощает свет расположенных за нею звезд межзвездная поляризация и поглощение линейно корреллируют друг с другом

Пыль в Галактике концентрируется в ее экваториальной плоскости поглощение и поляризация в этом направлении растут с расстоянием очень быстро ( ~ 1 зв величины на 1000 пс)

Межзвездная пыль состоит из пылевых частиц разной природы графитовые пылинки силикатные и др

Исследование межзвездной поляризации важно для изучения свойств самой межзвездной пыли - размеры и форма пылинок их состав картографирования направлений галактического магнитного поля

23

Карта межзвездной поляризации всего неба (Mathewson amp Ford 1970)

24

Карта межзвездной поляризации на высоких галактических широтах

25

Магнитные поля в астрофизике

Космический магнетизм

Магнитное поле Галактики 000001 Gauss Солнечный ветер 000005 Gauss Межзвездные молекулярные облака 0001 Gauss Магнитное поле Земли на поверхности 1 Gauss Магнитное поле на Солнце 5 Gauss Магнитное поле массивной звезды 100 Gauss Игрушечный магнит 100 Gauss Солнечное пятно 1000 Gauss Юпитер 1000 Gauss Магнитная звезда (BD+54 2846 ) 12000 Gauss Магнитный белый карлик 1000000 Gauss Нейтронная звезда 1000000000000 Gauss Магнетар 1000000000000000 Gauss

Астрофизики имеют дело с полями отличающимися по напряженности на 20 порядков

26

Магнитные поля на звездах

Магнитное поле на Солнце

Напряженность поля на поверхности 3 ndash 5 GНапряженность поля в пятне 1000 G

Происхождение поля магнитное (солнечное) динамо Солнце ndash хороший проводник тока и магнитное поле на нем генерируется из-за того что разные его слои вращаются с разной скоростью

Полностью механизм действия солнечного динамо до сих пор не объяснен

Расщепление спектральной в присутствии продольного (вверху) и поперечного (внизу) магнитного поля Величинарасщепления зависит от напряженности поля и магнитной

чувствительности линии (фактора Ландэ) λ λ2g B

Изображение солнечного пятна с высоким разрешением Температура в пятне на 1500 K ниже чем в окружающей области фотосферы Магнитное поле в пятне препятствуетконвекции вещества и переносу тепла

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

10

Простейший астрофизический поляриметр

На анализатор падает свет характеризуемый параметрами Стокса I Q U и VИнтенсивность е и о - лучей на выходе из анализатора определяется как

Ie o (φ) = frac12(I plusmn Q cos 2φ plusmn U sin 2φ) где φ ndash угол положения оси анализатора относительно направления на северный полюс в небесной экваториальной системе координат Измерив интенсивности Ieo (φ) при положениях анализатора φ = 0o 45o 90o и 135o найдем

QI = [Io(0o) ndash Io(90o)] [Ie(0

o) + Ie(90o)]

UI = [Io(45o) ndash Io(135o)] [Ie(45o) + I e(135o)]

На практике вращать анализатор вместе с блоком регистрирующей аппаратуры неудобноУдобнее вращать плоскость поляризации падающего на анализатор светового луча

11

Фазовые пластники

Плоско-параллельная пластинка из кристалла с двойным лучепреломлением срезанная так что оптическая ось (направление в котором ne минимален) параллельна поверхности падающего луча

Свет поляризованный вдоль оси распространяется медленнее чем ортогонально поляризованный

Такая пластинка вносит разность фаз (retardence) между поляризованными компонентами света

= 2 (ne ndash no)sλ s ndash толщина пластинки λ ndash длина волны

= λ 2 ndash разница в длине пути

Пластинка с = 2 называемая четверть-волновой трансформирует свет с круговой

поляризацией I = |V | в линейно поляризованный с I = (Q2 + U2)frac12

Чтобы измерить круговую поляризацию нужно поместить такую пластинку перед анализатором и измерить интенсивность Ieo (φ) в двух ее положениях φ = 45o и 135o

Пластинка с = называемая полуволновой поворачивает плоскость поляризации линейно

поляризованного света Если - угол между положением анализатора и осью полуволновой

пластинки то плоскость поляризации света после прохождения через нее повернется на 2 Вместо того чтобы вращать сам анализатор можно поместить перед ним пластинку и измерить

интенсивность Ieo (φ) в четырех ее положениях φ = 0o 225o 45o 675o и 90o

12

Особенности астрополяриметрии

Высокие требования к качеству поляризационной оптики Ахроматичность Малая величина искажений вносимая в

изображение формируемое телескопом Высокая эффективность Малые потери на поглощение и отражение света

Необходимость минимализации и точного учета

инструментальной поляризации Недопустимость наклонных отражений в оптике

телескопа кассегрен несмитт кудэ Обязательная калибровка поляриметра

наблюдения поляризованных и

неполяризованных стандартных звезд

Высокие требования к количеству зарегистрированных фотонов

σP = 100 2(SN) SN ndash отношение сигнала к шуму

Для объекта c mV asymp 16 нужно ge 4 часов наблюдений на VLT для того чтобы измерить поляризацию с точностью 02

VLT ndash (Very Large Telescope) Европейской Южной Обсерватории (ESO ПараналЧили)Диаметр главного зеркала телескопа - 8 м

13

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Фотометр ndash прибор для измерения яркости объекта в нескольких широких или средних спектральных диапазонахшириной от 0001 - 0003 мкм ( 10 - 20 Aring) до 002 ndash 005 мкм (200 - 500 Aring)

Для выделения широких участков спектра используются светофильтры из цветного стекла

Для выделения узких участков спектра ( lt 200 Aring) используются интерференционные фильтры

В качестве детекторов излучения используются

фотоумножители (ФЭУ) быстрый отклик (возможна модуляция с частотой в 10 ndash 50 Нz)

малый квантовый выход (от 2 ndash 5 до 10 ndash 20) APDs ndash до 80

чувствительны в узком спектральном диапазоне

одноэлементный детектор (одна регистрирующая ячейка)

СCD камеры высокий квантовый выход (до 80)

широкий спектральный диапазон

многоэлементный (сотовый) детектор

значительное время считывания сигнала (от нескольких секунд до нескольких десятков секунд)

14

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Спектрограф прибор для исследования распределения энергии в спектре объекта

Разрешающая сила спектрографа R = λλ

У спектрографов низкого и среднего разрешения R =

1500 ndash 10000

У спектрографов высокого разрешения (Эшелле) R asymp

100000 ndash 150000

Спектрограф используется для определения хим состава излучающего и поглощающего свет вещества (по спектральным эмиссионным и абсорбционным линиям)

измерения лучевых скоростей (по допплеровскому смещению спектральных линий)

определению скоростей вращения звезд и плотностей их атмосфер (по уширению профилей спектральных линий)

15

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Фотометр с поляризационным блоком

(фазовая пластинка + анализатор) становится фотополяриметром прибором для измерения поляризации в нескольких спектральных диапазонах (фотометрических полосах)

Переменность поляризации излучения в полосе B взаимодействующей двойной звезды SX Cas показанная в зависимости от фазы орбитального периода 365 дней

Модель объясняющая наблюдаемую переменностьполяризации SX Cas Вещество с холодной звезды-гиганта течет к горячему компаньону образуя вокругнего аккреционный диск с горячим пятном на краюПеременная поляризация возникает в результате рассеяния света на газе из которого состоит диск

16

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Спектрограф с поляризационным блоком

становиться спектрополяриметром прибором для исследования распределения поляризации в спектре излучения объекта

Магнитные белые карлики звезды размером с планету массой порядка массы Солнца и с магнитным полем напряженностью от 100 кG до ~ 500 MG

Спектрополяриметрия дает возможность определить величину напряженности магнитного поля на поверхности звезды и исследовать Зеемановское расщепление спектральных линий при сильных полях не достижимых в современных физических лабораториях

Распределение интенсивности и поляризации излучения магнитного белогокарлика G99-37 в диапазоне длин волн 350 ndash 550 nm В спектре видны глубокие полосы поглощения молекул CH и C2 Круговая поляризация полосы CH меняется в пределах от 10 до -10 Полосы C2 не поляризованыМоделирование поляризации дает оценку поля на поверхности в 7 MG

17

Современные астрономические поляриметры

TurPol (Turku Polarimeter)V Piirola 1983

bull Фазовая пластинка ахроматичная 2 (или 4) вращающаяся между эспозициями

измерение q amp u одновременно Анализатор - кальцит два ортогонально

поляризованных изображений неба перекрываются исключается поляризация от неба

bull вращающийся модулятор (20Hz) + диафрагмы нет влияния от изменений прозрачности

bull детекторы ФЭУ один детектор для двух ортогонально поляризованных лучей нет систематических ошибок

5 полос измерения в UBVRI одновременноbull телескоп NOT (25 m Ла Палма) TP ~210ndash5

инструментальная поляризация очень малаbull Точность ограничена только количеством фотонов ~310ndash5 для экспозиции в 1 час для V~6m

Chopper

Focal plane

diaphragms

Field lens

Calciteblock

Detector

Retarder

2 or 4

18

Современные астрономические поляриметры

PlanetPol

Hough и др 2006

bull модулятор PEM быстрая модуляция (20 kHz)

нет влияния от изменения прозрачности анализатор призма Волластона с углом разведения 20 для изм поляризации прибор вращается на 45

q amp u измеряются одновременно

bull 2 канала звезда и небо измеряются разными детекторами возможны систематические ошибки

bull детекторы лавинные фотодиоды (APDs) с линзами Фабри (диаметр лучей 07mm)

высокий квантовый выход (до 80)

пик чувствительности ~800 nm

bull телескоп WHT (4 м Ла Палма) TP ~(1-2)10ndash5

инструментальная поляризация очень мала

bull точность ограничена только количеством фотонов

~10ndash6 для 6 мин экспозиции для V~0m

19

Современные астрономические поляриметры

DiPolPiirola 2003

управляемый через сеть телескоп (06 м) на Ла Пальма

детектор Apogee AP47p камера c Marconi CCD4-10 back illuminated thinned CCD (высокая чувствительность в синей области спектра) вращаемая супер-ахроматичная λ2 фазовая пластинка

анализатор кальцит толщиной в 05 мм (дает угловое разделение 115 arc sec в фокальной плоскости)

вращающаяся турель с фильтрами UBVR

точность измерений ~ 1 10ndash4 для звезд с V = 8m

единственный в мире поляриметр управляемый по сети

время доступное для наблюдений ограничено только погодой

20

Поляризованный свет в астрофизике II

Бердюгин АОбсерватория Туорлы Университет г Турку Финляндия

21

Поляризованное излучение в астрофизических объектах

Основные источники возникновения поляризованного излучения

Рассеяние света в газовых и пылевых оболочках вокруг звезд

Поляризация света звезд межзвездной пылью (межзвездная поляризация)

Поляризация света в атмосферах звезд в присутствии магнитного поля

(эффект Зеемана)

Поляризованное излучения электронов движущихся в магнитном поле (циклотронное и синхротронное излучение)

22

Межзвездная поляризация

Свет удаленных звезд (изначально не поляризованный) проходя через облака межзвездной пыли становится частично линейно поляризованным

Межзвездная поляризация была открыта в 1949 г (Hiltner Hall)

Несферичные пылевые частицы ориентированные межзвездным галактическим магнитным полем избирательно поглощают падающее на них излучение свет поляризованный параллельно большой полуоси пылинки поглощается сильнее чем свет поляризованный ортогонально (оптический дихроизм)

Межзвездная пыль поляризует свет в направлении параллельном направлению линий магнитного поля

Свет не только поляризует но и поглощает свет расположенных за нею звезд межзвездная поляризация и поглощение линейно корреллируют друг с другом

Пыль в Галактике концентрируется в ее экваториальной плоскости поглощение и поляризация в этом направлении растут с расстоянием очень быстро ( ~ 1 зв величины на 1000 пс)

Межзвездная пыль состоит из пылевых частиц разной природы графитовые пылинки силикатные и др

Исследование межзвездной поляризации важно для изучения свойств самой межзвездной пыли - размеры и форма пылинок их состав картографирования направлений галактического магнитного поля

23

Карта межзвездной поляризации всего неба (Mathewson amp Ford 1970)

