Звездное магнитное поле
Звездное магнитное поле — это поле, создаваемое движением проводящей плазмы внутри звезды . Это движение создается посредством конвекции , которая является формой переноса энергии, включающей физическое движение материала. Локализованное магнитное поле оказывает воздействие на плазму, эффективно увеличивая давление без сопоставимого увеличения плотности. В результате намагниченная область поднимается относительно остальной плазмы, пока не достигнет фотосферы звезды . Это создает звездные пятна на поверхности и связанное с ними явление корональных петель . [1]
Измерение
[ редактировать ]
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 внутри магнитного поля, эти линии расщепляются на несколько близко расположенных линий. Энергия также становится поляризованной с ориентацией, которая зависит от ориентации магнитного поля. Таким образом, силу и направление магнитного поля звезды можно определить, исследуя линии эффекта Зеемана. [2] [3]
Звездный спектрополяриметр используется для измерения магнитного поля звезды. Этот прибор состоит из спектрографа, совмещенного с поляриметром . Первым инструментом, предназначенным для изучения магнитных полей звезд, был NARVAL, который был установлен на телескопе Бернара Лио на Пик-дю-Миди-де-Бигор во французских Пиренеях . [4]
Различные измерения, включая измерения магнитометра за последние 150 лет; [5] 14 C в годичных кольцах; и 10 Быть в ледяных ядрах [6] — установили существенную магнитную переменность Солнца в десятилетнем, столетнем и тысячелетнем масштабах времени. [7]
Генерация поля
[ редактировать ]Звездные магнитные поля, согласно теории солнечного динамо , возникают в конвективной зоне звезды. Конвективная циркуляция проводящей плазмы действует как динамо-машина . Эта активность разрушает изначальное магнитное поле звезды, а затем генерирует диполярное магнитное поле. Поскольку звезда подвергается дифференциальному вращению (вращаясь с разной скоростью на разных широтах), магнетизм наматывается в тороидальное поле «жгутов магнитного поля», которые обвиваются вокруг звезды. Поля могут стать высококонцентрированными, вызывая активность, когда выходят на поверхность. [8]
Магнитное поле вращающегося тела из проводящего газа или жидкости создает самоусиливающиеся электрические токи и, следовательно, самогенерируемое магнитное поле из-за комбинации дифференциального вращения (разных угловых скоростей разных частей тела), сил Кориолиса и индукции. . Распределение токов может быть весьма сложным, с многочисленными разомкнутыми и замкнутыми контурами, поэтому магнитное поле этих токов в непосредственной близости от них также весьма закручено. Однако на больших расстояниях магнитные поля токов, текущих в противоположных направлениях, компенсируются, и остается только чистое дипольное поле, медленно уменьшающееся с расстоянием. Поскольку основные токи текут в направлении движения проводящей массы (экваториальные токи), основным компонентом генерируемого магнитного поля является дипольное поле экваториальной токовой петли, создавая таким образом магнитные полюса вблизи географических полюсов вращающегося тела.
Магнитные поля всех небесных тел часто совпадают с направлением вращения, за некоторыми заметными исключениями, такими как некоторые пульсары .
Периодическое изменение поля
[ редактировать ]Еще одной особенностью этой модели динамо является то, что токи являются переменными, а не постоянными. Их направление и, следовательно, направление генерируемого ими магнитного поля более или менее периодически меняются, меняя амплитуду и меняя направление, хотя все еще более или менее совпадают с осью вращения.
Основной компонент магнитного поля Солнца меняет направление каждые 11 лет (таким образом , период составляет около 22 лет), что приводит к уменьшению величины магнитного поля во время разворота. В период этого покоя активность солнечных пятен максимальна (из-за отсутствия магнитного торможения массовый выброс высокоэнергетической плазмы в солнечную корону плазмы) и, как следствие, происходит и межпланетное пространство. Столкновения соседних солнечных 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 (килоэлектронвольты), что приводит к тому, что струи чрезвычайно 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 магнитного поля может быть не очень периодическим. Так обстоит дело с магнитным полем Земли, которое генерируется турбулентными токами в вязком внешнем ядре.
