Реферат: Влияние магнитного поля

Магнитное поле в кольцевомшихтованном сердечнике с анизотропными свойствами

Современную электроэнергетику отличают разнообразием конструктивных исполнений и режимов работы силовых электротехническихустройств (СЭУ), высокие удельные нагрузки всех элементов последних,использование для ферромагнитных шихтованных сердечников (ШС) лучших марокхолоднокатаных листовых электротехнических сталей (ЛЭС) со свойственной иманизотропией магнитных свойств (АМС) [1]. В этих условиях применениетрадиционных методик электромагнитных расчетов становится затруднительным из-запоявления дополнительных погрешностей, обусловленных не учетом фактическогохарактера распределения вектора магнитной индукции <img src="/cache/referats/15711/image001.gif" v:shapes="_x0000_i1025">магнитопроводе. Постоянное стремление к оптимизацииконструктивных решений, расширение возможных режимов работы делают необходимымпривлечение к расчету аппарата электромагнитного поля [2, 3].

Как показывают научные исследования, сдерживающим фактором примененияпрогрессивных методик становится отсутствие необходимого набора справочнойинформации на магнитные свойства электротехнических сталей и в частностивекторных характеристик намагничивания <img src="/cache/referats/15711/image002.gif" v:shapes="_x0000_i1026"><img src="/cache/referats/15711/image003.gif" v:shapes="_x0000_i1027">

Для обоснования необходимости учета векторного характера магнитнойанизотропии используем метод математического моделирования на примере ШСкольцевой формы, где влияние стыков исключено, а магнитная анизотропияпроявляется в наиболее явной форме.

Для определения магнитного поля в кольцевом анизотропном ШС решаем краевуюзадачу при заданном магнитном потоке, соответствующем амплитуде перемагничивания, в цилиндрической системе координат <img src="/cache/referats/15711/image004.gif" v:shapes="_x0000_i1028">

<img src="/cache/referats/15711/image005.gif" v:shapes="_x0000_i1029">

(1)

где <img src="/cache/referats/15711/image006.gif" v:shapes="_x0000_i1030"><img src="/cache/referats/15711/image007.gif" v:shapes="_x0000_i1031"><img src="/cache/referats/15711/image003.gif" v:shapes="_x0000_i1032"><img src="/cache/referats/15711/image001.gif" v:shapes="_x0000_i1033">x и y,совпадающие с осями магнитной анизотропии, соответственно, j = 0 и 90о. Символ z при векторном потенциале опущен.

Уравнение (1) является нелинейным и аналитического решения не имеет. Решениепоследнего может быть получено одним из известных численных методов.

<img src="/cache/referats/15711/image008.gif" v:shapes="_x0000_i1034">
Рис. 1. Принцип измерения напряженности магнитного поля в различных точкахпо радиальной координате кольцевого сердечника.

На основе численного метода конечных разностей производится расчетмагнитного поля кольцевого ШС в функции отношения радиусов r, степени АМС К [4], и амплитуды средней по сечениюмагнитной индукции ВМср.При моделировании варьировалось отношение радиусов r, степень АМС К и уровень насыщения характеристикинамагничивания. Результаты моделирования показали, что с ростом К существенно возрастает неоднородностьМП в области кольцевого сердечника, где направления вектора непосредственноприлегают к оси легкого намагничивания ЛЭС, причем характер распределениякачественно отличается от случая К= 1 (изотропного материала). Увеличение усиливает эту неоднородность МП всердечнике. При значительных насыщениях, последняяприближается к распределению в изотропном кольцевом сердечнике.

<img src="/cache/referats/15711/image009.gif" align=«left» hspace=«10» vspace=«5» v:shapes="_x0000_s1026">Рис.2. Зависимости В*(r) вкольцевом сердечнике из стали 2412, в угловых положениях j = 0 и 90o в ненасыщенныхрежимах (Вмср£ 0,8 Тл). Rв и Rн — внутренний инаружный радиусы; В* = Вм/Вмср — относительное значение магнитной индукции.

При моделировании МП в кольцевом ШС принимается ряд допущений, которые моглиповлиять на точность расчета. Для математической модели и обоснованияправомерности принятых допущений проведены специальные экспериментальныеисследования на кольцевых ШС, изготовленных из холоднокатаных ЛЭС 3413 и 2142 сразными уровнями магнитной анизотропии.