24

Карта межзвездной поляризации на высоких галактических широтах

25

Магнитные поля в астрофизике

Космический магнетизм

Магнитное поле Галактики 000001 Gauss Солнечный ветер 000005 Gauss Межзвездные молекулярные облака 0001 Gauss Магнитное поле Земли на поверхности 1 Gauss Магнитное поле на Солнце 5 Gauss Магнитное поле массивной звезды 100 Gauss Игрушечный магнит 100 Gauss Солнечное пятно 1000 Gauss Юпитер 1000 Gauss Магнитная звезда (BD+54 2846 ) 12000 Gauss Магнитный белый карлик 1000000 Gauss Нейтронная звезда 1000000000000 Gauss Магнетар 1000000000000000 Gauss

Астрофизики имеют дело с полями отличающимися по напряженности на 20 порядков

26

Магнитные поля на звездах

Магнитное поле на Солнце

Напряженность поля на поверхности 3 ndash 5 GНапряженность поля в пятне 1000 G

Происхождение поля магнитное (солнечное) динамо Солнце ndash хороший проводник тока и магнитное поле на нем генерируется из-за того что разные его слои вращаются с разной скоростью

Полностью механизм действия солнечного динамо до сих пор не объяснен

Расщепление спектральной в присутствии продольного (вверху) и поперечного (внизу) магнитного поля Величинарасщепления зависит от напряженности поля и магнитной

чувствительности линии (фактора Ландэ) λ λ2g B

Изображение солнечного пятна с высоким разрешением Температура в пятне на 1500 K ниже чем в окружающей области фотосферы Магнитное поле в пятне препятствуетконвекции вещества и переносу тепла

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

11

Фазовые пластники

Плоско-параллельная пластинка из кристалла с двойным лучепреломлением срезанная так что оптическая ось (направление в котором ne минимален) параллельна поверхности падающего луча

Свет поляризованный вдоль оси распространяется медленнее чем ортогонально поляризованный

Такая пластинка вносит разность фаз (retardence) между поляризованными компонентами света

= 2 (ne ndash no)sλ s ndash толщина пластинки λ ndash длина волны

= λ 2 ndash разница в длине пути

Пластинка с = 2 называемая четверть-волновой трансформирует свет с круговой

поляризацией I = |V | в линейно поляризованный с I = (Q2 + U2)frac12

Чтобы измерить круговую поляризацию нужно поместить такую пластинку перед анализатором и измерить интенсивность Ieo (φ) в двух ее положениях φ = 45o и 135o

Пластинка с = называемая полуволновой поворачивает плоскость поляризации линейно

поляризованного света Если - угол между положением анализатора и осью полуволновой

пластинки то плоскость поляризации света после прохождения через нее повернется на 2 Вместо того чтобы вращать сам анализатор можно поместить перед ним пластинку и измерить

интенсивность Ieo (φ) в четырех ее положениях φ = 0o 225o 45o 675o и 90o

12

Особенности астрополяриметрии

Высокие требования к качеству поляризационной оптики Ахроматичность Малая величина искажений вносимая в

изображение формируемое телескопом Высокая эффективность Малые потери на поглощение и отражение света

Необходимость минимализации и точного учета

инструментальной поляризации Недопустимость наклонных отражений в оптике

телескопа кассегрен несмитт кудэ Обязательная калибровка поляриметра

наблюдения поляризованных и

неполяризованных стандартных звезд

Высокие требования к количеству зарегистрированных фотонов

σP = 100 2(SN) SN ndash отношение сигнала к шуму

Для объекта c mV asymp 16 нужно ge 4 часов наблюдений на VLT для того чтобы измерить поляризацию с точностью 02

VLT ndash (Very Large Telescope) Европейской Южной Обсерватории (ESO ПараналЧили)Диаметр главного зеркала телескопа - 8 м

13

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Фотометр ndash прибор для измерения яркости объекта в нескольких широких или средних спектральных диапазонахшириной от 0001 - 0003 мкм ( 10 - 20 Aring) до 002 ndash 005 мкм (200 - 500 Aring)

Для выделения широких участков спектра используются светофильтры из цветного стекла

Для выделения узких участков спектра ( lt 200 Aring) используются интерференционные фильтры

В качестве детекторов излучения используются

фотоумножители (ФЭУ) быстрый отклик (возможна модуляция с частотой в 10 ndash 50 Нz)

малый квантовый выход (от 2 ndash 5 до 10 ndash 20) APDs ndash до 80

чувствительны в узком спектральном диапазоне

одноэлементный детектор (одна регистрирующая ячейка)

СCD камеры высокий квантовый выход (до 80)

широкий спектральный диапазон

многоэлементный (сотовый) детектор

значительное время считывания сигнала (от нескольких секунд до нескольких десятков секунд)

14

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Спектрограф прибор для исследования распределения энергии в спектре объекта

Разрешающая сила спектрографа R = λλ

У спектрографов низкого и среднего разрешения R =

1500 ndash 10000

У спектрографов высокого разрешения (Эшелле) R asymp

100000 ndash 150000

Спектрограф используется для определения хим состава излучающего и поглощающего свет вещества (по спектральным эмиссионным и абсорбционным линиям)

измерения лучевых скоростей (по допплеровскому смещению спектральных линий)

определению скоростей вращения звезд и плотностей их атмосфер (по уширению профилей спектральных линий)

15

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Фотометр с поляризационным блоком

(фазовая пластинка + анализатор) становится фотополяриметром прибором для измерения поляризации в нескольких спектральных диапазонах (фотометрических полосах)

Переменность поляризации излучения в полосе B взаимодействующей двойной звезды SX Cas показанная в зависимости от фазы орбитального периода 365 дней

Модель объясняющая наблюдаемую переменностьполяризации SX Cas Вещество с холодной звезды-гиганта течет к горячему компаньону образуя вокругнего аккреционный диск с горячим пятном на краюПеременная поляризация возникает в результате рассеяния света на газе из которого состоит диск

16

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Спектрограф с поляризационным блоком

становиться спектрополяриметром прибором для исследования распределения поляризации в спектре излучения объекта

Магнитные белые карлики звезды размером с планету массой порядка массы Солнца и с магнитным полем напряженностью от 100 кG до ~ 500 MG

Спектрополяриметрия дает возможность определить величину напряженности магнитного поля на поверхности звезды и исследовать Зеемановское расщепление спектральных линий при сильных полях не достижимых в современных физических лабораториях

Распределение интенсивности и поляризации излучения магнитного белогокарлика G99-37 в диапазоне длин волн 350 ndash 550 nm В спектре видны глубокие полосы поглощения молекул CH и C2 Круговая поляризация полосы CH меняется в пределах от 10 до -10 Полосы C2 не поляризованыМоделирование поляризации дает оценку поля на поверхности в 7 MG

17

Современные астрономические поляриметры

TurPol (Turku Polarimeter)V Piirola 1983

bull Фазовая пластинка ахроматичная 2 (или 4) вращающаяся между эспозициями

измерение q amp u одновременно Анализатор - кальцит два ортогонально

поляризованных изображений неба перекрываются исключается поляризация от неба

bull вращающийся модулятор (20Hz) + диафрагмы нет влияния от изменений прозрачности

bull детекторы ФЭУ один детектор для двух ортогонально поляризованных лучей нет систематических ошибок

5 полос измерения в UBVRI одновременноbull телескоп NOT (25 m Ла Палма) TP ~210ndash5

инструментальная поляризация очень малаbull Точность ограничена только количеством фотонов ~310ndash5 для экспозиции в 1 час для V~6m

Chopper

Focal plane

diaphragms

Field lens

Calciteblock

Detector

Retarder

2 or 4

18

Современные астрономические поляриметры

PlanetPol

Hough и др 2006

bull модулятор PEM быстрая модуляция (20 kHz)

нет влияния от изменения прозрачности анализатор призма Волластона с углом разведения 20 для изм поляризации прибор вращается на 45

q amp u измеряются одновременно

bull 2 канала звезда и небо измеряются разными детекторами возможны систематические ошибки

bull детекторы лавинные фотодиоды (APDs) с линзами Фабри (диаметр лучей 07mm)

высокий квантовый выход (до 80)

пик чувствительности ~800 nm

bull телескоп WHT (4 м Ла Палма) TP ~(1-2)10ndash5

инструментальная поляризация очень мала

bull точность ограничена только количеством фотонов

~10ndash6 для 6 мин экспозиции для V~0m

19

Современные астрономические поляриметры

DiPolPiirola 2003

управляемый через сеть телескоп (06 м) на Ла Пальма

детектор Apogee AP47p камера c Marconi CCD4-10 back illuminated thinned CCD (высокая чувствительность в синей области спектра) вращаемая супер-ахроматичная λ2 фазовая пластинка

анализатор кальцит толщиной в 05 мм (дает угловое разделение 115 arc sec в фокальной плоскости)

вращающаяся турель с фильтрами UBVR

точность измерений ~ 1 10ndash4 для звезд с V = 8m

единственный в мире поляриметр управляемый по сети

время доступное для наблюдений ограничено только погодой

20

Поляризованный свет в астрофизике II

Бердюгин АОбсерватория Туорлы Университет г Турку Финляндия

21

Поляризованное излучение в астрофизических объектах

Основные источники возникновения поляризованного излучения

Рассеяние света в газовых и пылевых оболочках вокруг звезд

Поляризация света звезд межзвездной пылью (межзвездная поляризация)

Поляризация света в атмосферах звезд в присутствии магнитного поля

(эффект Зеемана)

Поляризованное излучения электронов движущихся в магнитном поле (циклотронное и синхротронное излучение)

22

Межзвездная поляризация

Свет удаленных звезд (изначально не поляризованный) проходя через облака межзвездной пыли становится частично линейно поляризованным

Межзвездная поляризация была открыта в 1949 г (Hiltner Hall)

Несферичные пылевые частицы ориентированные межзвездным галактическим магнитным полем избирательно поглощают падающее на них излучение свет поляризованный параллельно большой полуоси пылинки поглощается сильнее чем свет поляризованный ортогонально (оптический дихроизм)

Межзвездная пыль поляризует свет в направлении параллельном направлению линий магнитного поля

Свет не только поляризует но и поглощает свет расположенных за нею звезд межзвездная поляризация и поглощение линейно корреллируют друг с другом

Пыль в Галактике концентрируется в ее экваториальной плоскости поглощение и поляризация в этом направлении растут с расстоянием очень быстро ( ~ 1 зв величины на 1000 пс)

Межзвездная пыль состоит из пылевых частиц разной природы графитовые пылинки силикатные и др

Исследование межзвездной поляризации важно для изучения свойств самой межзвездной пыли - размеры и форма пылинок их состав картографирования направлений галактического магнитного поля

23

Карта межзвездной поляризации всего неба (Mathewson amp Ford 1970)

24

Карта межзвездной поляризации на высоких галактических широтах

25

Магнитные поля в астрофизике

Космический магнетизм

Магнитное поле Галактики 000001 Gauss Солнечный ветер 000005 Gauss Межзвездные молекулярные облака 0001 Gauss Магнитное поле Земли на поверхности 1 Gauss Магнитное поле на Солнце 5 Gauss Магнитное поле массивной звезды 100 Gauss Игрушечный магнит 100 Gauss Солнечное пятно 1000 Gauss Юпитер 1000 Gauss Магнитная звезда (BD+54 2846 ) 12000 Gauss Магнитный белый карлик 1000000 Gauss Нейтронная звезда 1000000000000 Gauss Магнетар 1000000000000000 Gauss

Астрофизики имеют дело с полями отличающимися по напряженности на 20 порядков

26

Магнитные поля на звездах

Магнитное поле на Солнце

Напряженность поля на поверхности 3 ndash 5 GНапряженность поля в пятне 1000 G

Происхождение поля магнитное (солнечное) динамо Солнце ndash хороший проводник тока и магнитное поле на нем генерируется из-за того что разные его слои вращаются с разной скоростью

Полностью механизм действия солнечного динамо до сих пор не объяснен

Расщепление спектральной в присутствии продольного (вверху) и поперечного (внизу) магнитного поля Величинарасщепления зависит от напряженности поля и магнитной

чувствительности линии (фактора Ландэ) λ λ2g B

Изображение солнечного пятна с высоким разрешением Температура в пятне на 1500 K ниже чем в окружающей области фотосферы Магнитное поле в пятне препятствуетконвекции вещества и переносу тепла

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

12

Особенности астрополяриметрии

Высокие требования к качеству поляризационной оптики Ахроматичность Малая величина искажений вносимая в

