Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Магнитное поле Солнца вызывает этот массивный выброс плазмы. Изображение NOAA .
Холли Гилберт, солнечный ученый NASA GSFC, объясняет модель магнитных полей на Солнце.

Звездное магнитное поле является магнитным поле генерируется при движении проводящей плазмы внутри звезды . Это движение создается за счет конвекции , которая является формой переноса энергии, связанной с физическим движением материала. Локализованное магнитное поле оказывает давление на плазму, эффективно увеличивая давление без сопоставимого увеличения плотности. В результате намагниченная область поднимается по отношению к остальной части плазмы, пока не достигнет фотосферы звезды . Это создает звездные пятна на поверхности и связанный с этим феномен корональных петель . [1]

Измерение [ править ]

Нижний спектр демонстрирует эффект Зеемана после приложения магнитного поля к источнику сверху.

Магнитное поле звезды можно измерить с помощью эффекта Зеемана . Обычно атомы в атмосфере звезды поглощают определенные частоты энергии в электромагнитном спектре , создавая характерные темные линии поглощения в спектре. Однако, когда атомы находятся в магнитном поле, эти линии разделяются на несколько близко расположенных линий. Энергия также становится поляризованной с ориентацией, которая зависит от ориентации магнитного поля. Таким образом, сила и направление магнитного поля звезды могут быть определены путем изучения линий эффекта Зеемана. [2] [3]

Звездный спектрополяриметр используется для измерения магнитного поля звезды. Этот прибор состоит из спектрографа, совмещенного с поляриметром . Первым инструментом, посвященным изучению звездных магнитных полей, был NARVAL, который был установлен на телескопе Бернара Лио на Пик-дю-Миди-де-Бигорр во французских Пиренеях . [4]

Различные измерения, в том числе измерения магнитометром за последние 150 лет; [5] 14 C в годичных кольцах; и 10 Be в ледяных кернах [6] - установили значительную магнитную изменчивость Солнца в десятилетних, столетних и тысячелетних масштабах времени. [7]

Генерация поля [ править ]

Звездные магнитные поля, согласно теории солнечного динамо , возникают в конвективной зоне звезды. Конвективная циркуляция проводящей плазмы действует как динамо . Эта активность разрушает изначальное магнитное поле звезды, а затем генерирует дипольное магнитное поле. Поскольку звезда претерпевает дифференциальное вращение - вращение с разной скоростью для разных широт - магнетизм наматывается в тороидальное поле «магнитных жгутов», которые обвиваются вокруг звезды. Когда поля выходят на поверхность, они могут стать сильно сконцентрированными, вызывая активность. [8]

Магнитное поле вращающегося тела из проводящего газа или жидкости создает самоусиливающиеся электрические токи и, следовательно, самогенерируемое магнитное поле из-за комбинации дифференциального вращения (разная угловая скорость различных частей тела), сил Кориолиса.и индукция. Распределение токов может быть довольно сложным, с многочисленными разомкнутыми и замкнутыми контурами, и, следовательно, магнитное поле этих токов в непосредственной близости от них также сильно искажено. Однако на больших расстояниях магнитные поля токов, текущих в противоположных направлениях, уравновешиваются, и остается только чистое дипольное поле, которое медленно уменьшается с расстоянием. Поскольку основные токи протекают в направлении движения проводящей массы (экваториальные токи), основным компонентом генерируемого магнитного поля является дипольное поле экваториальной токовой петли, создавая магнитные полюса вблизи географических полюсов вращающегося тела.

Магнитные поля всех небесных тел часто совпадают с направлением вращения, за заметными исключениями, такими как некоторые пульсары .

Периодическое изменение направления поля [ править ]

Другой особенностью этой модели динамо является то, что токи являются переменными, а не постоянными. Их направление и, следовательно, направление создаваемого ими магнитного поля более или менее периодически меняются, меняя амплитуду и меняя направление, хотя все еще более или менее совмещено с осью вращения.