Из одного рулона каждой стали были изготовлены и совместно подвергнутывосстановительному отжигу в проходной печи пакеты стандартных полосовыхобразцов (для различных направлений намагничивания) и кольцевых сердечников.Полосовые образцы для получения необходимой для расчетов исходной информации омагнитных свойствах материала вырубались под углами к направлению прокатки a = 20о, 30о, 55о,75о, 90о и вдоль НП (a= 0). Кольцевые сердечники с отношением радиусов r = 2,1, имели диаметры,соответственно Дн = 231,2 мм, Двн= 110 мм (рис.1). Ожидалось, что большое r приведет к значительномуперераспределению МП по высоте спинки сердечника, а размер ширины спинки 60,6мм обеспечит достаточную разрешающую способность в определении измерениямагнитной индукции по радиальной координате.

<img src="/cache/referats/15711/image010.gif" align=«left» hspace=«10» vspace=«5» v:shapes="_x0000_s1027">Рис.3. Зависимости В*(r) вкольцевом сердечнике из стали 3413, в угловых положениях j = 0 и 90o в ненасыщенныхрежимах (Вмср£ 0,8 Тл). Rв и Rн — внутренний инаружный радиусы; В* = Вм/Вмср — относительное значение магнитной индукции.

Для исключения влияния механических напряжения сердечники собирались безстягивающих усилий. При этом также контролировался согласованный способшихтовки отдельных колец. Чтобы при локальных измерениях результатыгарантировали достоверность, какие-то ни было сверления пакета исключались. Длядоступа к боковой поверхности пакет собирался из двух полупакетовс воздушным промежутком, где можно было бы разместить датчик-зонд напряженностиМП. В угловых положениях сердечника j= 0 и j = 90о,совпадающих с осями магнитной анизотропии материала, были предусмотренырадиальные каналы, позволяющие передвигать датчик напряженности вдольрадиальной координаты и осуществлять измерения касательной составляющейнапряженности Нjм при различныхзначениях амплитуды средней по сечению магнитной индукции (рис. 1). Посколькуиз результатов математического моделирования МП анизотропного ШС известно, чтона осях магнитной анизотропии радиальные составляющие векторов <img src="/cache/referats/15711/image003.gif" v:shapes="_x0000_i1035"><img src="/cache/referats/15711/image001.gif" v:shapes="_x0000_i1036">Нjм и кривойнамагничивания можно определить соответствующие значения Bjм.Таким образом, устанавливался характер распределения Bм по радиусу приразличных насыщениях сердечника. Все измерения производилисьпри синусоидальном магнитном потоке на частоте f = 50 Гц.

На рис. 2 и 3 представлены зависимости магнитной индукции (в относительнойформе) от радиальной координаты в угловых положениях, соответствующих осяммагнитной анизотропии (j = 0 и90о) для обеих марок сталей — 3413 (К = 7) и 2412 (К= 1,6). Указанные кривые характерны для ненасыщенных режимов работы. На этом жерисунке точками отмечены результаты измерений, которые подтверждают хорошуюсходимость с расчетом.

Таким образом, в результате моделирования МП кольцевого ШС установленанеобходимость использования при расчетах векторных характеристикнамагничивания, что особенно важно для текстурованных сталей с большими К. Определяющее влияние на характер МПоказывают угловые характеристики магнитной анизотропии y(В,a) [4]. Использование прирасчетах МП одних только справочных характеристик Нa(В, a),то есть при условии y = 0 (где Нa — проекция вектора <img src="/cache/referats/15711/image003.gif" v:shapes="_x0000_i1037"><img src="/cache/referats/15711/image001.gif" v:shapes="_x0000_i1038">К =1). Следует заметить, что для других случаев использования текстурованных ЛЭС вШС СЭУ анизотропия будет накладывать условия на рабочие характеристики магнитопроводов, и это необходимо учитывать эти поля.

Магнитное поле Земли

Механизм возникновения, предложения по его экспериментальной проверке ииспользованию

Существует ряд гипотез, объясняющих возникновение магнитного поля Земли. Впоследнее время получила развитие теория, связывающая возникновение магнитногополя Земли с протеканием токов в жидком металлическом ядре. Подсчитано, чтозона, в которой действует механизм «магнитное динамо» находится на расстоянии0,25...0,3 радиуса Земли [1].

Следует заметить, что гипотезы, объясняющие механизм возникновениямагнитного поля планет, довольно противоречивы и до настоящего времениэкспериментально не подтверждены.