изображение формируемое телескопом Высокая эффективность Малые потери на поглощение и отражение света

Необходимость минимализации и точного учета

инструментальной поляризации Недопустимость наклонных отражений в оптике

телескопа кассегрен несмитт кудэ Обязательная калибровка поляриметра

наблюдения поляризованных и

неполяризованных стандартных звезд

Высокие требования к количеству зарегистрированных фотонов

σP = 100 2(SN) SN ndash отношение сигнала к шуму

Для объекта c mV asymp 16 нужно ge 4 часов наблюдений на VLT для того чтобы измерить поляризацию с точностью 02

VLT ndash (Very Large Telescope) Европейской Южной Обсерватории (ESO ПараналЧили)Диаметр главного зеркала телескопа - 8 м

13

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Фотометр ndash прибор для измерения яркости объекта в нескольких широких или средних спектральных диапазонахшириной от 0001 - 0003 мкм ( 10 - 20 Aring) до 002 ndash 005 мкм (200 - 500 Aring)

Для выделения широких участков спектра используются светофильтры из цветного стекла

Для выделения узких участков спектра ( lt 200 Aring) используются интерференционные фильтры

В качестве детекторов излучения используются

фотоумножители (ФЭУ) быстрый отклик (возможна модуляция с частотой в 10 ndash 50 Нz)

малый квантовый выход (от 2 ndash 5 до 10 ndash 20) APDs ndash до 80

чувствительны в узком спектральном диапазоне

одноэлементный детектор (одна регистрирующая ячейка)

СCD камеры высокий квантовый выход (до 80)

широкий спектральный диапазон

многоэлементный (сотовый) детектор

значительное время считывания сигнала (от нескольких секунд до нескольких десятков секунд)

14

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Спектрограф прибор для исследования распределения энергии в спектре объекта

Разрешающая сила спектрографа R = λλ

У спектрографов низкого и среднего разрешения R =

1500 ndash 10000

У спектрографов высокого разрешения (Эшелле) R asymp

100000 ndash 150000

Спектрограф используется для определения хим состава излучающего и поглощающего свет вещества (по спектральным эмиссионным и абсорбционным линиям)

измерения лучевых скоростей (по допплеровскому смещению спектральных линий)

определению скоростей вращения звезд и плотностей их атмосфер (по уширению профилей спектральных линий)

15

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Фотометр с поляризационным блоком

(фазовая пластинка + анализатор) становится фотополяриметром прибором для измерения поляризации в нескольких спектральных диапазонах (фотометрических полосах)

Переменность поляризации излучения в полосе B взаимодействующей двойной звезды SX Cas показанная в зависимости от фазы орбитального периода 365 дней

Модель объясняющая наблюдаемую переменностьполяризации SX Cas Вещество с холодной звезды-гиганта течет к горячему компаньону образуя вокругнего аккреционный диск с горячим пятном на краюПеременная поляризация возникает в результате рассеяния света на газе из которого состоит диск

16

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Спектрограф с поляризационным блоком

становиться спектрополяриметром прибором для исследования распределения поляризации в спектре излучения объекта

Магнитные белые карлики звезды размером с планету массой порядка массы Солнца и с магнитным полем напряженностью от 100 кG до ~ 500 MG

Спектрополяриметрия дает возможность определить величину напряженности магнитного поля на поверхности звезды и исследовать Зеемановское расщепление спектральных линий при сильных полях не достижимых в современных физических лабораториях

Распределение интенсивности и поляризации излучения магнитного белогокарлика G99-37 в диапазоне длин волн 350 ndash 550 nm В спектре видны глубокие полосы поглощения молекул CH и C2 Круговая поляризация полосы CH меняется в пределах от 10 до -10 Полосы C2 не поляризованыМоделирование поляризации дает оценку поля на поверхности в 7 MG

17

Современные астрономические поляриметры

TurPol (Turku Polarimeter)V Piirola 1983

bull Фазовая пластинка ахроматичная 2 (или 4) вращающаяся между эспозициями

измерение q amp u одновременно Анализатор - кальцит два ортогонально

поляризованных изображений неба перекрываются исключается поляризация от неба

bull вращающийся модулятор (20Hz) + диафрагмы нет влияния от изменений прозрачности

bull детекторы ФЭУ один детектор для двух ортогонально поляризованных лучей нет систематических ошибок

5 полос измерения в UBVRI одновременноbull телескоп NOT (25 m Ла Палма) TP ~210ndash5

инструментальная поляризация очень малаbull Точность ограничена только количеством фотонов ~310ndash5 для экспозиции в 1 час для V~6m

Chopper

Focal plane

diaphragms

Field lens

Calciteblock

Detector

Retarder

2 or 4

18

Современные астрономические поляриметры

PlanetPol

Hough и др 2006

bull модулятор PEM быстрая модуляция (20 kHz)

нет влияния от изменения прозрачности анализатор призма Волластона с углом разведения 20 для изм поляризации прибор вращается на 45

q amp u измеряются одновременно

bull 2 канала звезда и небо измеряются разными детекторами возможны систематические ошибки

bull детекторы лавинные фотодиоды (APDs) с линзами Фабри (диаметр лучей 07mm)

высокий квантовый выход (до 80)

пик чувствительности ~800 nm

bull телескоп WHT (4 м Ла Палма) TP ~(1-2)10ndash5

инструментальная поляризация очень мала

bull точность ограничена только количеством фотонов

~10ndash6 для 6 мин экспозиции для V~0m

19

Современные астрономические поляриметры

DiPolPiirola 2003

управляемый через сеть телескоп (06 м) на Ла Пальма

детектор Apogee AP47p камера c Marconi CCD4-10 back illuminated thinned CCD (высокая чувствительность в синей области спектра) вращаемая супер-ахроматичная λ2 фазовая пластинка

анализатор кальцит толщиной в 05 мм (дает угловое разделение 115 arc sec в фокальной плоскости)

вращающаяся турель с фильтрами UBVR

точность измерений ~ 1 10ndash4 для звезд с V = 8m

единственный в мире поляриметр управляемый по сети

время доступное для наблюдений ограничено только погодой

20

Поляризованный свет в астрофизике II

Бердюгин АОбсерватория Туорлы Университет г Турку Финляндия

21

Поляризованное излучение в астрофизических объектах

Основные источники возникновения поляризованного излучения

Рассеяние света в газовых и пылевых оболочках вокруг звезд

Поляризация света звезд межзвездной пылью (межзвездная поляризация)

Поляризация света в атмосферах звезд в присутствии магнитного поля

(эффект Зеемана)

Поляризованное излучения электронов движущихся в магнитном поле (циклотронное и синхротронное излучение)

22

Межзвездная поляризация

Свет удаленных звезд (изначально не поляризованный) проходя через облака межзвездной пыли становится частично линейно поляризованным

Межзвездная поляризация была открыта в 1949 г (Hiltner Hall)

Несферичные пылевые частицы ориентированные межзвездным галактическим магнитным полем избирательно поглощают падающее на них излучение свет поляризованный параллельно большой полуоси пылинки поглощается сильнее чем свет поляризованный ортогонально (оптический дихроизм)

Межзвездная пыль поляризует свет в направлении параллельном направлению линий магнитного поля

Свет не только поляризует но и поглощает свет расположенных за нею звезд межзвездная поляризация и поглощение линейно корреллируют друг с другом

Пыль в Галактике концентрируется в ее экваториальной плоскости поглощение и поляризация в этом направлении растут с расстоянием очень быстро ( ~ 1 зв величины на 1000 пс)

Межзвездная пыль состоит из пылевых частиц разной природы графитовые пылинки силикатные и др

Исследование межзвездной поляризации важно для изучения свойств самой межзвездной пыли - размеры и форма пылинок их состав картографирования направлений галактического магнитного поля

23

Карта межзвездной поляризации всего неба (Mathewson amp Ford 1970)

24

Карта межзвездной поляризации на высоких галактических широтах

25

Магнитные поля в астрофизике

Космический магнетизм

Магнитное поле Галактики 000001 Gauss Солнечный ветер 000005 Gauss Межзвездные молекулярные облака 0001 Gauss Магнитное поле Земли на поверхности 1 Gauss Магнитное поле на Солнце 5 Gauss Магнитное поле массивной звезды 100 Gauss Игрушечный магнит 100 Gauss Солнечное пятно 1000 Gauss Юпитер 1000 Gauss Магнитная звезда (BD+54 2846 ) 12000 Gauss Магнитный белый карлик 1000000 Gauss Нейтронная звезда 1000000000000 Gauss Магнетар 1000000000000000 Gauss

Астрофизики имеют дело с полями отличающимися по напряженности на 20 порядков

26

Магнитные поля на звездах

Магнитное поле на Солнце

Напряженность поля на поверхности 3 ndash 5 GНапряженность поля в пятне 1000 G

Происхождение поля магнитное (солнечное) динамо Солнце ndash хороший проводник тока и магнитное поле на нем генерируется из-за того что разные его слои вращаются с разной скоростью

Полностью механизм действия солнечного динамо до сих пор не объяснен

Расщепление спектральной в присутствии продольного (вверху) и поперечного (внизу) магнитного поля Величинарасщепления зависит от напряженности поля и магнитной

чувствительности линии (фактора Ландэ) λ λ2g B

Изображение солнечного пятна с высоким разрешением Температура в пятне на 1500 K ниже чем в окружающей области фотосферы Магнитное поле в пятне препятствуетконвекции вещества и переносу тепла

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

13

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Фотометр ndash прибор для измерения яркости объекта в нескольких широких или средних спектральных диапазонахшириной от 0001 - 0003 мкм ( 10 - 20 Aring) до 002 ndash 005 мкм (200 - 500 Aring)

Для выделения широких участков спектра используются светофильтры из цветного стекла

Для выделения узких участков спектра ( lt 200 Aring) используются интерференционные фильтры

В качестве детекторов излучения используются

фотоумножители (ФЭУ) быстрый отклик (возможна модуляция с частотой в 10 ndash 50 Нz)

малый квантовый выход (от 2 ndash 5 до 10 ndash 20) APDs ndash до 80

чувствительны в узком спектральном диапазоне

одноэлементный детектор (одна регистрирующая ячейка)

СCD камеры высокий квантовый выход (до 80)

широкий спектральный диапазон

многоэлементный (сотовый) детектор

значительное время считывания сигнала (от нескольких секунд до нескольких десятков секунд)

14

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Спектрограф прибор для исследования распределения энергии в спектре объекта

Разрешающая сила спектрографа R = λλ

У спектрографов низкого и среднего разрешения R =

1500 ndash 10000

У спектрографов высокого разрешения (Эшелле) R asymp

100000 ndash 150000

Спектрограф используется для определения хим состава излучающего и поглощающего свет вещества (по спектральным эмиссионным и абсорбционным линиям)

измерения лучевых скоростей (по допплеровскому смещению спектральных линий)

определению скоростей вращения звезд и плотностей их атмосфер (по уширению профилей спектральных линий)

15

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Фотометр с поляризационным блоком

(фазовая пластинка + анализатор) становится фотополяриметром прибором для измерения поляризации в нескольких спектральных диапазонах (фотометрических полосах)

Переменность поляризации излучения в полосе B взаимодействующей двойной звезды SX Cas показанная в зависимости от фазы орбитального периода 365 дней

Модель объясняющая наблюдаемую переменностьполяризации SX Cas Вещество с холодной звезды-гиганта течет к горячему компаньону образуя вокругнего аккреционный диск с горячим пятном на краюПеременная поляризация возникает в результате рассеяния света на газе из которого состоит диск

16

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Спектрограф с поляризационным блоком

становиться спектрополяриметром прибором для исследования распределения поляризации в спектре излучения объекта

Магнитные белые карлики звезды размером с планету массой порядка массы Солнца и с магнитным полем напряженностью от 100 кG до ~ 500 MG

Спектрополяриметрия дает возможность определить величину напряженности магнитного поля на поверхности звезды и исследовать Зеемановское расщепление спектральных линий при сильных полях не достижимых в современных физических лабораториях

Распределение интенсивности и поляризации излучения магнитного белогокарлика G99-37 в диапазоне длин волн 350 ndash 550 nm В спектре видны глубокие полосы поглощения молекул CH и C2 Круговая поляризация полосы CH меняется в пределах от 10 до -10 Полосы C2 не поляризованыМоделирование поляризации дает оценку поля на поверхности в 7 MG