Главный компонент солнечного магнитного поля меняет направление на противоположное каждые 11 лет (таким образом, период составляет около 22 лет), что приводит к уменьшению величины магнитного поля вблизи времени обращения. Во время этого покоя активность солнечных пятен максимальна (из-за отсутствия магнитного торможения плазмы) и, как следствие, массивный выброс высокоэнергетической плазмы в солнечную корону.и межпланетное пространство имеет место. Столкновения соседних пятен с противоположно направленными магнитными полями приводят к генерации сильных электрических полей вблизи быстро исчезающих областей магнитного поля. Это электрическое поле ускоряет электроны и протоны до высоких энергий (килоэлектронвольт), что приводит к тому, что струи очень горячей плазмы покидают поверхность Солнца и нагревают корональную плазму до высоких температур (миллионы кельвинов ).

Если газ или жидкость очень вязкие (что приводит к турбулентному дифференциальному движению), изменение направления магнитного поля может быть не очень периодическим. Так обстоит дело с магнитным полем Земли, которое создается турбулентными токами в вязком внешнем ядре.

Поверхностная активность [ править ]

Звездные пятна - это области интенсивной магнитной активности на поверхности звезды. (На Солнце они называются солнечными пятнами .) Они образуют видимый компонент магнитных трубок , которые образуются в зоне конвекции звезды . Из-за дифференциального вращения звезды трубка скручивается и растягивается, подавляя конвекцию и создавая зоны с более низкой, чем обычно, температурой. [9] Корональные петли часто образуются над звездными пятнами, образуя силовые линии магнитного поля, которые простираются в звездную корону . Они, в свою очередь, нагревают корону до температуры более миллиона кельвинов . [10]

Магнитные поля, связанные со звездными пятнами и корональными петлями, связаны со вспышечной активностью и соответствующим выбросом корональной массы . Плазма нагревается до десятков миллионов градусов Кельвина, а частицы ускоряются от поверхности звезды с экстремальной скоростью. [11]

Поверхностная активность, по-видимому, связана с возрастом и скоростью вращения звезд главной последовательности. Молодые звезды с высокой скоростью вращения проявляют сильную активность. Напротив, звезды среднего возраста, похожие на Солнце, с медленной скоростью вращения, демонстрируют низкий уровень активности, которая меняется циклически. Некоторые старые звезды почти не проявляют активности, что может означать, что они вошли в затишье, сопоставимое с минимумом Маундера на Солнце . Измерения изменения звездной активности во времени могут быть полезны для определения дифференциальной скорости вращения звезды. [12]

Магнитосфера [ править ]

Звезда с магнитным полем будет генерировать магнитосферу, которая простирается наружу в окружающее пространство. Силовые линии этого поля начинаются на одном магнитном полюсе звезды, а затем заканчиваются на другом полюсе, образуя замкнутый контур. Магнитосфера содержит заряженные частицы, захваченные звездным ветром , которые затем движутся вдоль этих силовых линий. Когда звезда вращается, магнитосфера вращается вместе с ней, увлекая за собой заряженные частицы. [13]

Поскольку звезды испускают вещество со звездным ветром из фотосферы, магнитосфера создает крутящий момент на выброшенном веществе. Это приводит к передаче углового момента от звезды к окружающему пространству, вызывая замедление скорости вращения звезды . У быстро вращающихся звезд скорость потери массы выше, что приводит к более быстрой потере количества движения. По мере замедления скорости вращения уменьшается и угловое замедление. Таким образом, звезда будет постепенно приближаться к состоянию нулевого вращения, но никогда не достигнет его. [14]

Магнитные звезды [ править ]

Поверхностное магнитное поле SU Aur (молодой звезды типа T Tauri ), реконструированное с помощью зеемановско-доплеровской съемки

Т Тельца звезда представляет собой тип предварительно звезды главной последовательности , которая нагревается за счет гравитационного сжатия и еще не начали сжигать водород в его ядре. Это переменные звезды, обладающие магнитной активностью. Считается, что магнитное поле этих звезд взаимодействует с сильным звездным ветром, передавая угловой момент окружающему протопланетному диску . Это позволяет звезде замедлить скорость вращения при коллапсе. [15]