Что касается магнитного поля Земли, то достоверно установлено, что оно чуткореагирует на солнечную активность. В то же время вспышка на Солнце не можетоказать заметного влияния на ядро Земли. С другой стороны, если связыватьвозникновение магнитного поля планет с токовыми слоями в жидком ядре, то можносделать заключение, что планеты солнечной системы, имеющие одинаковоенаправление вращения, должны иметь одинаковое направление магнитных полей. ТакЮпитер, вращающийся вокруг своей оси в ту же сторону что и Земля, имеетмагнитное поле направленное противоположно земному.

Предлагается новая гипотеза о механизме возникновения магнитного поля Землии установка для экспериментальной проверки.

 

На рис. 1 изображена схема Солнце-Земля. Земля (З) вращается вокруг своейоси N-S с угловой скоростью?.. Земля имеет магнитное поле, северный полюскоторого находится на южном географическом полюсе. Чтобы получить магнитноеполе такого направления, вокруг земного шара, в плоскости перпендикулярной осивращения Земли, должен существовать устойчивый токовый слой с током IЗ. Назовемего током Земли. Следовательно, над поверхностью Земли должен существоватьпроводящий слой, по которому должен замыкаться ток IЗ. Такой слой существует –это ионосфера.

Рассмотрим каким образом может возниканутьнаправленный ток IЗ в ионосфере. Солнце, в результате ядерных реакцийпротекающих в нем, излучает в окружающее пространство огромное количествозаряженных частиц больших энергий (энергия частиц солнечного ветра ?1027...1029эрг/с) – так называемый солнечный ветер. По составу солнечный ветер содержит,главным образом, протоны, электроны, немного ядер гелия, ионов кислорода,кремния, серы, железа [1]. Частицы образующие солнечный ветер, обладающиемассой и зарядом, увлекаются верхними слоями атмосферы в сторону вращенияЗемли. Таким образом, вокруг Земли образуется направленный поток электронов,движущихся в сторону вращения Земли. Электрон – это заряженная частица, анаправленное движение заряженных частиц есть не что иное, как электрическийток. За направление тока принято направление противоположное движениюэлектронов, которое совпадает с направлением тока IЗ. Таким образом, существуетток IЗ, вызванный направленным круговым движением частиц солнечного ветра,увлекаемых круговым движением Земли. В результате наличия тока IЗ возбуждаетсямагнитное поле Земли ФЗ.

Относительно Земли солнечный ветер представляет собой поток заряженныхчастиц постоянного направления, а это не что иное, как электрический ток.Назовем его током Солнца IС. Согласно определению направления тока он направленв сторону, противоположную движению отрицательно заряженных частиц, т.е. отЗемли к Солнцу.

Рассмотрим взаимодействие тока Солнца IС с возбужденным магнитным полемземли. В результате такого взаимодействия на Землю действует вращающий моментМЗ, направленный в сторону вращения Земли. Таким образом, Земля относительносолнечного ветра (IС) проявляет себя аналогично двигателю постоянного тока ссамовозбуждением. Источником энергии (генератором) в данном случае являетсяСолнце.

Следует отметить дополнительно, что магнитный поток, вызванный токомсолнечного ветра IС, пронизывает вращающийся вместе с Землей поток раскаленнойлавы внутри нее. В результате взаимодействия поля IС и потока раскаленной лавыв ней наводится электродвижущая сила, под действием которой течет ток, которыйтак же создает магнитное поле. Вследствие этого магнитное поле Земли являетсярезультирующим полем от взаимодействия тока IС и тока лавы.

Поскольку и магнитное поле, и вращающий момент, действующий на землю,зависят от тока Солнца, а последний от степени солнечной активности, то приувеличении солнечной активности должен увеличиваться вращающий момент,действующий на Землю и увеличиваться скорость ее вращения.

Реально существующая картина магнитного поля Земли зависит не только отконфигурации токового слоя, но и от магнитных свойств земной коры, а так же ототносительного расположения магнитных аномалий. Здесь можно провести аналогию сконтуром с током при наличии ферромагнитного сердечника и без него. Известно,что ферромагнитный сердечник не только меняет конфигурацию магнитного поля, нои значительно усиливает его.