17

Современные астрономические поляриметры

TurPol (Turku Polarimeter)V Piirola 1983

bull Фазовая пластинка ахроматичная 2 (или 4) вращающаяся между эспозициями

измерение q amp u одновременно Анализатор - кальцит два ортогонально

поляризованных изображений неба перекрываются исключается поляризация от неба

bull вращающийся модулятор (20Hz) + диафрагмы нет влияния от изменений прозрачности

bull детекторы ФЭУ один детектор для двух ортогонально поляризованных лучей нет систематических ошибок

5 полос измерения в UBVRI одновременноbull телескоп NOT (25 m Ла Палма) TP ~210ndash5

инструментальная поляризация очень малаbull Точность ограничена только количеством фотонов ~310ndash5 для экспозиции в 1 час для V~6m

Chopper

Focal plane

diaphragms

Field lens

Calciteblock

Detector

Retarder

2 or 4

18

Современные астрономические поляриметры

PlanetPol

Hough и др 2006

bull модулятор PEM быстрая модуляция (20 kHz)

нет влияния от изменения прозрачности анализатор призма Волластона с углом разведения 20 для изм поляризации прибор вращается на 45

q amp u измеряются одновременно

bull 2 канала звезда и небо измеряются разными детекторами возможны систематические ошибки

bull детекторы лавинные фотодиоды (APDs) с линзами Фабри (диаметр лучей 07mm)

высокий квантовый выход (до 80)

пик чувствительности ~800 nm

bull телескоп WHT (4 м Ла Палма) TP ~(1-2)10ndash5

инструментальная поляризация очень мала

bull точность ограничена только количеством фотонов

~10ndash6 для 6 мин экспозиции для V~0m

19

Современные астрономические поляриметры

DiPolPiirola 2003

управляемый через сеть телескоп (06 м) на Ла Пальма

детектор Apogee AP47p камера c Marconi CCD4-10 back illuminated thinned CCD (высокая чувствительность в синей области спектра) вращаемая супер-ахроматичная λ2 фазовая пластинка

анализатор кальцит толщиной в 05 мм (дает угловое разделение 115 arc sec в фокальной плоскости)

вращающаяся турель с фильтрами UBVR

точность измерений ~ 1 10ndash4 для звезд с V = 8m

единственный в мире поляриметр управляемый по сети

время доступное для наблюдений ограничено только погодой

20

Поляризованный свет в астрофизике II

Бердюгин АОбсерватория Туорлы Университет г Турку Финляндия

21

Поляризованное излучение в астрофизических объектах

Основные источники возникновения поляризованного излучения

Рассеяние света в газовых и пылевых оболочках вокруг звезд

Поляризация света звезд межзвездной пылью (межзвездная поляризация)

Поляризация света в атмосферах звезд в присутствии магнитного поля

(эффект Зеемана)

Поляризованное излучения электронов движущихся в магнитном поле (циклотронное и синхротронное излучение)

22

Межзвездная поляризация

Свет удаленных звезд (изначально не поляризованный) проходя через облака межзвездной пыли становится частично линейно поляризованным

Межзвездная поляризация была открыта в 1949 г (Hiltner Hall)

Несферичные пылевые частицы ориентированные межзвездным галактическим магнитным полем избирательно поглощают падающее на них излучение свет поляризованный параллельно большой полуоси пылинки поглощается сильнее чем свет поляризованный ортогонально (оптический дихроизм)

Межзвездная пыль поляризует свет в направлении параллельном направлению линий магнитного поля

Свет не только поляризует но и поглощает свет расположенных за нею звезд межзвездная поляризация и поглощение линейно корреллируют друг с другом

Пыль в Галактике концентрируется в ее экваториальной плоскости поглощение и поляризация в этом направлении растут с расстоянием очень быстро ( ~ 1 зв величины на 1000 пс)

Межзвездная пыль состоит из пылевых частиц разной природы графитовые пылинки силикатные и др

Исследование межзвездной поляризации важно для изучения свойств самой межзвездной пыли - размеры и форма пылинок их состав картографирования направлений галактического магнитного поля

23

Карта межзвездной поляризации всего неба (Mathewson amp Ford 1970)

24

Карта межзвездной поляризации на высоких галактических широтах

25

Магнитные поля в астрофизике

Космический магнетизм

Магнитное поле Галактики 000001 Gauss Солнечный ветер 000005 Gauss Межзвездные молекулярные облака 0001 Gauss Магнитное поле Земли на поверхности 1 Gauss Магнитное поле на Солнце 5 Gauss Магнитное поле массивной звезды 100 Gauss Игрушечный магнит 100 Gauss Солнечное пятно 1000 Gauss Юпитер 1000 Gauss Магнитная звезда (BD+54 2846 ) 12000 Gauss Магнитный белый карлик 1000000 Gauss Нейтронная звезда 1000000000000 Gauss Магнетар 1000000000000000 Gauss

Астрофизики имеют дело с полями отличающимися по напряженности на 20 порядков

26

Магнитные поля на звездах

Магнитное поле на Солнце

Напряженность поля на поверхности 3 ndash 5 GНапряженность поля в пятне 1000 G

Происхождение поля магнитное (солнечное) динамо Солнце ndash хороший проводник тока и магнитное поле на нем генерируется из-за того что разные его слои вращаются с разной скоростью

Полностью механизм действия солнечного динамо до сих пор не объяснен

Расщепление спектральной в присутствии продольного (вверху) и поперечного (внизу) магнитного поля Величинарасщепления зависит от напряженности поля и магнитной

чувствительности линии (фактора Ландэ) λ λ2g B

Изображение солнечного пятна с высоким разрешением Температура в пятне на 1500 K ниже чем в окружающей области фотосферы Магнитное поле в пятне препятствуетконвекции вещества и переносу тепла

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

14

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Спектрограф прибор для исследования распределения энергии в спектре объекта

Разрешающая сила спектрографа R = λλ

У спектрографов низкого и среднего разрешения R =

1500 ndash 10000

У спектрографов высокого разрешения (Эшелле) R asymp

100000 ndash 150000

Спектрограф используется для определения хим состава излучающего и поглощающего свет вещества (по спектральным эмиссионным и абсорбционным линиям)

измерения лучевых скоростей (по допплеровскому смещению спектральных линий)

определению скоростей вращения звезд и плотностей их атмосфер (по уширению профилей спектральных линий)

15

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Фотометр с поляризационным блоком

(фазовая пластинка + анализатор) становится фотополяриметром прибором для измерения поляризации в нескольких спектральных диапазонах (фотометрических полосах)

Переменность поляризации излучения в полосе B взаимодействующей двойной звезды SX Cas показанная в зависимости от фазы орбитального периода 365 дней

Модель объясняющая наблюдаемую переменностьполяризации SX Cas Вещество с холодной звезды-гиганта течет к горячему компаньону образуя вокругнего аккреционный диск с горячим пятном на краюПеременная поляризация возникает в результате рассеяния света на газе из которого состоит диск

16

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Спектрограф с поляризационным блоком

становиться спектрополяриметром прибором для исследования распределения поляризации в спектре излучения объекта

Магнитные белые карлики звезды размером с планету массой порядка массы Солнца и с магнитным полем напряженностью от 100 кG до ~ 500 MG

Спектрополяриметрия дает возможность определить величину напряженности магнитного поля на поверхности звезды и исследовать Зеемановское расщепление спектральных линий при сильных полях не достижимых в современных физических лабораториях

Распределение интенсивности и поляризации излучения магнитного белогокарлика G99-37 в диапазоне длин волн 350 ndash 550 nm В спектре видны глубокие полосы поглощения молекул CH и C2 Круговая поляризация полосы CH меняется в пределах от 10 до -10 Полосы C2 не поляризованыМоделирование поляризации дает оценку поля на поверхности в 7 MG

17

Современные астрономические поляриметры

TurPol (Turku Polarimeter)V Piirola 1983

bull Фазовая пластинка ахроматичная 2 (или 4) вращающаяся между эспозициями

измерение q amp u одновременно Анализатор - кальцит два ортогонально

поляризованных изображений неба перекрываются исключается поляризация от неба

bull вращающийся модулятор (20Hz) + диафрагмы нет влияния от изменений прозрачности

bull детекторы ФЭУ один детектор для двух ортогонально поляризованных лучей нет систематических ошибок

5 полос измерения в UBVRI одновременноbull телескоп NOT (25 m Ла Палма) TP ~210ndash5

инструментальная поляризация очень малаbull Точность ограничена только количеством фотонов ~310ndash5 для экспозиции в 1 час для V~6m

Chopper

Focal plane

diaphragms

Field lens

Calciteblock

Detector

Retarder

2 or 4

18

Современные астрономические поляриметры

PlanetPol

Hough и др 2006

bull модулятор PEM быстрая модуляция (20 kHz)

нет влияния от изменения прозрачности анализатор призма Волластона с углом разведения 20 для изм поляризации прибор вращается на 45

q amp u измеряются одновременно

bull 2 канала звезда и небо измеряются разными детекторами возможны систематические ошибки

bull детекторы лавинные фотодиоды (APDs) с линзами Фабри (диаметр лучей 07mm)

высокий квантовый выход (до 80)

пик чувствительности ~800 nm

bull телескоп WHT (4 м Ла Палма) TP ~(1-2)10ndash5

инструментальная поляризация очень мала

bull точность ограничена только количеством фотонов

~10ndash6 для 6 мин экспозиции для V~0m

19

Современные астрономические поляриметры

DiPolPiirola 2003

управляемый через сеть телескоп (06 м) на Ла Пальма

детектор Apogee AP47p камера c Marconi CCD4-10 back illuminated thinned CCD (высокая чувствительность в синей области спектра) вращаемая супер-ахроматичная λ2 фазовая пластинка

анализатор кальцит толщиной в 05 мм (дает угловое разделение 115 arc sec в фокальной плоскости)

вращающаяся турель с фильтрами UBVR

точность измерений ~ 1 10ndash4 для звезд с V = 8m

единственный в мире поляриметр управляемый по сети

время доступное для наблюдений ограничено только погодой

20

Поляризованный свет в астрофизике II

Бердюгин АОбсерватория Туорлы Университет г Турку Финляндия

21

Поляризованное излучение в астрофизических объектах

Основные источники возникновения поляризованного излучения

Рассеяние света в газовых и пылевых оболочках вокруг звезд

Поляризация света звезд межзвездной пылью (межзвездная поляризация)

Поляризация света в атмосферах звезд в присутствии магнитного поля

(эффект Зеемана)

Поляризованное излучения электронов движущихся в магнитном поле (циклотронное и синхротронное излучение)

22

Межзвездная поляризация

Свет удаленных звезд (изначально не поляризованный) проходя через облака межзвездной пыли становится частично линейно поляризованным

Межзвездная поляризация была открыта в 1949 г (Hiltner Hall)

Несферичные пылевые частицы ориентированные межзвездным галактическим магнитным полем избирательно поглощают падающее на них излучение свет поляризованный параллельно большой полуоси пылинки поглощается сильнее чем свет поляризованный ортогонально (оптический дихроизм)

Межзвездная пыль поляризует свет в направлении параллельном направлению линий магнитного поля

Свет не только поляризует но и поглощает свет расположенных за нею звезд межзвездная поляризация и поглощение линейно корреллируют друг с другом

Пыль в Галактике концентрируется в ее экваториальной плоскости поглощение и поляризация в этом направлении растут с расстоянием очень быстро ( ~ 1 зв величины на 1000 пс)

Межзвездная пыль состоит из пылевых частиц разной природы графитовые пылинки силикатные и др

Исследование межзвездной поляризации важно для изучения свойств самой межзвездной пыли - размеры и форма пылинок их состав картографирования направлений галактического магнитного поля

23

Карта межзвездной поляризации всего неба (Mathewson amp Ford 1970)

24

Карта межзвездной поляризации на высоких галактических широтах

25

Магнитные поля в астрофизике

Космический магнетизм

Магнитное поле Галактики 000001 Gauss Солнечный ветер 000005 Gauss Межзвездные молекулярные облака 0001 Gauss Магнитное поле Земли на поверхности 1 Gauss Магнитное поле на Солнце 5 Gauss Магнитное поле массивной звезды 100 Gauss Игрушечный магнит 100 Gauss Солнечное пятно 1000 Gauss Юпитер 1000 Gauss Магнитная звезда (BD+54 2846 ) 12000 Gauss Магнитный белый карлик 1000000 Gauss Нейтронная звезда 1000000000000 Gauss Магнетар 1000000000000000 Gauss

