BerdyuginAndrei_polarization

Поляризованный свет в астрофизике. I
Бердюгин А.
Обсерватория Туорлы, Университет г. Турку, Финляндия
1
Поляризация света: определения и термины
Астрофизика – в чем заключается ее принципиальное отличие от других етественных наук?
Невозможность провести исследование ”на месте” и/или в лаборатории
Исключение: планеты солнечной системы (планетология).
Астрофизики не могут исследовать звезды и галактики подобно планетологам!
Рroxima Centauri
M31 (туманность Андромеды)
4.243 св. лет
2.5 · 106 св. лет
4 · 1013 км
2.4 · 1019 км
267615 a.e.
1.6 · 1011 а.е.
5461 расстояний от Солнца до Плутона
3.3 · 109 расстояний от Солнца до Плутона
Электромагнитное излучение (свет) – единственное, что доступно астрофизикам для исследования.
Предельно слабая звезда, различимая глазом на небе:
m = 6.5 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.
2
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
атмосферы звезд
и планет, межзвездный
газ
полное
межзвездная пыль
Гамма-излучение (G-ray)
< 0.01 nm ( > 100 keV)
Рентгеновское (X-ray)
01 – 10 nm (10 eV – 120 keV)
Ультрафиолетовое (UV)
10 – 400 nm (3 eV – 124 eV)
Видимый свет (optical)
0.38 – 0.76 мкм
Инфракрасное (IR)
0.65 – 20 мкм
Радио
300 kHz – 300 GHz (100 m – 1 mm)
3
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 эрг/сек см2 )
Поляризация P – 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 излучение.
Оптические спектры звезды G3V (Солнце, вверху)
и M5V (Проксима Центавра, внизу)
4
Поляризация света: определения и термины
Электрическое поле монохроматичной гармонической плоской волны:
Ax , Ay - две ортогональные компоненты (моды) эл. вектора,  - разность фаз
Ax  Ay,  = 0 – линейная
поляризация
Ax = Ay,  =  / 2 – круговая
поляризация
Ax  Ay,   0,  / 2 – эллиптичная
поляризация
5
Поляризация света: определения и термины
Параметры Стокса (Джордж Стокс, 1852 г.)
Поляризационный эллипс: азимутальный угол 
эллиптичность  = arctg (a/b)
Углы  и  + 180 не отличимы
Параметры Стокса описывают полностью эллиптично поляризованный
свет через его полную интенсивность IP и параметры  и 
S0 = I P
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 – IP ,
2) полностью эллиптично поляризованного света интенсивности
½
IP = (Q 2+ U 2 + V 2 )
½
PL = (Q 2+ U 2 ) / I  степень линейной поляризации (0% – 100%)
 = ½ arctg (U/Q )
 угол линейной поляризации (0o – 180o)
PC = V / I