Токовый слой Земли постоянно подпитываетсяэлектронами солнечного ветра. Таким образом, в результате наличия свободноготокового слоя, обусловленного электронами солнечного ветра, земной шар вместе сатмосферой и ионосферой, в настоящее время должен иметь отрицательныйнекомпенсированный заряд.

Токовый слой Земли, в значительной степени, определяет протеканиеэлектрических процессов в атмосфере (грозы, полярные сияния, огни «святого Эльма»). Замечено, что при извержении вулканов значительноактивизируются электрические процессы в атмосфере. Данное явление можнообъяснить следующим. При извержении вулкана выбрасывается столб раскаленныхгазов (плазмы). Конвективное движение раскаленных газов замыкает токовый слойионосферы с поверхностью Земли. Таким образом, появляется ток утечки, которыйактивизирует электрические процессы при извержениях.

Предложенная гипотеза, в противовес теории токовых слоев в жидком ядре,может быть проверена на практике. Подтверждение предложенной гипотезы позволитуточнить и расширить наши знания о механизме магнитного поля Земли и другихпланет, позволит объяснить природу сил и моментов, поддерживающих вращениеЗемли вокруг своей оси. 

Рис. 2. Схема экспериментальной установки:

Iз – токовый слой земли Земли;

Iк – ток в искусственном параллельном контуре;

ПЗ – поверхность Земли;

ДЛЭ – длинная линия электропередачи;

СК – соединитель концов линии с токовым слоем;

ИП – измерительный прибор.

Для экспериментальной проверки гипотезы предлагается создать искусственныйконтур, расположенный параллельно токовому слою Земли (рис. 2). В качествепараллельного контура можно использовать длинную линию электропередачи, идущую,преимущественно, в направлении восток-запад. Концы длинной линии должны бытьсоединены или приближены к токовому слою Земли. В качестве соединителейпредполагается использовать столб плазмы, например, струю газов реактивногодвигателя или воздушные шары, соединенные проводником с концами длинной линии.

Таким образом, предполагается зарегистрировать измерительным приборомвеличину и направление тока в искусственном параллельном контуре.

Практическое подтверждение высказанных предположений позволит объяснитьвзаимосвязь электромагнитных процессов в системе Солнце-Земля и обеспечитвозможность разработки мощных энергетических установок использующих энергиюСолнца.

 

Если бы пришлось создавать энциклопедию рекордов, то нейтронные звезды вошлибы в нее как обладатели самых мощных магнитных полей во Вселенной. По этомупараметру они превзошли возможности лучших физических лабораторий, в которыхпока получены поля, не большие 10 Гс. Нейтроннымзвездам уступают белые карлики (10" Гс), с нимине могут соперничать даже черные дыры звездных масс, вблизи которыхнапряженность магнитного поля не превышает 10'¦ Гс.

В современной литературе в качестве характерной напряженности магнитногополя на поверхности нейтронных звезд обычно приводят величину 10'^ Гс. Цифра внушительная; кубический сантиметр пустоты,содержащей такое поле, весил бы на Земле 40 г! Невольно вспоминается? пустышка¦Рэдрика Шухарта, которую струдом поднимали два человека'. Но поля напряженностью 10'^ Гсдля нейтронных звезд, по-видимому, не рекорд. В последние годы появилисьданные, свидетельствующие в пользу существования нейтронных звезд, наповерхности которых магнитное поле в сотни раз мощнее. В таких полях решаю-

' С т руга ц кие А. и Б. Пикник на обочине.?Аврора, 1972, ¦ 7, с. 29.

 

щую роль начинают играть квантово-релятивистскиеэффекты.

Существование столь сильных полей ставит целый ряд новых задач как дляастрофизики, так и для физики.

ПОЧЕМУ У НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД ДОЛЖНЫ БЫТЬ СИЛЬНЫЕ МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ?

Ответ звучит необычно: по той же причине, по которой магнитные полянейтронных звезд должны быть очень слабыми.

Нейтронные звезды образуются в результате катастрофического сжатия(коллапса) обычных звезд, исчерпавших источники термоядерной энергии. Звездноевещество представляет собой раскаленную плазму с высокой электропроводностью, Втакой плазме силовые линии магнитного поля? приклеены¦ к частицам, т. е.двигаются вместе с плазмой (это называется "вмороженностью¦магнитного поля). При сжатии звезды общее число силовых линий, пронизывающихзвезду (поток магнитного поля), сохраняется. Следовательно, при сжатииувеличивается число силовых линий, приходящееся на единицу площади сечениязвезды, т. е. растет напряженность магнитного поля. Очевидно, напряженностьполя нарастает обратно пропорционально

Рекордсмены магнитных полей

квадрату радиуса звезды. В этом смысле магнитное поле при сжатииувеличивается.