Астрофизики имеют дело с полями отличающимися по напряженности на 20 порядков

26

Магнитные поля на звездах

Магнитное поле на Солнце

Напряженность поля на поверхности 3 ndash 5 GНапряженность поля в пятне 1000 G

Происхождение поля магнитное (солнечное) динамо Солнце ndash хороший проводник тока и магнитное поле на нем генерируется из-за того что разные его слои вращаются с разной скоростью

Полностью механизм действия солнечного динамо до сих пор не объяснен

Расщепление спектральной в присутствии продольного (вверху) и поперечного (внизу) магнитного поля Величинарасщепления зависит от напряженности поля и магнитной

чувствительности линии (фактора Ландэ) λ λ2g B

Изображение солнечного пятна с высоким разрешением Температура в пятне на 1500 K ниже чем в окружающей области фотосферы Магнитное поле в пятне препятствуетконвекции вещества и переносу тепла

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

15

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Фотометр с поляризационным блоком

(фазовая пластинка + анализатор) становится фотополяриметром прибором для измерения поляризации в нескольких спектральных диапазонах (фотометрических полосах)

Переменность поляризации излучения в полосе B взаимодействующей двойной звезды SX Cas показанная в зависимости от фазы орбитального периода 365 дней

Модель объясняющая наблюдаемую переменностьполяризации SX Cas Вещество с холодной звезды-гиганта течет к горячему компаньону образуя вокругнего аккреционный диск с горячим пятном на краюПеременная поляризация возникает в результате рассеяния света на газе из которого состоит диск

16

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Спектрограф с поляризационным блоком

становиться спектрополяриметром прибором для исследования распределения поляризации в спектре излучения объекта

Магнитные белые карлики звезды размером с планету массой порядка массы Солнца и с магнитным полем напряженностью от 100 кG до ~ 500 MG

Спектрополяриметрия дает возможность определить величину напряженности магнитного поля на поверхности звезды и исследовать Зеемановское расщепление спектральных линий при сильных полях не достижимых в современных физических лабораториях

Распределение интенсивности и поляризации излучения магнитного белогокарлика G99-37 в диапазоне длин волн 350 ndash 550 nm В спектре видны глубокие полосы поглощения молекул CH и C2 Круговая поляризация полосы CH меняется в пределах от 10 до -10 Полосы C2 не поляризованыМоделирование поляризации дает оценку поля на поверхности в 7 MG

17

Современные астрономические поляриметры

TurPol (Turku Polarimeter)V Piirola 1983

bull Фазовая пластинка ахроматичная 2 (или 4) вращающаяся между эспозициями

измерение q amp u одновременно Анализатор - кальцит два ортогонально

поляризованных изображений неба перекрываются исключается поляризация от неба

bull вращающийся модулятор (20Hz) + диафрагмы нет влияния от изменений прозрачности

bull детекторы ФЭУ один детектор для двух ортогонально поляризованных лучей нет систематических ошибок

5 полос измерения в UBVRI одновременноbull телескоп NOT (25 m Ла Палма) TP ~210ndash5

инструментальная поляризация очень малаbull Точность ограничена только количеством фотонов ~310ndash5 для экспозиции в 1 час для V~6m

Chopper

Focal plane

diaphragms

Field lens

Calciteblock

Detector

Retarder

2 or 4

18

Современные астрономические поляриметры

PlanetPol

Hough и др 2006

bull модулятор PEM быстрая модуляция (20 kHz)

нет влияния от изменения прозрачности анализатор призма Волластона с углом разведения 20 для изм поляризации прибор вращается на 45

q amp u измеряются одновременно

bull 2 канала звезда и небо измеряются разными детекторами возможны систематические ошибки

bull детекторы лавинные фотодиоды (APDs) с линзами Фабри (диаметр лучей 07mm)

высокий квантовый выход (до 80)

пик чувствительности ~800 nm

bull телескоп WHT (4 м Ла Палма) TP ~(1-2)10ndash5

инструментальная поляризация очень мала

bull точность ограничена только количеством фотонов

~10ndash6 для 6 мин экспозиции для V~0m

19

Современные астрономические поляриметры

DiPolPiirola 2003

управляемый через сеть телескоп (06 м) на Ла Пальма

детектор Apogee AP47p камера c Marconi CCD4-10 back illuminated thinned CCD (высокая чувствительность в синей области спектра) вращаемая супер-ахроматичная λ2 фазовая пластинка

анализатор кальцит толщиной в 05 мм (дает угловое разделение 115 arc sec в фокальной плоскости)

вращающаяся турель с фильтрами UBVR

точность измерений ~ 1 10ndash4 для звезд с V = 8m

единственный в мире поляриметр управляемый по сети

время доступное для наблюдений ограничено только погодой

20

Поляризованный свет в астрофизике II

Бердюгин АОбсерватория Туорлы Университет г Турку Финляндия

21

Поляризованное излучение в астрофизических объектах

Основные источники возникновения поляризованного излучения

Рассеяние света в газовых и пылевых оболочках вокруг звезд

Поляризация света звезд межзвездной пылью (межзвездная поляризация)

Поляризация света в атмосферах звезд в присутствии магнитного поля

(эффект Зеемана)

Поляризованное излучения электронов движущихся в магнитном поле (циклотронное и синхротронное излучение)

22

Межзвездная поляризация

Свет удаленных звезд (изначально не поляризованный) проходя через облака межзвездной пыли становится частично линейно поляризованным

Межзвездная поляризация была открыта в 1949 г (Hiltner Hall)

Несферичные пылевые частицы ориентированные межзвездным галактическим магнитным полем избирательно поглощают падающее на них излучение свет поляризованный параллельно большой полуоси пылинки поглощается сильнее чем свет поляризованный ортогонально (оптический дихроизм)

Межзвездная пыль поляризует свет в направлении параллельном направлению линий магнитного поля

Свет не только поляризует но и поглощает свет расположенных за нею звезд межзвездная поляризация и поглощение линейно корреллируют друг с другом

Пыль в Галактике концентрируется в ее экваториальной плоскости поглощение и поляризация в этом направлении растут с расстоянием очень быстро ( ~ 1 зв величины на 1000 пс)

Межзвездная пыль состоит из пылевых частиц разной природы графитовые пылинки силикатные и др

Исследование межзвездной поляризации важно для изучения свойств самой межзвездной пыли - размеры и форма пылинок их состав картографирования направлений галактического магнитного поля

23

Карта межзвездной поляризации всего неба (Mathewson amp Ford 1970)

24

Карта межзвездной поляризации на высоких галактических широтах

25

Магнитные поля в астрофизике

Космический магнетизм

Магнитное поле Галактики 000001 Gauss Солнечный ветер 000005 Gauss Межзвездные молекулярные облака 0001 Gauss Магнитное поле Земли на поверхности 1 Gauss Магнитное поле на Солнце 5 Gauss Магнитное поле массивной звезды 100 Gauss Игрушечный магнит 100 Gauss Солнечное пятно 1000 Gauss Юпитер 1000 Gauss Магнитная звезда (BD+54 2846 ) 12000 Gauss Магнитный белый карлик 1000000 Gauss Нейтронная звезда 1000000000000 Gauss Магнетар 1000000000000000 Gauss

Астрофизики имеют дело с полями отличающимися по напряженности на 20 порядков

26

Магнитные поля на звездах

Магнитное поле на Солнце

Напряженность поля на поверхности 3 ndash 5 GНапряженность поля в пятне 1000 G

Происхождение поля магнитное (солнечное) динамо Солнце ndash хороший проводник тока и магнитное поле на нем генерируется из-за того что разные его слои вращаются с разной скоростью

Полностью механизм действия солнечного динамо до сих пор не объяснен

Расщепление спектральной в присутствии продольного (вверху) и поперечного (внизу) магнитного поля Величинарасщепления зависит от напряженности поля и магнитной

чувствительности линии (фактора Ландэ) λ λ2g B

Изображение солнечного пятна с высоким разрешением Температура в пятне на 1500 K ниже чем в окружающей области фотосферы Магнитное поле в пятне препятствуетконвекции вещества и переносу тепла

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

16

Фотополяриметрия и спектрополяриметрия

Спектрограф с поляризационным блоком

становиться спектрополяриметром прибором для исследования распределения поляризации в спектре излучения объекта

Магнитные белые карлики звезды размером с планету массой порядка массы Солнца и с магнитным полем напряженностью от 100 кG до ~ 500 MG

Спектрополяриметрия дает возможность определить величину напряженности магнитного поля на поверхности звезды и исследовать Зеемановское расщепление спектральных линий при сильных полях не достижимых в современных физических лабораториях

Распределение интенсивности и поляризации излучения магнитного белогокарлика G99-37 в диапазоне длин волн 350 ndash 550 nm В спектре видны глубокие полосы поглощения молекул CH и C2 Круговая поляризация полосы CH меняется в пределах от 10 до -10 Полосы C2 не поляризованыМоделирование поляризации дает оценку поля на поверхности в 7 MG

17

Современные астрономические поляриметры

TurPol (Turku Polarimeter)V Piirola 1983

bull Фазовая пластинка ахроматичная 2 (или 4) вращающаяся между эспозициями

измерение q amp u одновременно Анализатор - кальцит два ортогонально

поляризованных изображений неба перекрываются исключается поляризация от неба

bull вращающийся модулятор (20Hz) + диафрагмы нет влияния от изменений прозрачности

bull детекторы ФЭУ один детектор для двух ортогонально поляризованных лучей нет систематических ошибок

5 полос измерения в UBVRI одновременноbull телескоп NOT (25 m Ла Палма) TP ~210ndash5

инструментальная поляризация очень малаbull Точность ограничена только количеством фотонов ~310ndash5 для экспозиции в 1 час для V~6m

Chopper

Focal plane

diaphragms

Field lens

Calciteblock

Detector

Retarder

2 or 4

18

Современные астрономические поляриметры

PlanetPol

Hough и др 2006

bull модулятор PEM быстрая модуляция (20 kHz)

нет влияния от изменения прозрачности анализатор призма Волластона с углом разведения 20 для изм поляризации прибор вращается на 45

q amp u измеряются одновременно

bull 2 канала звезда и небо измеряются разными детекторами возможны систематические ошибки

bull детекторы лавинные фотодиоды (APDs) с линзами Фабри (диаметр лучей 07mm)

высокий квантовый выход (до 80)

пик чувствительности ~800 nm

bull телескоп WHT (4 м Ла Палма) TP ~(1-2)10ndash5

инструментальная поляризация очень мала

bull точность ограничена только количеством фотонов

~10ndash6 для 6 мин экспозиции для V~0m

19

Современные астрономические поляриметры

DiPolPiirola 2003

управляемый через сеть телескоп (06 м) на Ла Пальма

детектор Apogee AP47p камера c Marconi CCD4-10 back illuminated thinned CCD (высокая чувствительность в синей области спектра) вращаемая супер-ахроматичная λ2 фазовая пластинка

анализатор кальцит толщиной в 05 мм (дает угловое разделение 115 arc sec в фокальной плоскости)

вращающаяся турель с фильтрами UBVR

точность измерений ~ 1 10ndash4 для звезд с V = 8m

единственный в мире поляриметр управляемый по сети

время доступное для наблюдений ограничено только погодой

20

Поляризованный свет в астрофизике II

Бердюгин АОбсерватория Туорлы Университет г Турку Финляндия

21

Поляризованное излучение в астрофизических объектах

Основные источники возникновения поляризованного излучения

Рассеяние света в газовых и пылевых оболочках вокруг звезд

Поляризация света звезд межзвездной пылью (межзвездная поляризация)

Поляризация света в атмосферах звезд в присутствии магнитного поля

(эффект Зеемана)

Поляризованное излучения электронов движущихся в магнитном поле (циклотронное и синхротронное излучение)

22

Межзвездная поляризация

Свет удаленных звезд (изначально не поляризованный) проходя через облака межзвездной пыли становится частично линейно поляризованным

Межзвездная поляризация была открыта в 1949 г (Hiltner Hall)

Несферичные пылевые частицы ориентированные межзвездным галактическим магнитным полем избирательно поглощают падающее на них излучение свет поляризованный параллельно большой полуоси пылинки поглощается сильнее чем свет поляризованный ортогонально (оптический дихроизм)

