1946年美華人H.W.巴布科克用大望遠鏡折軸攝譜儀測出，室女座78星的磁場強度約為1,500高斯。這是除太陽外第一次測得的恆星的磁場。近三十多年來，天文工作者對恆星磁場進行了大量的觀測和研究，發現了100多顆磁場強度高達幾千乃至幾萬高斯的恆星（太陽普遍磁場的強度僅約1～2高斯，而地球磁場更弱，約為0.5高斯）。所有恆星按理均應存在磁場，但是大多數恆星視亮度太暗，表面場強又太小，很難精確測定。我們把具有強磁場的那些恆星叫作磁星，並將其中磁場有變化的叫作磁變星。磁星幾乎都是磁變星，且絕大多數是A型特殊星（即Ap型星），不僅磁場常有變化，光譜、視向速度和光度也都有相應的變化。另外，其化學成分也具有某些與一般恆星不同的特徵。為了解釋這一系列的性質，目前已提出幾種磁星模型，其中比較成熟的是斜轉子模型。這種模型認為，磁星的磁場本身是穩定的，但磁軸與自轉軸的方向不一致，而且表面化學元素的分佈也不均勻，因而磁場和光譜就都有周期性的變化。至於強磁場的來源，一般認為是在恆星形成過程中星際物質中的磁場被凍結並保留了下來。對於凍結在等離子體中的磁場來說，磁場強度與物質密度的2/3次方成正比。白矮星的密度很大（105～107克/釐米3），它的表面磁場高達105～107高斯。這時不僅其譜線會因塞曼效應而分裂成左旋與右旋兩種圓偏振子線，甚至連續光譜也會被分解出左旋與右旋兩種圓偏振成分，因而可以用來測定磁場的強度。中子星的密度比白矮星還高得多，因此磁場也應該強得多(約達1010～1014高斯)，七十年代測得武仙座X-1的硬X射線譜線是走向驗證這一理論的重要一步。普通恆星的絕大部分物質都處於高溫等離子體狀態，它們的物態、運動、結構和演化均與磁場有密切關係。在一般恆星（例如太陽）內部，估計磁場高達105～107高斯，強磁場的存在會使恆星產生各種非熱輻射（見熱輻射和非熱輻射），甚至是爆發性的輻射（如宇宙X射線爆發、宇宙γ射線爆發等）。強磁場還會產生不可忽視的磁壓力。因此，磁場對恆星的輻射、內部結構及其形成和演化都有巨大影響。 參考 http://baike.qiji.cn/Detailed/7685.html
1946年美華人H.W.巴布科克用大望遠鏡折軸攝譜儀測出，室女座78星的磁場強度約為1,500高斯。這是除太陽外第一次測得的恆星的磁場。近三十多年來，天文工作者對恆星磁場進行了大量的觀測和研究，發現了100多顆磁場強度高達幾千乃至幾萬高斯的恆星（太陽普遍磁場的強度僅約1～2高斯，而地球磁場更弱，約為0.5高斯）。所有恆星按理均應存在磁場，但是大多數恆星視亮度太暗，表面場強又太小，很難精確測定。我們把具有強磁場的那些恆星叫作磁星，並將其中磁場有變化的叫作磁變星。磁星幾乎都是磁變星，且絕大多數是A型特殊星（即Ap型星），不僅磁場常有變化，光譜、視向速度和光度也都有相應的變化。另外，其化學成分也具有某些與一般恆星不同的特徵。為了解釋這一系列的性質，目前已提出幾種磁星模型，其中比較成熟的是斜轉子模型。這種模型認為，磁星的磁場本身是穩定的，但磁軸與自轉軸的方向不一致，而且表面化學元素的分佈也不均勻，因而磁場和光譜就都有周期性的變化。至於強磁場的來源，一般認為是在恆星形成過程中星際物質中的磁場被凍結並保留了下來。對於凍結在等離子體中的磁場來說，磁場強度與物質密度的2/3次方成正比。白矮星的密度很大（105～107克/釐米3），它的表面磁場高達105～107高斯。這時不僅其譜線會因塞曼效應而分裂成左旋與右旋兩種圓偏振子線，甚至連續光譜也會被分解出左旋與右旋兩種圓偏振成分，因而可以用來測定磁場的強度。中子星的密度比白矮星還高得多，因此磁場也應該強得多(約達1010～1014高斯)，七十年代測得武仙座X-1的硬X射線譜線是走向驗證這一理論的重要一步。普通恆星的絕大部分物質都處於高溫等離子體狀態，它們的物態、運動、結構和演化均與磁場有密切關係。在一般恆星（例如太陽）內部，估計磁場高達105～107高斯，強磁場的存在會使恆星產生各種非熱輻射（見熱輻射和非熱輻射），甚至是爆發性的輻射（如宇宙X射線爆發、宇宙γ射線爆發等）。強磁場還會產生不可忽視的磁壓力。因此，磁場對恆星的輻射、內部結構及其形成和演化都有巨大影響。 參考 http://baike.qiji.cn/Detailed/7685.html