Однако если мы будем измерять напряженность магнитного поля на некоторомрасстоянии от сжимающейся звезды, то обнаружим уменьшение поля. Это легкопонять, если вспомнить, что напряженность поля на некотором расстоянии отсистемы токов прямо пропорциональна ее магнитному дипольному моменту, который вданном случае есть произведение магнитного потока, пронизывающего звезду, на еерадиус (для простоты вычислений примем его равным 7 км). Очевидно, при такомсжатии магнитное поле на поверхности усилится в 10 млрдраз (попутно отметим, что дипольный момент уменьшится в 100 тыс. раз, аквадрупольный? в 10 млрд раз). Так как на поверхностиСолнца средняя напряженность поля равна-1 Гс, то дляобразовавшейся нейтронной звезды это поле будет равно 10¦ Гс.

Полученная оценка? весьма приближенная, хотя бы уже потому, что из звездытипа Солнца нейтронной звезды не ?сдела-

Изменение магнитного поля при коллапсе звезды. Начальный радиус звезды К;),конечный? К. Поле на поверхности звезды возрастает от величины Во до величиныВ (нейтронная звезда). В некоторой пробной точке А, удаленной на расстояние Кд, напряженность поля, наоборот, падает от величины В^ квеличине Вд.

хранением потока дипольный момент звезды уменьшается прямо пропорциональноее радиусу. Итак, нейтронная звезда должна обладать очень малым магнитным ди-польным моментом!

Распространив приведенные рассуждения на более высокие мультипольныемоменты магнитного поля, мы легко получим изящный результат: коллапс звезды? очищает¦ ее магнитное поле; так как более высокие мультиполизвезды пропорциональны более высоким степеням ее радиуса, при сжатии ониисчезают еще быстрее, чем дипольный момент. Коллапс звезды является как бы? чистилищем¦ для ее магнитного поля. Это свойство коллапса оправдываеттрадиционное предположение о чисто дипольном характере магнитного полянейтронных звезд.

Но вернемся к магнитным полям у поверхности. Используя условие ?вморо-женности¦, можно оценить величину магнитного полянейтронных звезд. Сожмем мысленно Солнце, радиус которого равен 700 тыс. км, доразмера нейтронной звезды

Замедление скорости вращения радиопульсара Р5К0833. Наблюдаются? сбои периода¦, один из которых показан на рисунке. Сбоиносят спорадический характер и не могут скомпенсировать среднего монотонногоувеличения периода пульсара (по данным П. Рейчли и Г.Даунса, 1969 г.).

ешь¦? нужны более массивные звезды. И… все-таки эта оценка дает правильноепредставление о порядке величины магнитного поля.

МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ РАДИОПУЛЬСАРОВ

Первые данные о магнитных полях нейтронных звезд были получены сразу послеоткрытия радиопульсаров в 1967 г. Импульсырадиоизлучения от пульсаров приходят на Землю строго периодически. Но это вернолишь в первом приближении. Замечательное свойство всех радиоПульса-ровзаключается в том, что промежутки между временем прихода импульсов медленно'растут. Это свойство? ключевое для разгадки природы их энерговыделения.

Возникновение магнитодипольного излучения. Магнит,вращающийся вокруг оси ^, не совпадающей с его магнитной осью у… излучаетэлектромагнитные волны на частоте вращения ш. Врезультате магнит будет тормозиться^ как если бы кнему был приложен тормозящий момент сил. Торможение полностью определяетсямагнитным дипольным моментом а, частотой о) и углом в.

щийся магнит, ось вращения которого не совпадает сего магнитной осью. Из электродинамики известно, что такой магнит будетизлучать электромагнитные волны на частоте вращения (магнитодипольноеизлучение). При этом уменьшение скорости вращения полностью определяетсямагнитным дипольным моментом (точнее, его проекцией на экватор вращения),частотой вращения магнита и его моментом инерции. Если мы знаем момент инерциии скорость вращения магнита, то, измерив замедление вращения, мы сможемопределить проекцию его дипольного магнитного момента на экватор.