Межзвездная пыль поляризует свет в направлении параллельном направлению линий магнитного поля

Свет не только поляризует но и поглощает свет расположенных за нею звезд межзвездная поляризация и поглощение линейно корреллируют друг с другом

Пыль в Галактике концентрируется в ее экваториальной плоскости поглощение и поляризация в этом направлении растут с расстоянием очень быстро ( ~ 1 зв величины на 1000 пс)

Межзвездная пыль состоит из пылевых частиц разной природы графитовые пылинки силикатные и др

Исследование межзвездной поляризации важно для изучения свойств самой межзвездной пыли - размеры и форма пылинок их состав картографирования направлений галактического магнитного поля

23

Карта межзвездной поляризации всего неба (Mathewson amp Ford 1970)

24

Карта межзвездной поляризации на высоких галактических широтах

25

Магнитные поля в астрофизике

Космический магнетизм

Магнитное поле Галактики 000001 Gauss Солнечный ветер 000005 Gauss Межзвездные молекулярные облака 0001 Gauss Магнитное поле Земли на поверхности 1 Gauss Магнитное поле на Солнце 5 Gauss Магнитное поле массивной звезды 100 Gauss Игрушечный магнит 100 Gauss Солнечное пятно 1000 Gauss Юпитер 1000 Gauss Магнитная звезда (BD+54 2846 ) 12000 Gauss Магнитный белый карлик 1000000 Gauss Нейтронная звезда 1000000000000 Gauss Магнетар 1000000000000000 Gauss

Астрофизики имеют дело с полями отличающимися по напряженности на 20 порядков

26

Магнитные поля на звездах

Магнитное поле на Солнце

Напряженность поля на поверхности 3 ndash 5 GНапряженность поля в пятне 1000 G

Происхождение поля магнитное (солнечное) динамо Солнце ndash хороший проводник тока и магнитное поле на нем генерируется из-за того что разные его слои вращаются с разной скоростью

Полностью механизм действия солнечного динамо до сих пор не объяснен

Расщепление спектральной в присутствии продольного (вверху) и поперечного (внизу) магнитного поля Величинарасщепления зависит от напряженности поля и магнитной

чувствительности линии (фактора Ландэ) λ λ2g B

Изображение солнечного пятна с высоким разрешением Температура в пятне на 1500 K ниже чем в окружающей области фотосферы Магнитное поле в пятне препятствуетконвекции вещества и переносу тепла

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

17

Современные астрономические поляриметры

TurPol (Turku Polarimeter)V Piirola 1983

bull Фазовая пластинка ахроматичная 2 (или 4) вращающаяся между эспозициями

измерение q amp u одновременно Анализатор - кальцит два ортогонально

поляризованных изображений неба перекрываются исключается поляризация от неба

bull вращающийся модулятор (20Hz) + диафрагмы нет влияния от изменений прозрачности

bull детекторы ФЭУ один детектор для двух ортогонально поляризованных лучей нет систематических ошибок

5 полос измерения в UBVRI одновременноbull телескоп NOT (25 m Ла Палма) TP ~210ndash5

инструментальная поляризация очень малаbull Точность ограничена только количеством фотонов ~310ndash5 для экспозиции в 1 час для V~6m

Chopper

Focal plane

diaphragms

Field lens

Calciteblock

Detector

Retarder

2 or 4

18

Современные астрономические поляриметры

PlanetPol

Hough и др 2006

bull модулятор PEM быстрая модуляция (20 kHz)

нет влияния от изменения прозрачности анализатор призма Волластона с углом разведения 20 для изм поляризации прибор вращается на 45

q amp u измеряются одновременно

bull 2 канала звезда и небо измеряются разными детекторами возможны систематические ошибки

bull детекторы лавинные фотодиоды (APDs) с линзами Фабри (диаметр лучей 07mm)

высокий квантовый выход (до 80)

пик чувствительности ~800 nm

bull телескоп WHT (4 м Ла Палма) TP ~(1-2)10ndash5

инструментальная поляризация очень мала

bull точность ограничена только количеством фотонов

~10ndash6 для 6 мин экспозиции для V~0m

19

Современные астрономические поляриметры

DiPolPiirola 2003

управляемый через сеть телескоп (06 м) на Ла Пальма

детектор Apogee AP47p камера c Marconi CCD4-10 back illuminated thinned CCD (высокая чувствительность в синей области спектра) вращаемая супер-ахроматичная λ2 фазовая пластинка

анализатор кальцит толщиной в 05 мм (дает угловое разделение 115 arc sec в фокальной плоскости)

вращающаяся турель с фильтрами UBVR

точность измерений ~ 1 10ndash4 для звезд с V = 8m

единственный в мире поляриметр управляемый по сети

время доступное для наблюдений ограничено только погодой

20

Поляризованный свет в астрофизике II

Бердюгин АОбсерватория Туорлы Университет г Турку Финляндия

21

Поляризованное излучение в астрофизических объектах

Основные источники возникновения поляризованного излучения

Рассеяние света в газовых и пылевых оболочках вокруг звезд

Поляризация света звезд межзвездной пылью (межзвездная поляризация)

Поляризация света в атмосферах звезд в присутствии магнитного поля

(эффект Зеемана)

Поляризованное излучения электронов движущихся в магнитном поле (циклотронное и синхротронное излучение)

22

Межзвездная поляризация

Свет удаленных звезд (изначально не поляризованный) проходя через облака межзвездной пыли становится частично линейно поляризованным

Межзвездная поляризация была открыта в 1949 г (Hiltner Hall)

Несферичные пылевые частицы ориентированные межзвездным галактическим магнитным полем избирательно поглощают падающее на них излучение свет поляризованный параллельно большой полуоси пылинки поглощается сильнее чем свет поляризованный ортогонально (оптический дихроизм)

Межзвездная пыль поляризует свет в направлении параллельном направлению линий магнитного поля

Свет не только поляризует но и поглощает свет расположенных за нею звезд межзвездная поляризация и поглощение линейно корреллируют друг с другом

Пыль в Галактике концентрируется в ее экваториальной плоскости поглощение и поляризация в этом направлении растут с расстоянием очень быстро ( ~ 1 зв величины на 1000 пс)

Межзвездная пыль состоит из пылевых частиц разной природы графитовые пылинки силикатные и др

Исследование межзвездной поляризации важно для изучения свойств самой межзвездной пыли - размеры и форма пылинок их состав картографирования направлений галактического магнитного поля

23

Карта межзвездной поляризации всего неба (Mathewson amp Ford 1970)

24

Карта межзвездной поляризации на высоких галактических широтах

25

Магнитные поля в астрофизике

Космический магнетизм

Магнитное поле Галактики 000001 Gauss Солнечный ветер 000005 Gauss Межзвездные молекулярные облака 0001 Gauss Магнитное поле Земли на поверхности 1 Gauss Магнитное поле на Солнце 5 Gauss Магнитное поле массивной звезды 100 Gauss Игрушечный магнит 100 Gauss Солнечное пятно 1000 Gauss Юпитер 1000 Gauss Магнитная звезда (BD+54 2846 ) 12000 Gauss Магнитный белый карлик 1000000 Gauss Нейтронная звезда 1000000000000 Gauss Магнетар 1000000000000000 Gauss

Астрофизики имеют дело с полями отличающимися по напряженности на 20 порядков

26

Магнитные поля на звездах

Магнитное поле на Солнце

Напряженность поля на поверхности 3 ndash 5 GНапряженность поля в пятне 1000 G

Происхождение поля магнитное (солнечное) динамо Солнце ndash хороший проводник тока и магнитное поле на нем генерируется из-за того что разные его слои вращаются с разной скоростью

Полностью механизм действия солнечного динамо до сих пор не объяснен

Расщепление спектральной в присутствии продольного (вверху) и поперечного (внизу) магнитного поля Величинарасщепления зависит от напряженности поля и магнитной

чувствительности линии (фактора Ландэ) λ λ2g B

Изображение солнечного пятна с высоким разрешением Температура в пятне на 1500 K ниже чем в окружающей области фотосферы Магнитное поле в пятне препятствуетконвекции вещества и переносу тепла

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

18

Современные астрономические поляриметры

PlanetPol

Hough и др 2006

bull модулятор PEM быстрая модуляция (20 kHz)

нет влияния от изменения прозрачности анализатор призма Волластона с углом разведения 20 для изм поляризации прибор вращается на 45

q amp u измеряются одновременно

bull 2 канала звезда и небо измеряются разными детекторами возможны систематические ошибки

bull детекторы лавинные фотодиоды (APDs) с линзами Фабри (диаметр лучей 07mm)

высокий квантовый выход (до 80)

пик чувствительности ~800 nm

bull телескоп WHT (4 м Ла Палма) TP ~(1-2)10ndash5

инструментальная поляризация очень мала

bull точность ограничена только количеством фотонов

~10ndash6 для 6 мин экспозиции для V~0m

19

Современные астрономические поляриметры

DiPolPiirola 2003

управляемый через сеть телескоп (06 м) на Ла Пальма

детектор Apogee AP47p камера c Marconi CCD4-10 back illuminated thinned CCD (высокая чувствительность в синей области спектра) вращаемая супер-ахроматичная λ2 фазовая пластинка

анализатор кальцит толщиной в 05 мм (дает угловое разделение 115 arc sec в фокальной плоскости)

вращающаяся турель с фильтрами UBVR

точность измерений ~ 1 10ndash4 для звезд с V = 8m

единственный в мире поляриметр управляемый по сети

время доступное для наблюдений ограничено только погодой

20

Поляризованный свет в астрофизике II

Бердюгин АОбсерватория Туорлы Университет г Турку Финляндия

21

Поляризованное излучение в астрофизических объектах

Основные источники возникновения поляризованного излучения

Рассеяние света в газовых и пылевых оболочках вокруг звезд

Поляризация света звезд межзвездной пылью (межзвездная поляризация)

Поляризация света в атмосферах звезд в присутствии магнитного поля

(эффект Зеемана)

Поляризованное излучения электронов движущихся в магнитном поле (циклотронное и синхротронное излучение)

22

Межзвездная поляризация

Свет удаленных звезд (изначально не поляризованный) проходя через облака межзвездной пыли становится частично линейно поляризованным

Межзвездная поляризация была открыта в 1949 г (Hiltner Hall)

Несферичные пылевые частицы ориентированные межзвездным галактическим магнитным полем избирательно поглощают падающее на них излучение свет поляризованный параллельно большой полуоси пылинки поглощается сильнее чем свет поляризованный ортогонально (оптический дихроизм)

Межзвездная пыль поляризует свет в направлении параллельном направлению линий магнитного поля

Свет не только поляризует но и поглощает свет расположенных за нею звезд межзвездная поляризация и поглощение линейно корреллируют друг с другом

Пыль в Галактике концентрируется в ее экваториальной плоскости поглощение и поляризация в этом направлении растут с расстоянием очень быстро ( ~ 1 зв величины на 1000 пс)

Межзвездная пыль состоит из пылевых частиц разной природы графитовые пылинки силикатные и др

Исследование межзвездной поляризации важно для изучения свойств самой межзвездной пыли - размеры и форма пылинок их состав картографирования направлений галактического магнитного поля

23

Карта межзвездной поляризации всего неба (Mathewson amp Ford 1970)

24

Карта межзвездной поляризации на высоких галактических широтах

25

Магнитные поля в астрофизике

Космический магнетизм

Магнитное поле Галактики 000001 Gauss Солнечный ветер 000005 Gauss Межзвездные молекулярные облака 0001 Gauss Магнитное поле Земли на поверхности 1 Gauss Магнитное поле на Солнце 5 Gauss Магнитное поле массивной звезды 100 Gauss Игрушечный магнит 100 Gauss Солнечное пятно 1000 Gauss Юпитер 1000 Gauss Магнитная звезда (BD+54 2846 ) 12000 Gauss Магнитный белый карлик 1000000 Gauss Нейтронная звезда 1000000000000 Gauss Магнетар 1000000000000000 Gauss

Астрофизики имеют дело с полями отличающимися по напряженности на 20 порядков

26

Магнитные поля на звездах

Магнитное поле на Солнце

Напряженность поля на поверхности 3 ndash 5 GНапряженность поля в пятне 1000 G

Происхождение поля магнитное (солнечное) динамо Солнце ndash хороший проводник тока и магнитное поле на нем генерируется из-за того что разные его слои вращаются с разной скоростью