Маленькие звезды M-класса (с массой 0,1–0,6 Солнца ), которые демонстрируют быструю нерегулярную переменность, известны как вспыхивающие звезды . Предполагается, что эти колебания вызваны вспышками, хотя активность намного выше по сравнению с размером звезды. Вспышки этого класса звезд могут распространяться до 20% окружности и излучать большую часть своей энергии в синей и ультрафиолетовой частях спектра. [16]

Ультра-холодные карлики пересекают границу между звездами, которые подвергаются ядерному слиянию в их ядрах, и коричневыми карликами, не синтезирующими водород . Эти объекты могут излучать радиоволны из-за своих сильных магнитных полей. Примерно у 5–10% этих объектов были измерены магнитные поля. [17] Самый холодный из них, 2MASS J10475385 + 2124234 с температурой 800-900 K, сохраняет магнитное поле сильнее 1,7 кГс, что делает его примерно в 3000 раз сильнее, чем магнитное поле Земли. [18] Радионаблюдения также показывают, что их магнитные поля периодически меняют свою ориентацию, как Солнце во время солнечного цикла . [19]

Планетарные туманности образуются, когда красная звезда- гигант выбрасывает свою внешнюю оболочку, образуя расширяющуюся газовую оболочку. Однако остается загадкой, почему эти оболочки не всегда сферически симметричны. 80% планетарных туманностей не имеют сферической формы; вместо этого образуются биполярные или эллиптические туманности. Одной из гипотез образования несферической формы является влияние магнитного поля звезды. Вместо того, чтобы равномерно расширяться во всех направлениях, выбрасываемая плазма стремится уйти через магнитные полюса. Наблюдения за центральными звездами по крайней мере в четырех планетарных туманностях подтвердили, что они действительно обладают мощными магнитными полями. [20]

После того, как некоторые массивные звезды прекратили термоядерный синтез , часть их массы коллапсирует в компактное тело нейтронов, называемое нейтронной звездой . Эти тела сохраняют значительное магнитное поле исходной звезды, но уменьшение размеров приводит к резкому увеличению силы этого поля. Быстрое вращение этих коллапсирующих нейтронных звезд приводит к образованию пульсара , который испускает узкий луч энергии, который может периодически указывать на наблюдателя.

Компактные и быстро вращающиеся астрономические объекты ( белые карлики , нейтронные звезды и черные дыры ) имеют чрезвычайно сильные магнитные поля. Магнитное поле недавно родившейся быстро вращающейся нейтронной звезды настолько велико (до 10 8 тесла), что электромагнитным путем излучает достаточно энергии, чтобы быстро (в течение нескольких миллионов лет) замедлить вращение звезды в 100-1000 раз. Материя, падающая на нейтронную звезду, также должна следовать линиям магнитного поля, в результате чего на поверхности образуются две горячие точки, где она может достигнуть и столкнуться с поверхностью звезды. Эти пятна буквально несколько футов (около метра) в поперечнике, но очень яркие. Их периодическое затмение во время вращения звезды предполагается источником пульсирующего излучения (см.пульсары ).

Крайняя форма намагниченной нейтронной звезды - магнетар . Они образуются в результате сверхновой с коллапсом ядра . [21] Существование таких звезд было подтверждено в 1998 г. измерением звезды SGR 1806-20 . Магнитное поле этой звезды повысило температуру поверхности до 18 миллионов К, и она выделяет огромное количество энергии в гамма-всплесках . [22]

Струи релятивистской плазмы часто наблюдаются вдоль направления магнитных полюсов активных черных дыр в центрах очень молодых галактик.