Этот метод был впервые применен для оценки магнитного поля нейтронной

В. М. Липунов

звезды. Конечно, пульсар не заменишь обычным магнитом, даже очень большим.Процессы, протекающие в магнитном поле радиопульсара,значительно сложнее простого излучения магнитодипольныхволн. Однако большинство моделей радиопульсаров даютэнергетические потери, близкие к магнитодипольным.

Сейчас найдено более 300 радиопульсаров, и длябольшинства из них известны изменения периода. Если мы зададимся некоторымиразумными значениями момента инерции звезды (обычно 10^ г • см^)

Распределение числа радиопульсаров по величине ихмагнитного поля. Величина магнитного поля оценивается по замедлению радиопульсара с помощью магнитодипольнойформулы. Радиус нейтронной звезды принимается равным 10 км, а момент инерции?10" г. см. (Распределение построено по данным каталога Р. Манчестера и Дж.Тейлора, 1981 г.)

и ее радиуса (10 км), мы получим более 300 значений величины магнитного поляу нейтронных звезд: от 10^ до 10^ Гс, причембольшинство радиопульсаров имеют поля порядка 10^ Гс.

Как видим, полученные результаты и близки, и далеки от ожидаемых. Близки,поскольку грубая оценка дает похожий порядок величины. А далеки, потому что нетак-то просто сжатием получить напряженность магнитного поля около 10'^ Гс, а тем более 10^ Гс. Например,если имеется звезда солнечных размеров, то необходимо предположить, что ее поледолжно составлять уже не 1, а 100 или 1000 Гс.Возможно, однако, что такое не подкрепленное наблюдениями предположение и непонадобится. Учитывая сильную зависимость конечного поля сколлапсировавшейзвезды от ее радиуса, можно? списать¦ трудности на этот счет. Вот если бы вдругбыли обнаружены поля 10'^?10'^ Гс, тогда,действительно, пришлось бы? бить в колокола¦.

Итак, данные по замедлению радиопульсаров говорято том, что характерная величина их магнитного поля ?10^ Гс.Этот вывод оказался в прекрасном согласии с открытием западногерманскихастрофизиков под руководством И. Трюмпера (Институтфизики и астрофизики им. М. Планка).

? СПЕКТРОСКОПИЯ¦ РЕНТГЕНОВСКИХ ПУЛЬСАРОВ

В 1971 г. были открыты рентгеновские пульсары. Уже первые наблюденияпоказали, что они принципиально отличаются от радиопульсаров:рентгеновские пульсары не замедляются, а ускоряются! С чем связано стольразительное отличие в их поведении? Чем вообще определяется поведениенейтронной звезды? Оказалось, что радио- и рентгеновские пульсары генетическисвязаны, все дело лишь в том, что условия, в которых они находятся, совершенноразличны: радиопульсары? это одиночные нейтронныезвезды, а рентгеновские пульсары? нейтронные звезды в двойных системах.

Рентгеновские пульсары светятся из-за того, что на поверхность нейтроннойзвезды падает (аккрецирует) вещество, захваченное ихгравитационным полем. Поставляет им это вещество обычная звезда? второйкомпонент двойной системы. Вещество, стекающее с обычной звезды, участвует вместес ней в орбитальном вращении и, следовательно, обладает вращательным моментомотносительно нейтронной звезды. Прежде чем упасть на ее поверхность, веществочерез магнитное поле отдает свой момент нейтронной звезде, закручивая ее.Именно поэтому рентгеновские пульсары ускоряются.

Вблизи нейтронной звезды вещество? вмораживается¦ в силовые линии, стекая намагнитные полюса. На магнитных полюсах при ударе о твердую поверхностьнейтронной звезды и возникает рентгеновское излучение пульсара. Температура в этихместах столь велика (ГО^ К), что все атомы полностью ионизованы, и,следовательно, жесткая часть спектра излучения пульсара (более 10 кэВ) не должна содержать никаких линий.

И все-таки линии в рентгеновском спектре могут быть. На это впервые ука-

ные линии, образующиеся в магнитном поле, называютциклотронными.