Полностью механизм действия солнечного динамо до сих пор не объяснен

Расщепление спектральной в присутствии продольного (вверху) и поперечного (внизу) магнитного поля Величинарасщепления зависит от напряженности поля и магнитной

чувствительности линии (фактора Ландэ) λ λ2g B

Изображение солнечного пятна с высоким разрешением Температура в пятне на 1500 K ниже чем в окружающей области фотосферы Магнитное поле в пятне препятствуетконвекции вещества и переносу тепла

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

19

Современные астрономические поляриметры

DiPolPiirola 2003

управляемый через сеть телескоп (06 м) на Ла Пальма

детектор Apogee AP47p камера c Marconi CCD4-10 back illuminated thinned CCD (высокая чувствительность в синей области спектра) вращаемая супер-ахроматичная λ2 фазовая пластинка

анализатор кальцит толщиной в 05 мм (дает угловое разделение 115 arc sec в фокальной плоскости)

вращающаяся турель с фильтрами UBVR

точность измерений ~ 1 10ndash4 для звезд с V = 8m

единственный в мире поляриметр управляемый по сети

время доступное для наблюдений ограничено только погодой

20

Поляризованный свет в астрофизике II

Бердюгин АОбсерватория Туорлы Университет г Турку Финляндия

21

Поляризованное излучение в астрофизических объектах

Основные источники возникновения поляризованного излучения

Рассеяние света в газовых и пылевых оболочках вокруг звезд

Поляризация света звезд межзвездной пылью (межзвездная поляризация)

Поляризация света в атмосферах звезд в присутствии магнитного поля

(эффект Зеемана)

Поляризованное излучения электронов движущихся в магнитном поле (циклотронное и синхротронное излучение)

22

Межзвездная поляризация

Свет удаленных звезд (изначально не поляризованный) проходя через облака межзвездной пыли становится частично линейно поляризованным

Межзвездная поляризация была открыта в 1949 г (Hiltner Hall)

Несферичные пылевые частицы ориентированные межзвездным галактическим магнитным полем избирательно поглощают падающее на них излучение свет поляризованный параллельно большой полуоси пылинки поглощается сильнее чем свет поляризованный ортогонально (оптический дихроизм)

Межзвездная пыль поляризует свет в направлении параллельном направлению линий магнитного поля

Свет не только поляризует но и поглощает свет расположенных за нею звезд межзвездная поляризация и поглощение линейно корреллируют друг с другом

Пыль в Галактике концентрируется в ее экваториальной плоскости поглощение и поляризация в этом направлении растут с расстоянием очень быстро ( ~ 1 зв величины на 1000 пс)

Межзвездная пыль состоит из пылевых частиц разной природы графитовые пылинки силикатные и др

Исследование межзвездной поляризации важно для изучения свойств самой межзвездной пыли - размеры и форма пылинок их состав картографирования направлений галактического магнитного поля

23

Карта межзвездной поляризации всего неба (Mathewson amp Ford 1970)

24

Карта межзвездной поляризации на высоких галактических широтах

25

Магнитные поля в астрофизике

Космический магнетизм

Магнитное поле Галактики 000001 Gauss Солнечный ветер 000005 Gauss Межзвездные молекулярные облака 0001 Gauss Магнитное поле Земли на поверхности 1 Gauss Магнитное поле на Солнце 5 Gauss Магнитное поле массивной звезды 100 Gauss Игрушечный магнит 100 Gauss Солнечное пятно 1000 Gauss Юпитер 1000 Gauss Магнитная звезда (BD+54 2846 ) 12000 Gauss Магнитный белый карлик 1000000 Gauss Нейтронная звезда 1000000000000 Gauss Магнетар 1000000000000000 Gauss

Астрофизики имеют дело с полями отличающимися по напряженности на 20 порядков

26

Магнитные поля на звездах

Магнитное поле на Солнце

Напряженность поля на поверхности 3 ndash 5 GНапряженность поля в пятне 1000 G

Происхождение поля магнитное (солнечное) динамо Солнце ndash хороший проводник тока и магнитное поле на нем генерируется из-за того что разные его слои вращаются с разной скоростью

Полностью механизм действия солнечного динамо до сих пор не объяснен

Расщепление спектральной в присутствии продольного (вверху) и поперечного (внизу) магнитного поля Величинарасщепления зависит от напряженности поля и магнитной

чувствительности линии (фактора Ландэ) λ λ2g B

Изображение солнечного пятна с высоким разрешением Температура в пятне на 1500 K ниже чем в окружающей области фотосферы Магнитное поле в пятне препятствуетконвекции вещества и переносу тепла

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

20

Поляризованный свет в астрофизике II

Бердюгин АОбсерватория Туорлы Университет г Турку Финляндия

21

Поляризованное излучение в астрофизических объектах

Основные источники возникновения поляризованного излучения

Рассеяние света в газовых и пылевых оболочках вокруг звезд

Поляризация света звезд межзвездной пылью (межзвездная поляризация)

Поляризация света в атмосферах звезд в присутствии магнитного поля

(эффект Зеемана)

Поляризованное излучения электронов движущихся в магнитном поле (циклотронное и синхротронное излучение)

22

Межзвездная поляризация

Свет удаленных звезд (изначально не поляризованный) проходя через облака межзвездной пыли становится частично линейно поляризованным

Межзвездная поляризация была открыта в 1949 г (Hiltner Hall)

Несферичные пылевые частицы ориентированные межзвездным галактическим магнитным полем избирательно поглощают падающее на них излучение свет поляризованный параллельно большой полуоси пылинки поглощается сильнее чем свет поляризованный ортогонально (оптический дихроизм)

Межзвездная пыль поляризует свет в направлении параллельном направлению линий магнитного поля

Свет не только поляризует но и поглощает свет расположенных за нею звезд межзвездная поляризация и поглощение линейно корреллируют друг с другом

Пыль в Галактике концентрируется в ее экваториальной плоскости поглощение и поляризация в этом направлении растут с расстоянием очень быстро ( ~ 1 зв величины на 1000 пс)

Межзвездная пыль состоит из пылевых частиц разной природы графитовые пылинки силикатные и др

Исследование межзвездной поляризации важно для изучения свойств самой межзвездной пыли - размеры и форма пылинок их состав картографирования направлений галактического магнитного поля

23

Карта межзвездной поляризации всего неба (Mathewson amp Ford 1970)

24

Карта межзвездной поляризации на высоких галактических широтах

25

Магнитные поля в астрофизике

Космический магнетизм

Магнитное поле Галактики 000001 Gauss Солнечный ветер 000005 Gauss Межзвездные молекулярные облака 0001 Gauss Магнитное поле Земли на поверхности 1 Gauss Магнитное поле на Солнце 5 Gauss Магнитное поле массивной звезды 100 Gauss Игрушечный магнит 100 Gauss Солнечное пятно 1000 Gauss Юпитер 1000 Gauss Магнитная звезда (BD+54 2846 ) 12000 Gauss Магнитный белый карлик 1000000 Gauss Нейтронная звезда 1000000000000 Gauss Магнетар 1000000000000000 Gauss

Астрофизики имеют дело с полями отличающимися по напряженности на 20 порядков

26

Магнитные поля на звездах

Магнитное поле на Солнце

Напряженность поля на поверхности 3 ndash 5 GНапряженность поля в пятне 1000 G

Происхождение поля магнитное (солнечное) динамо Солнце ndash хороший проводник тока и магнитное поле на нем генерируется из-за того что разные его слои вращаются с разной скоростью

Полностью механизм действия солнечного динамо до сих пор не объяснен

Расщепление спектральной в присутствии продольного (вверху) и поперечного (внизу) магнитного поля Величинарасщепления зависит от напряженности поля и магнитной

чувствительности линии (фактора Ландэ) λ λ2g B

Изображение солнечного пятна с высоким разрешением Температура в пятне на 1500 K ниже чем в окружающей области фотосферы Магнитное поле в пятне препятствуетконвекции вещества и переносу тепла

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

21

Поляризованное излучение в астрофизических объектах

Основные источники возникновения поляризованного излучения

Рассеяние света в газовых и пылевых оболочках вокруг звезд

Поляризация света звезд межзвездной пылью (межзвездная поляризация)

Поляризация света в атмосферах звезд в присутствии магнитного поля

(эффект Зеемана)

Поляризованное излучения электронов движущихся в магнитном поле (циклотронное и синхротронное излучение)

22

Межзвездная поляризация

Свет удаленных звезд (изначально не поляризованный) проходя через облака межзвездной пыли становится частично линейно поляризованным

Межзвездная поляризация была открыта в 1949 г (Hiltner Hall)

Несферичные пылевые частицы ориентированные межзвездным галактическим магнитным полем избирательно поглощают падающее на них излучение свет поляризованный параллельно большой полуоси пылинки поглощается сильнее чем свет поляризованный ортогонально (оптический дихроизм)

Межзвездная пыль поляризует свет в направлении параллельном направлению линий магнитного поля

Свет не только поляризует но и поглощает свет расположенных за нею звезд межзвездная поляризация и поглощение линейно корреллируют друг с другом

Пыль в Галактике концентрируется в ее экваториальной плоскости поглощение и поляризация в этом направлении растут с расстоянием очень быстро ( ~ 1 зв величины на 1000 пс)

Межзвездная пыль состоит из пылевых частиц разной природы графитовые пылинки силикатные и др

Исследование межзвездной поляризации важно для изучения свойств самой межзвездной пыли - размеры и форма пылинок их состав картографирования направлений галактического магнитного поля

23

Карта межзвездной поляризации всего неба (Mathewson amp Ford 1970)

24

Карта межзвездной поляризации на высоких галактических широтах

25

Магнитные поля в астрофизике

Космический магнетизм

Магнитное поле Галактики 000001 Gauss Солнечный ветер 000005 Gauss Межзвездные молекулярные облака 0001 Gauss Магнитное поле Земли на поверхности 1 Gauss Магнитное поле на Солнце 5 Gauss Магнитное поле массивной звезды 100 Gauss Игрушечный магнит 100 Gauss Солнечное пятно 1000 Gauss Юпитер 1000 Gauss Магнитная звезда (BD+54 2846 ) 12000 Gauss Магнитный белый карлик 1000000 Gauss Нейтронная звезда 1000000000000 Gauss Магнетар 1000000000000000 Gauss

Астрофизики имеют дело с полями отличающимися по напряженности на 20 порядков

26

Магнитные поля на звездах

Магнитное поле на Солнце

Напряженность поля на поверхности 3 ndash 5 GНапряженность поля в пятне 1000 G

Происхождение поля магнитное (солнечное) динамо Солнце ndash хороший проводник тока и магнитное поле на нем генерируется из-за того что разные его слои вращаются с разной скоростью

Полностью механизм действия солнечного динамо до сих пор не объяснен

Расщепление спектральной в присутствии продольного (вверху) и поперечного (внизу) магнитного поля Величинарасщепления зависит от напряженности поля и магнитной

чувствительности линии (фактора Ландэ) λ λ2g B

Изображение солнечного пятна с высоким разрешением Температура в пятне на 1500 K ниже чем в окружающей области фотосферы Магнитное поле в пятне препятствуетконвекции вещества и переносу тепла

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

22

Межзвездная поляризация

Свет удаленных звезд (изначально не поляризованный) проходя через облака межзвездной пыли становится частично линейно поляризованным

Межзвездная поляризация была открыта в 1949 г (Hiltner Hall)

Несферичные пылевые частицы ориентированные межзвездным галактическим магнитным полем избирательно поглощают падающее на них излучение свет поляризованный параллельно большой полуоси пылинки поглощается сильнее чем свет поляризованный ортогонально (оптический дихроизм)

Межзвездная пыль поляризует свет в направлении параллельном направлению линий магнитного поля

Свет не только поляризует но и поглощает свет расположенных за нею звезд межзвездная поляризация и поглощение линейно корреллируют друг с другом

Пыль в Галактике концентрируется в ее экваториальной плоскости поглощение и поляризация в этом направлении растут с расстоянием очень быстро ( ~ 1 зв величины на 1000 пс)

Межзвездная пыль состоит из пылевых частиц разной природы графитовые пылинки силикатные и др

Исследование межзвездной поляризации важно для изучения свойств самой межзвездной пыли - размеры и форма пылинок их состав картографирования направлений галактического магнитного поля

23

Карта межзвездной поляризации всего неба (Mathewson amp Ford 1970)