Споры о взаимодействии звезд и планет [ править ]

В 2008 году группа астрономов впервые описала, как экзопланета, движущаяся по орбите HD 189733 A, достигает определенного места на своей орбите, что вызывает усиление вспышек звезд . В 2010 году другая команда обнаружила, что каждый раз, когда они наблюдают за экзопланетой в определенном месте на ее орбите, они также регистрируют рентгеновские вспышки. Теоретические исследования с 2000 года показали, что экзопланета, находящаяся очень близко к звезде, вокруг которой она вращается, может вызвать усиление вспышек из-за взаимодействия их магнитных полей или из-за приливных сил . В 2019 году астрономы объединили данные обсерватории Аресибо , MOST, и автоматизированный фотоэлектрический телескоп, в дополнение к историческим наблюдениям звезды в радио, оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах волн для проверки этих утверждений. Их анализ показал, что предыдущие утверждения были преувеличены, и родительская звезда не смогла показать многие из ярких и спектральных характеристик, связанных со вспышками звезд и солнечными активными областями , включая солнечные пятна. Они также обнаружили, что эти утверждения не выдерживают статистического анализа, учитывая, что многие звездные вспышки наблюдаются независимо от положения экзопланеты, что опровергает более ранние утверждения. Магнитные поля родительской звезды и экзопланеты не взаимодействуют, и эта система больше не считается имеющей «взаимодействие звезда-планета». [23]

См. Также [ править ]

  • Alpha2 Canum Venaticorum переменная
  • Теория динамо
  • Магнитное поле Земли
  • Ископаемое звездное магнитное поле
  • Промежуточный полярный
  • Магнитное поле
  • Своеобразная звезда
  • Полярный (катаклизмическая переменная)
  • Переменная SX Arietis

Ссылки [ править ]