В 1976 г. группа ученых из Института физики и астрофизики им. М. Планка(ФРГ) обнаружила с помощью рентгеновского детектора, поднятого на воздушномшаре, циклотронную линию: в спектре рентгеновского пульсара Геркулес Х-1 врайоне 30? 50 кэВ они нашли спектральную деталь,похожую на линию^ К сожалению, до сих пор не удалосьточно установить, какая это линия? излучения или поглощения. Если поглощения,то энергия линии? 30 кэВ, если излучения? 50 кэВ. Но пока это и не столь важно. Важно другое. Мы имеемдело именно с циклотронной линией (а никаких более разумных предположенийвысказано не было). Отсюда следует, что в районе полюсов нейтронная звездаГеркулес Х-1 имеет поле напряженностью (3? 5)- 10^ Гс.Эту оценку не может сильно изменить небольшая неопределенность, котораявозникает из-за гравитационного красного смещения; на поверхности нейтронныхзвезд оно достигает нескольких десятков процентов.

Поражает совпадение полученной величины с характерной величиной, найденнойиз совершенно других соображений для радиопульсаров.

НОВЫЕ ВОПРОСЫ

Казалось бы, теперь в руках астрономов имеется надежный метод? метод? спектроскопического¦ измерения напряженности магнитного поля. Осталось тольконайти циклотронные линии у других рентгеновских пульсаров, и проблема решена.Но в том-то и дело, что у большинства рентгеновских пульсаров такие линиивообще отсутствуют, а найденные следы линии у еще двух-трех пульсаров находятсяна уровне шума. Напомним, что большинство рентгеновских пульсаров излучает вдиапазоне от нескольких кэВ до нескольких десятков кэВ, с максимумом вблизи 10? 20 кэВ.В этот диапазон могли бы попасть линии, соответствующие напряженностимагнитного поля от нескольких единиц на

10" Гс до (7?8) .10^ Гс.Именно такие значения магнитных полей, полученные по наблюдениям радиопульсаров, наиболее? популярны¦ и у нейтронных звезд.Как же объяснить отсутствие циклотронных линий в спектрах большинстварентгеновских пульсаров?

' Тгитрег ). е1 а1. А^горЬу¦..1. Ье^., 1978, v. 219, ^.105.

 

Можно предположить, что либо условия возникновения циклотронных линий стольспецифичны, что им удовлетворяет лишь одна нейтронная звезда? Геркулес Х-1,либо большинство рентгеновских пульсаров имеют магнитные поля, напряженностикоторых значительно отличаются от величины 10^ Гс,например 10'¦ Гс или 10'^ Гс.Первое предположение полностью исключить нельзя. Пожалуй, оно имеет лишь однослабое место: ведь пульсар Геркулес Х-1 ничем не выделен среди остальныхпульсаров. Второе объяснение также весьма рискованно. Пусть, например,рентгеновские пульсары имеют небольшие поля (10'" Гс).Тогда непонятно, почему среди радиопульсаров так малозвезд с полем 10'" Гс. Имеется и другое, как мнекажется,? убийственное¦ для этой гипотезы возражение. Дело в том, чтобольшинство рентгеновских пульсаров входит в состав массивных двойных систем,время жизни которых очень мало с астрономической точки зрения: 10^?10^ млн лет. Нейтронная звезда, обладающая полем 10'¦ Гс, за это время просто не успевает замедлить свое вращениедо периодов в сотни секунд (а именно такие периоды характерны для рентгеновскихпульсаров).

Кажется, что так же легко можно? расправиться¦ и с предположением обаномально сильных магнитных полях у рентгеновских пульсаров (10'"* Гс). Ведь такие значения полностью противоречат наблюдениямрадиопульсаров? среди них нет ни одного со стольгигантским полем.

Но это возражение, как впервые заметил советский астрофизик Н. И. Шакура^ совершенно необоснованно. Дело в том, что мы и недолжны видеть радиопульсары с такими большими полями.Время жизни радиопульсара обратно пропорциональноскорости его замедления, т. е. обратно пропорционально квадрату поля пульсара.Например, радиопульсар с полем 10 Гс? живет¦ в 10 тыс. раз меньше, чем пульсар с полем 10'^ Гс!Вероятность увидеть такой пульсар среди известных 300?400 радиопульсаровменее 3 %. Таким образом, при наблюдении радиопульсаровиз их числа выпадают нейтронные звезды с очень большими полями. В астрономииэто называется эффектом селекции.