24

Карта межзвездной поляризации на высоких галактических широтах

25

Магнитные поля в астрофизике

Космический магнетизм

Магнитное поле Галактики 000001 Gauss Солнечный ветер 000005 Gauss Межзвездные молекулярные облака 0001 Gauss Магнитное поле Земли на поверхности 1 Gauss Магнитное поле на Солнце 5 Gauss Магнитное поле массивной звезды 100 Gauss Игрушечный магнит 100 Gauss Солнечное пятно 1000 Gauss Юпитер 1000 Gauss Магнитная звезда (BD+54 2846 ) 12000 Gauss Магнитный белый карлик 1000000 Gauss Нейтронная звезда 1000000000000 Gauss Магнетар 1000000000000000 Gauss

Астрофизики имеют дело с полями отличающимися по напряженности на 20 порядков

26

Магнитные поля на звездах

Магнитное поле на Солнце

Напряженность поля на поверхности 3 ndash 5 GНапряженность поля в пятне 1000 G

Происхождение поля магнитное (солнечное) динамо Солнце ndash хороший проводник тока и магнитное поле на нем генерируется из-за того что разные его слои вращаются с разной скоростью

Полностью механизм действия солнечного динамо до сих пор не объяснен

Расщепление спектральной в присутствии продольного (вверху) и поперечного (внизу) магнитного поля Величинарасщепления зависит от напряженности поля и магнитной

чувствительности линии (фактора Ландэ) λ λ2g B

Изображение солнечного пятна с высоким разрешением Температура в пятне на 1500 K ниже чем в окружающей области фотосферы Магнитное поле в пятне препятствуетконвекции вещества и переносу тепла

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

23

Карта межзвездной поляризации всего неба (Mathewson amp Ford 1970)

24

Карта межзвездной поляризации на высоких галактических широтах

25

Магнитные поля в астрофизике

Космический магнетизм

Магнитное поле Галактики 000001 Gauss Солнечный ветер 000005 Gauss Межзвездные молекулярные облака 0001 Gauss Магнитное поле Земли на поверхности 1 Gauss Магнитное поле на Солнце 5 Gauss Магнитное поле массивной звезды 100 Gauss Игрушечный магнит 100 Gauss Солнечное пятно 1000 Gauss Юпитер 1000 Gauss Магнитная звезда (BD+54 2846 ) 12000 Gauss Магнитный белый карлик 1000000 Gauss Нейтронная звезда 1000000000000 Gauss Магнетар 1000000000000000 Gauss

Астрофизики имеют дело с полями отличающимися по напряженности на 20 порядков

26

Магнитные поля на звездах

Магнитное поле на Солнце

Напряженность поля на поверхности 3 ndash 5 GНапряженность поля в пятне 1000 G

Происхождение поля магнитное (солнечное) динамо Солнце ndash хороший проводник тока и магнитное поле на нем генерируется из-за того что разные его слои вращаются с разной скоростью

Полностью механизм действия солнечного динамо до сих пор не объяснен

Расщепление спектральной в присутствии продольного (вверху) и поперечного (внизу) магнитного поля Величинарасщепления зависит от напряженности поля и магнитной

чувствительности линии (фактора Ландэ) λ λ2g B

Изображение солнечного пятна с высоким разрешением Температура в пятне на 1500 K ниже чем в окружающей области фотосферы Магнитное поле в пятне препятствуетконвекции вещества и переносу тепла

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

24

Карта межзвездной поляризации на высоких галактических широтах

25

Магнитные поля в астрофизике

Космический магнетизм

Магнитное поле Галактики 000001 Gauss Солнечный ветер 000005 Gauss Межзвездные молекулярные облака 0001 Gauss Магнитное поле Земли на поверхности 1 Gauss Магнитное поле на Солнце 5 Gauss Магнитное поле массивной звезды 100 Gauss Игрушечный магнит 100 Gauss Солнечное пятно 1000 Gauss Юпитер 1000 Gauss Магнитная звезда (BD+54 2846 ) 12000 Gauss Магнитный белый карлик 1000000 Gauss Нейтронная звезда 1000000000000 Gauss Магнетар 1000000000000000 Gauss

Астрофизики имеют дело с полями отличающимися по напряженности на 20 порядков

26

Магнитные поля на звездах

Магнитное поле на Солнце

Напряженность поля на поверхности 3 ndash 5 GНапряженность поля в пятне 1000 G

Происхождение поля магнитное (солнечное) динамо Солнце ndash хороший проводник тока и магнитное поле на нем генерируется из-за того что разные его слои вращаются с разной скоростью

Полностью механизм действия солнечного динамо до сих пор не объяснен

Расщепление спектральной в присутствии продольного (вверху) и поперечного (внизу) магнитного поля Величинарасщепления зависит от напряженности поля и магнитной

чувствительности линии (фактора Ландэ) λ λ2g B

Изображение солнечного пятна с высоким разрешением Температура в пятне на 1500 K ниже чем в окружающей области фотосферы Магнитное поле в пятне препятствуетконвекции вещества и переносу тепла

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

25

Магнитные поля в астрофизике

Космический магнетизм

Магнитное поле Галактики 000001 Gauss Солнечный ветер 000005 Gauss Межзвездные молекулярные облака 0001 Gauss Магнитное поле Земли на поверхности 1 Gauss Магнитное поле на Солнце 5 Gauss Магнитное поле массивной звезды 100 Gauss Игрушечный магнит 100 Gauss Солнечное пятно 1000 Gauss Юпитер 1000 Gauss Магнитная звезда (BD+54 2846 ) 12000 Gauss Магнитный белый карлик 1000000 Gauss Нейтронная звезда 1000000000000 Gauss Магнетар 1000000000000000 Gauss

Астрофизики имеют дело с полями отличающимися по напряженности на 20 порядков

26

Магнитные поля на звездах

Магнитное поле на Солнце

Напряженность поля на поверхности 3 ndash 5 GНапряженность поля в пятне 1000 G

Происхождение поля магнитное (солнечное) динамо Солнце ndash хороший проводник тока и магнитное поле на нем генерируется из-за того что разные его слои вращаются с разной скоростью

Полностью механизм действия солнечного динамо до сих пор не объяснен

Расщепление спектральной в присутствии продольного (вверху) и поперечного (внизу) магнитного поля Величинарасщепления зависит от напряженности поля и магнитной

чувствительности линии (фактора Ландэ) λ λ2g B

Изображение солнечного пятна с высоким разрешением Температура в пятне на 1500 K ниже чем в окружающей области фотосферы Магнитное поле в пятне препятствуетконвекции вещества и переносу тепла

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

26

Магнитные поля на звездах

Магнитное поле на Солнце

Напряженность поля на поверхности 3 ndash 5 GНапряженность поля в пятне 1000 G

Происхождение поля магнитное (солнечное) динамо Солнце ndash хороший проводник тока и магнитное поле на нем генерируется из-за того что разные его слои вращаются с разной скоростью

Полностью механизм действия солнечного динамо до сих пор не объяснен

Расщепление спектральной в присутствии продольного (вверху) и поперечного (внизу) магнитного поля Величинарасщепления зависит от напряженности поля и магнитной

чувствительности линии (фактора Ландэ) λ λ2g B

Изображение солнечного пятна с высоким разрешением Температура в пятне на 1500 K ниже чем в окружающей области фотосферы Магнитное поле в пятне препятствуетконвекции вещества и переносу тепла

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

27

Магнитные поля на звездах

Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318 Слева ndash круговая поляризация в профиле линии Н возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 46 kG Справа - расщепление

линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 145 kG

Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG ndash 15kG Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы диффузия хим элементов в них определяется радиационным давлением и гравитацией Одни элементы rdquoвсплываютrdquo другие rdquoтонутrdquo Магнитное поле оказывает влияние на диффузию препятствуя перемещению вещества в направлении ортогональном направлению силовых линий

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

28

Магнитные поля на звездах

Хромосферно-активные звезды (RS CVn stars)

Двойные системы (G-К гигант + K-М карлик)

Орбитальный период от неск часов до неск дней

Мощная хромосферная и корональная активность яркие факельные поля мощное корональное рентгеновское излучение вспышки в оптическом UV радио и рентгеновском диапазоне Обширные магнитосферы

Методы исследования Допплеровская и

Зеемановская томография

Иллюстрация метода допплеровской томографии (слева) Пятно движется по видимому диску звезды по мере ее вращения Это приводит к появлению перемещающейся абсорбционной детали на профиле спектральной линии

Эта дополнительная абсорбция возникает из-за того что температура пятна на 1500 ndash 2000 К ниже температуры окружающей фотосферы

Спектральные наблюдения выполненные в разных фазах орбитального периода позволяют определить месторасположение пятен их размеры форму и температуру

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

29

Магнитные поля на звездах

Пятна могут занимать от 20 до 40 площади поверхности хромосферно активных звезд

Их месторасположение и размер изменяются с течением времени

Циклы активности подобные солнечному циклудлительностью в 10 ndash 20 лет

Эволюция пятен на поверхности звезды II PegПоказан вид звезды с полюса В отличие от Солнца пятна на RS CVn звездах часто

образуются на высоких широтах вблизи полюса

Слева иллюстрация принципа Зеемановской томографии

Продольное магнитное поле в пятне вызывает переменную круговую поляризацию профиля спектральной линии Поляризация линии изменяется с вращением звезды по меретого как пятно проходит по видимому диску

Зеемановская томография осуществляемая с помощьюспектрополяриметрии позволяет картографировать поле впятнах и измерять его напряженность

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

30

Магнитные поля на звездах

Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

31

Магнитные поля на звездах

Особая группа взаимодействующих двойных катаклизмические двойные (CVs)Тесная пара звезд К-М карлик + белый карлик Орбитальный период ndash несколько часов Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны ()В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на ldquoобычныеrdquo (карликовые новые повторные новые новоподобные переменные) и магнитные (Поляры)

Обычная катаклизмическая двойная (слева) Вещество с красного карлика перетекает на белый образуя вокруг него быстро вращающийся аккреционный диск Температура во внутренних частях диска может достигать 106 К Темп аккреции настолько велик что вещество не успевает оседать на поверхность белого карлика Накапливание вещества в диске приводит к его нестабильности и взрыву наблюдаемому как вспышка Новой

Промежуточный поляр (в центре) Белый карлик обладает сильным магнитным полем ( ~ 106 - 107 G) которое разрушает аккреционный диск у его поверхности Начиная с определенного расстояния аккреция вещества идет вдоль силовых линий поля белого карлика в область его магнитных полюсов Белый карлик вращается вокруг своей оси асинхронно (быстрее чем движется по орбите)

Поляр или звезда типа АМ Her (справа) Магнитное поле у белого карлика имеет напряженность ~ 108 G Диск не образуется вообще аккреция вещества осуществляется прямо на один из полюсов посредством аккреционной струи Осевое вращение белого карлика синхронизировано с орбитальным

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

32

Магнитные поля на звездах

Причина повышенного магнетизма на белых карликах консервация общего магнитного потока (потока магнитной энергии через поверхность) звезды в момент ее сжатия в белый карлик

Напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика после сжатия

Bd Bs (RsRd)2 если размер звезды уменьшился в 100 раз поле усилилось в 10000 раз

Циклотронное излучение возникает при ускоренном движении электронов в магнитном поле Электроны движутся по спиральной траектории вдоль силовых линий излучая эл-магн волны

на частоте циклотронной орбиты (циклотронной частоте) с и ее кратных гармониках 2с 3с

с = eB 2mec asymp 28 B MHz те для B = 103 G с = 10 см (радио-диапазон)

Циклотронное излучение поляризовано

Линейно ортогонально силовымлиниям если смотреть поперек поля

По кругу если смотретьвдоль силовых линий

При напряженности поля B ge 107 G младшие гармоники циклотронного излучения попадают в видимую область спектра Благодаря этому у звезд типа AM Her наблюдается линейная и круговая поляризация величиной до 10 ndash 20 а у промежуточных поляров круговая - до 3

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

33

Магнитные поля на звездах

Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция геометрии поля на поверхности белого карлика (справа) Орбитальный период системы - 415часа период вращения белого карлика ndash 91 мин () Поляризованное циклотронное излучение образуется в области магнитных полюсов звезды Максимум и минимум поляризации наблюдаютсяв моменты когда полюса видны на центре диска звезды Напряженность магнитного поля наповерхности белого карлика составляет 315 106 G

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34

34

Спасибо за внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34