Q/I, U/I, V/I
степень круговой поляризации (-100% – +100%)
 нормированные параметры Стокса (q , u , v )
6
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 – 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.
7
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 – no (o – ordinary, e – 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 – лучей,
 полностью неполяризованный луч света интенсивности I
разлагает на два 100%-ных поляризованных луча
интенсивности Iе и Io , так что I = Iе + Io .
Кристалл кальцита на листе бумаги
Material
no
ne
n
Beryl Be3Al2(SiO3)6
1.602
1.557
-0.045
calcite CaCO3
1.658
1.486
-0.172
calomel Hg2Cl2
1.973
2.656
+0.683
ice H2O
1.309
1.313
+0.004
lithium niobate LiNbO3
2.272
2.187
-0.085
magnesium fluorid MgF2
1.380
1.385
+0.006
quartz SiO2
1.544
1.553
+0.009
ruby Al2O3
1.770
1.762
-0.008
rutile TiO2
2.616
2.903
+0.287
Чаще всего используются:
Кальцит – легко доступен, большое значение n для 0.4 – 1.2 мкм.
Флюорид – прочен для шлифовки, прозрачен от 0.11 до 7.5 мкм.
Двойное лучепреломление в одноосных
кристаллах для света с длиной волны 0.59 мкм.
8
Анализаторы поляризованного излучения для оптического спектрального
диапазона
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.
Плоско-параллельная пластинка кальцита, срезанная
параллельно плоскости расслаивания. Обеспечивает
параллельное разведение е и о - лучей на величину d
= 0.109∙h, где h – толщина пластинки ( для λ = 0.55).
Призма Волластона
 Высокая эффективность (поляризация е и о
- лучей 99.9%).
 Широкое разведение лучей.
 Хорошее качество изображения.
 Близка по характеристикам к идеальному анализатору.
 Сложна и дорога в изготовлении.
 Требует бережного обращения при эксплуатации.
Призма Волластона, изготовленная из склеенных между
собой двух трехгранных кальцитовых призм с взаимно
ортогональными оптическими осями. Угол разведения
o
o
е и о - лучей может быть в пределах 15 – 45 .
9
Простейший астрофизический поляриметр
На анализатор падает свет, характеризуемый параметрами Стокса I, Q, U и V
Интенсивность е и о - лучей на выходе из анализатора определяется как:
Ie o (φ) = ½(I ± Q cos 2φ ± U sin 2φ), где φ – угол положения оси анализатора относительно
направления на северный полюс в небесной экваториальной системе координат.
Измерив интенсивности Ie,o
(φ) при положениях анализатора φ = 0o, 45o, 90o и 135o, найдем:
Q/I = [Io(0o) – Io(90o)] / [Ie(0o) + Ie(90o)]
U/I = [Io(45o) – Io(135o)] / [Ie(45o) + I e(135o)]
На практике вращать анализатор вместе с блоком регистрирующей аппаратуры неудобно.
Удобнее вращать плоскость поляризации падающего на анализатор светового луча.
10
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 – no)s/λ , s – толщина пластинки, λ – длина волны
 =  λ/ 2 – разница в длине пути
 Пластинка с  =  / 2 , называемая четверть-волновой, трансформирует свет с круговой
поляризацией I = |V | в линейно поляризованный с I = (Q2 + U2)½
Чтобы измерить круговую поляризацию, нужно поместить такую пластинку перед анализатором и
измерить интенсивность Ie,o (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 Ie,o (φ) в четырех ее положениях: φ = 0o, 22.5o, 45o, 67.5o и 90o .
11
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/(S/N), S/N – отношение сигнала к шуму
Для объекта c mV ≈ 16 нужно ≥ 4 часов наблюдений на VLT
для того, чтобы измерить поляризацию с точностью 0.2%
VLT – (Very Large Telescope) Европейской
Южной Обсерватории (ESO, Паранал,Чили).
Диаметр главного зеркала телескопа - 8 м.
12
Фотополяриметрия и спектрополяриметрия
Фотометр – прибор для измерения яркости объекта в
нескольких широких или средних спектральных диапазонах:
шириной от 0.001 - 0.003 мкм ( 10 - 20 Å) до 0.02 – 0.05 мкм
(200 - 500 Å).
Для выделения широких участков спектра используются
светофильтры из цветного стекла.
Для выделения узких участков спектра ( < 200 Å)
используются интерференционные фильтры.
В качестве детекторов излучения используются:
фотоумножители (ФЭУ)
 быстрый отклик (возможна модуляция с частотой в 10 – 50 Нz);
 малый квантовый выход (от 2 – 5 % до 10 – 20%) APDs – 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).
13
Фотополяриметрия и спектрополяриметрия
Спектрограф: прибор для исследования
распределения энергии в спектре объекта.
Разрешающая сила спектрографа: R = λ/λ
У спектрографов низкого и среднего разрешения R =
1500 – 10000.
У спектрографов высокого разрешения (Эшелле) R ≈
100000 – 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).
14
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 36.5 дней.
Модель, объясняющая наблюдаемую переменность
поляризации SX Cas. Вещество с холодной звездыгиганта течет к горячему компаньону, образуя вокруг
него аккреционный диск с горячим пятном на краю.
Переменная поляризация возникает в результате
рассеяния света на газе, из которого состоит диск..
15
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 белого
карлика G99-37 в диапазоне длин волн 350 – 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 поляризованы.
Моделирование поляризации дает оценку поля на поверхности в 7 MG.
16
Современные астрономические поляриметры
TurPol (Turku Polarimeter)
V. Piirola 1983
•

•
•

•
•
Фазовая пластинка: ахроматичная /2 (или /4),
вращающаяся между эспозициями:
 измерение q & u одновременно,
Анализатор - кальцит, два ортогонально
поляризованных изображений неба
перекрываются:
 исключается поляризация от неба
вращающийся модулятор (20Hz) + диафрагмы:
 нет влияния от изменений прозрачности,
детекторы: ФЭУ, один детектор для двух
ортогонально поляризованных лучей:
 нет систематических ошибок,
5 полос: измерения в UBVRI одновременно,
телескоп: NOT (2.5 m, Ла Палма) TP ~210–5
 инструментальная поляризация очень мала,
Точность ограничена только количеством фотонов,
~310–5 для экспозиции в 1 час для V~6m
Retarder
/2 or /4
Calcite
block
Chopper
Focal plane
diaphragms
Field lens
Detector
17
Современные астрономические поляриметры
PlanetPol
Hough и др. 2006
•