 

 

 

МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ РЕНТГЕНОВСКИХ ПУЛЬСАРОВ

Светимость рентгеновского пульсара определяется количеством вещества,падающего на поверхность нейтронной звезды в единицу времени (т. е. темпом ак-креции), и никоим образом не зависит' от скорости еевращения. Важно только, чтобы нейтронная звезда вращалась не слишком быстро,иначе магнитное поле будет препятствовать аккреции.Скорость замедления вращения пропорциональна магнитному полю звезды, поэтомучем больше поле звезды, тем больше вероятность застать ее на стадиирентгеновского пульсара. Следовательно, для рентгеновских пульсаров характернаселекция совершенно обратного свойства? среди них нейтронные звезды с большимиполями должны встречаться чаще!

В настоящее время накоплен огромный наблюдательный материал о различныххарактеристиках рентгеновских пульсаров: их светимости, спектрах, массах,периодах, изменениях периодов и т. д. Какую наблюдательную величину лучше всегоиспользовать для определения магнитного поля? Наиболее чувствительными кмагнитному полю оказались период вращения рентгеновского пульсара, а такжескорость изменения этого периода.

Рентгеновские пульсары, в отличие от радиопульсаров,могут как ускоряться, так и замедляться. Магнитосфера рентгеновского пульсараустроена так, что со стороны аккрецирующего веществаодновременно приложены ускоряющие и замедляющие моменты сил". По-видимому,вокруг большинства рентгеновских пульсаров имеются аккреционныедиски. Это связано с тем, что, стекая с обычной звезды, вещество обладает настолькобольшим вращательным моментом, что не может упасть не нейтронную звезду, аобразует вокруг нее аккреционный диск. Отдельныеэлементы вещества двигаются в диске по сильно закрученной спирали, постепенноприближаясь к нейтронной звезде. Однако на некотором расстоянии (околонескольких тысяч километров) магнитное поле нейтронной звезды возрастаетнастолько, что разрушает диск^. Вещество, проникая вмаг-

' 1-1рипоу V. М.? А8<горЬу5. апс1 5расе 5с1., 1982. v.82, р. 343.

^ Липунов В, М. Магнитосфера рентгеновскихпульсаров.? Природа, 1980, ¦ 10, с, 52,

Аккреция вещества в двойной системе с образованиемдиска вокруг нейтронной звезды. Внизу? зависимость величины ускорения (Р ) изамедления вращения (Рд) рентгеновского пульсара отего параметров? периода Р и светимости ^ (в единицах 10" ¦рг/с). Точки? наблюдательные данные для ряда рентгеновскихпульсаров, полученные с борта космических аппаратов. Линии? теоретическиекривые для различных величин напряженности магнитного поля (указаны цифрами, в гауссах)на поверхности нейтронной звезды. Радиус нейтронной звезды принимается равным10 км. Запрещенная область находится выше прямой, соответствующей максимальновозможному ускорению нейтронной звезды. На нижнем графике экспериментальныеточки помечены стрелками, чтобы показать неопределенность в экспериментальныхданных. Пунктирные линии соответствуют выключенному состоянию пульсара, когдарадиус диска становится больше радиуса коротации (см.предыдущий рис.).

ля вращаются быстрее вещества и, следовательно,? зацепляясь¦ за него,тормозят вращение нейтронной звезды.

Точно рассчитать ускоряющие и замедляющие моменты сил очень трудно. Дляэтого нужно решать трехмерную маг-нитогидродинамическуюзадачу, что пока не под силу даже самым быстродействующим ЭВМ. Однакокачественно ясно, что замедление вращения нейтронной звезды должно сильнейшимобразом зависеть от величины ее магнитного поля, точнее, от ее магнитногодипольного момента. Это свойство присутствует в приближенной аналитическойтеории, построенной автором^, и именно оно^ позволяет оценить магнитное поле рентгеновскогопульсара. Прежде всего нужно было проверить эту теорию для пульсара ГеркулесХ-1, у которого напряженность магнитного поля известна. Правда, для этогонеобходимо было задать радиус нейтронной звезды. Для Геркулеса Х-1, по даннымизменения периода, магнитный дипольный момент равен (3? 5) • 10^ Гс • см^. Чтобы привести этозначение в согласие с данными группы Трюмпера (т. е.с величиной магнитного поля (3? 5) • 10^ Гс),необходимо предположить, что радиус нейтронной звезды Геркулес Х-1 ра*ен 6?7 км; это не противоречит теоретическим расчетамстроения нейтронных звезд. Таким образом, аналитическая модель? крутящихмоментов¦ дает правильный результат для

еще рефераты
Еще работы по астрономии. физике