  1. ^ Брэйнерд, Джером Джеймс (6 июля 2005). «Рентгеновские лучи от звездных корон» . Зритель от астрофизики . Проверено 21 июня 2007 .
  2. ↑ Уэйд, Грегг А. (8–13 июля 2004 г.). «Звездные магнитные поля: вид с земли и из космоса». Головоломка A-star: Материалы симпозиума МАС № 224 . Кембридж, Англия: Издательство Кембриджского университета. С. 235–243. DOI : 10.1017 / S1743921304004612 .
  3. ^ Басри, Гибор (2006). «Большие поля на малых звездах». Наука . 311 (5761): 618–619. DOI : 10.1126 / science.1122815 . PMID 16456068 . S2CID 117828383 .  
  4. ↑ Персонал (22 февраля 2007 г.). "НАРВАЛ: Первая обсерватория, посвященная звездному магнетизму" . Science Daily . Проверено 21 июня 2007 .
  5. ^ Локвуд, М .; Stamper, R .; Уайлд, Миннесота (1999). «Удвоение коронального магнитного поля Солнца за последние 100 лет». Природа . 399 (6735): 437–439. Bibcode : 1999Natur.399..437L . DOI : 10,1038 / 20867 . S2CID 4334972 . 
  6. ^ Пиво, Юрга (2000). «Долгосрочные косвенные показатели солнечной изменчивости» . Обзоры космической науки . 94 (1/2): 53–66. Bibcode : 2000SSRv ... 94 ... 53В . DOI : 10,1023 / A: 1026778013901 . S2CID 118631957 . 
  7. ^ Киркби, Джаспер (2007). «Космические лучи и климат». Исследования по геофизике . 28 (5–6): 333–375. arXiv : 0804.1938 . Bibcode : 2007SGeo ... 28..333K . DOI : 10.1007 / s10712-008-9030-6 . S2CID 8325801 . 
  8. ^ Пиддингтон, JH (1983). «О происхождении и структуре звездных магнитных полей». Астрофизика и космическая наука . 90 (1): 217–230. Bibcode : 1983Ap & SS..90..217P . DOI : 10.1007 / BF00651562 . S2CID 121786245 . 
  9. ↑ Шервуд, Джонатан (3 декабря 2002 г.). "Темный край солнечных пятен раскрывает магнитную схватку" . Университет Рочестера . Проверено 21 июня 2007 .
  10. ^ Хадсон, HS; Косуги, Т. (1999). «Как нагревается корона Солнца». Наука . 285 (5429): 849. Bibcode : 1999Sci ... 285..849H . DOI : 10.1126 / science.285.5429.849 . S2CID 118523969 . 
  11. ↑ Hathaway, Дэвид Х. (18 января 2007 г.). «Солнечные вспышки» . НАСА . Проверено 21 июня 2007 .
  12. ^ Бердюгина, Светлана В. (2005). «Звездные пятна: ключ к звездному динамо» . Живые обзоры . Проверено 21 июня 2007 .
  13. ^ Harpaz, Амос (1994). Звездная эволюция . Серия "Ак Петерс". AK Peters, Ltd. с. 230. ISBN 978-1-56881-012-6.
  14. ^ Nariai, Kyoji (1969). «Потеря массы от короны и ее влияние на вращение звезды». Астрофизика и космическая наука . 3 (1): 150–159. Bibcode : 1969Ap & SS ... 3..150N . DOI : 10.1007 / BF00649601 . ЛВП : 2060/19680026259 . S2CID 189849568 . 
  15. ^ Küker, M .; Henning, T .; Рюдигер, Г. (2003). "Магнитная связь звезда-диск в классических системах Т Тельца" . Астрофизический журнал . 589 (1): 397–409. Bibcode : 2003ApJ ... 589..397K . DOI : 10.1086 / 374408 .
  16. ^ Темплтон, Мэтью (осень 2003). "Сменная звезда сезона: UV Кита" . ААВСО. Архивировано из оригинала на 2007-02-14 . Проверено 21 июня 2007 .
  17. ^ Маршрут, М .; Вольщан, А. (20 октября 2016 г.). «Второй поиск Аресибо радиовспышек 5 ГГц от сверххолодных карликов». Астрофизический журнал . 830 (2): 85. arXiv : 1608.02480 . Bibcode : 2016ApJ ... 830 ... 85R . DOI : 10,3847 / 0004-637X / 830 / 2/85 . S2CID 119279978 . 
  18. ^ Маршрут, М .; Вольщан, А. (10 марта 2012 г.). "Обнаружение Аресибо самого крутого бурого карлика, вспыхивающего радиоизотопами". Письма в астрофизический журнал . 747 (2): L22. arXiv : 1202.1287 . Bibcode : 2012ApJ ... 747L..22R . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 747/2 / L22 . S2CID 119290950 . 
  19. ↑ Рут, М. (20 октября 2016 г.). «Открытие циклов солнечной активности после окончания основной последовательности?». Письма в астрофизический журнал . 830 (2): L27. arXiv : 1609.07761 . Bibcode : 2016ApJ ... 830L..27R . DOI : 10.3847 / 2041-8205 / 830/2 / L27 . S2CID 119111063 . 
  20. ^ Jordan, S .; Werner, K .; О'Тул, С. (6 января 2005 г.). «Первое обнаружение магнитных полей в центральных звездах четырех планетарных туманностей» . Space Daily . Проверено 23 июня 2007 .
  21. ^ Дункан, Роберт С. (2003). « „ Магнетары“, Мягкая гамма - репитеры и очень сильные магнитные полей» . Техасский университет в Остине. Архивировано из оригинала на 2013-05-17 . Проверено 21 июня 2007 .
  22. ^ Isbell, D .; Тайсон, Т. (20 мая 1998 г.). «Самое сильное звездное магнитное поле из когда-либо наблюдавшихся подтверждает существование магнитаров» . НАСА / Центр космических полетов Годдарда . Проверено 24 мая 2006 .
  23. ↑ Маршрут, Мэтью (10 февраля 2019 г.). "Возвышение РИМА. I. Многоволновой анализ взаимодействия звезды и планеты в системе HD 189733". Астрофизический журнал . 872 (1): 79. arXiv : 1901.02048 . Bibcode : 2019ApJ ... 872 ... 79R . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aafc25 . S2CID 119350145 . 

Внешние ссылки [ править ]

  • Донати, Жан-Франсуа (16 июня 2003 г.). «Поверхностные магнитные поля невырожденных звезд» . Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse . Проверено 23 июня 2007 .
  • Донати, Жан-Франсуа (5 ноября 2003 г.). «Дифференциальное вращение звезд, кроме Солнца» . Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse . Проверено 24 июня 2007 .