•
•
•
•
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 & u измеряются одновременно,
2 канала: звезда и небо измеряются разными
детекторами  возможны систематические ошибки?
детекторы: лавинные фотодиоды (APDs) с линзами
Фабри (диаметр лучей 0.7mm):
 высокий квантовый выход (до 80%),
 пик чувствительности ~800 nm,
телескоп: WHT (4 м, Ла Палма) TP ~(1-2)10–5 :
 инструментальная поляризация очень мала:
точность ограничена только количеством фотонов,
~10–6 для 6 мин экспозиции для V~0m
18
Современные астрономические поляриметры
DiPol
Piirola, 2003
 управляемый через сеть телескоп (0.6 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 λ/2 фазовая пластинка,
 анализатор: кальцит толщиной в 0.5 мм (дает угловое
разделение 11.5 arc sec в фокальной плоскости),
 вращающаяся турель с фильтрами UBVR,
 точность измерений: ~ 1 10–4 для звезд с V = 8m ,
 единственный в мире поляриметр, управляемый по сети,
 время, доступное для наблюдений, ограничено только
погодой.
19
Поляризованный свет в астрофизике. II
Бердюгин А.
Обсерватория Туорлы, Университет г. Турку, Финляндия
20
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)
21
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.
22
Карта межзвездной поляризации всего неба (Mathewson & Ford, 1970)
23
Карта межзвездной поляризации на высоких галактических широтах
24
Магнитные поля в астрофизике
Космический магнетизм
Магнитное поле Галактики
0.00001 Gauss
Солнечный ветер
0.00005 Gauss
Межзвездные молекулярные облака 0.001 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 )
12,000 Gauss
Магнитный белый карлик
1,000,000 Gauss
Нейтронная звезда
1,000,000,000,000 Gauss
Магнетар
1,000,000,000,000,000 Gauss
Астрофизики имеют дело с полями, отличающимися по напряженности на 20 порядков!
25
Магнитные поля на звездах
Магнитное поле на Солнце
Напряженность поля на поверхности 3 – 5 G.
Напряженность поля в пятне 1000 G.
Происхождение поля: магнитное (солнечное)
динамо
Солнце – 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. Величина
расщепления 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 препятствует
конвекции вещества и переносу тепла.
26
Магнитные поля на звездах
Эффект Зеемана в спектре химически пекулярной звезды HD 66318. Слева – круговая поляризация в профиле линии Н,
возникающая вследствие воздействия продольного компонента магнитного поля Bl = 4.6 kG. Справа - расщепление
линий ниодима под воздействием поперечного компонента поля Bt = 14.5 kG
Напряженность поля на поверхности химически пекулярных Ap звезд B = 1kG – 15kG.
Эти звезды имеют горячие и стабильные атмосферы, диффузия хим. элементов в них
определяется радиационным давлением и гравитацией. Одни элементы ”всплывают”,
другие ”тонут”.
Магнитное поле оказывает влияние на диффузию, препятствуя перемещению вещества в
направлении, ортогональном направлению силовых линий.
27
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 – 2000 К
ниже температуры окружающей фотосферы.
Спектральные наблюдения, выполненные в
разных фазах орбитального периода, позволяют
определить месторасположение пятен, их
размеры, форму и температуру.
28
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 циклу,
длительностью в 10 – 20 лет.
Эволюция пятен на поверхности звезды II Peg.
Показан 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 мере
того, как пятно проходит по видимому диску.
Зеемановская томография, осуществляемая с помощью
спектрополяриметрии, позволяет картографировать поле в
пятнах и измерять его напряженность.
29
Магнитные поля на звездах
Результат совместной Допплеровской и Зеемановской томографии поверхности звезды II Peg
30
Магнитные поля на звездах
Особая группа взаимодействующих двойных: катаклизмические двойные (CVs).
Тесная пара звезд: К-М карлик + белый карлик. Орбитальный период – несколько часов.
Двойная система уместилась бы в пределах орбиты Луны (!)
В зависимости от степени магнетизма белого карлика CVs подразделяются на “обычные” (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.
31
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 (Rs/Rd)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 2с, 3с,..
с = eB / 2mec ≈ 2.8 B MHz ,
т.е. для B = 103 G, с = 10 см (радио-диапазон)
Циклотронное излучение поляризовано.
Линейно, ортогонально силовым
линиям, если смотреть поперек
поля.
По кругу, если смотреть
вдоль силовых линий.
При напряженности поля B ≥ 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% – 20% , а у промежуточных поляров круговая - до 3% .
32
Магнитные поля на звездах
Переменность круговой поляризации промежуточного поляра V405 Aur (слева) и реконструкция
геометрии поля на поверхности белого карлика (справа). Орбитальный период системы - 4.15
часа, период вращения белого карлика – 9.1 мин (!) Поляризованное циклотронное излучение
образуется в области магнитных полюсов звезды. Максимум и минимум поляризации наблюдаются
в моменты, когда полюса видны на центре диска звезды. Напряженность магнитного поля на
поверхности белого карлика составляет 31.5 · 106 G.
33
Спасибо за внимание!
34