Поверхностная активность
[ редактировать ]Звездные пятна — это области интенсивной магнитной активности на поверхности звезды. (На Солнце их называют солнечными пятнами .) Они образуют видимый компонент трубок магнитного потока звезды , которые образуются в конвекционной зоне . Из-за дифференциального вращения звезды трубка скручивается и растягивается, подавляя конвекцию и создавая зоны с температурой ниже нормальной. [9] Корональные петли часто образуются над звездными пятнами, образуясь из линий магнитного поля, которые простираются в звездную корону . Это, в свою очередь, способствует нагреву короны до температуры более миллиона Кельвинов . [10]
Магнитные поля, связанные со звездными пятнами и корональными петлями, связаны со вспышечной активностью и связанным с ней выбросом корональной массы . Плазма нагревается до десятков миллионов Кельвинов, а частицы разлетаются от поверхности звезды с экстремальными скоростями. [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, подобные Солнцу, с медленной скоростью вращения, демонстрируют низкий уровень активности, который меняется циклически. Некоторые старые звезды почти не проявляют активности, что может означать, что они вошли в затишье, сравнимое с минимумом Маундера на Солнце . Измерения изменения звездной активности во времени могут быть полезны для определения дифференциальных скоростей вращения звезды. [12]
Магнитосфера
[ редактировать ]Звезда с магнитным полем создаст магнитосферу , которая простирается в окружающее пространство. Силовые линии этого поля возникают 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 вращающий момент на выброшенном веществе. Это приводит к передаче углового момента от звезды к окружающему пространству, вызывая замедление скорости вращения звезды . Быстро вращающиеся звезды имеют более высокую скорость потери массы, что приводит к более быстрой потере импульса. По мере замедления скорости вращения увеличивается и угловое замедление. Таким образом, звезда будет постепенно приближаться, но никогда не достигнет состояния нулевого вращения. [14]
Магнитные звезды
[ редактировать ]
Звезда Т Тельца — это тип звезды до главной последовательности , которая нагревается за счет гравитационного сжатия и еще не начала сжигать водород в своем 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 замедлять скорость вращения при коллапсе. [15]
Маленькие звезды М-класса (с массой Солнца 0,1–0,6 ), демонстрирующие быструю нерегулярную переменность, известны как вспыхивающие звезды . Предполагается, что эти колебания вызваны вспышками, хотя активность намного сильнее по сравнению с размером звезды. Вспышки на этом классе звезд могут простираться до 20% окружности и излучать большую часть своей энергии в синей и ультрафиолетовой части спектра. [16]
На границе между звездами, которые подвергаются ядерному синтезу в своих ядрах, и коричневыми карликами , не синтезирующими водород, находятся ультрахолодные карлики . Эти объекты могут излучать радиоволны из-за своих сильных магнитных полей. Магнитные поля примерно 5–10% этих объектов были измерены. [17] Самая холодная из них, 2MASS J10475385+2124234 с температурой 800-900 К, сохраняет магнитное поле сильнее 1,7 кГс, что делает его примерно в 3000 раз сильнее магнитного поля Земли. [18] Радионаблюдения также позволяют предположить, что их магнитные поля периодически меняют свою ориентацию, подобно Солнцу во время солнечного цикла . [19]
Планетарные туманности образуются, когда красный гигант сбрасывает 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 они образуют биполярные или эллиптические туманности. Одной из гипотез формирования несферической формы является влияние магнитного поля звезды. Вместо того, чтобы равномерно расширяться во всех направлениях, выброшенная плазма стремится уйти через магнитные полюса. Наблюдения центральных звезд как минимум 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 схлопывается в компактное тело нейтронов , называемое нейтронной звездой . Эти тела сохраняют значительное магнитное поле исходной звезды, но коллапс в размерах приводит к резкому увеличению силы этого поля. Быстрое вращение этих коллапсирующих нейтронных звезд приводит к образованию пульсара , который излучает узкий луч энергии, который может периодически указывать на наблюдателя.
Компактные и быстро вращающиеся астрономические объекты ( белые карлики , нейтронные звезды и черные дыры ) обладают чрезвычайно сильными магнитными полями. Магнитное поле новорожденной быстровращающейся нейтронной звезды настолько сильно (до 10 8 тесла), что она 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 появляются две горячие точки, где она может достичь поверхности звезды и столкнуться с ней. Эти пятна имеют буквально несколько футов (около метра) в поперечнике, но чрезвычайно яркие. Предполагается, что их периодическое затмение во время вращения звезды является источником пульсирующего излучения (см. Пульсары ).
Крайняя форма намагниченной нейтронной звезды — магнетар . Они образуются в результате коллапса ядра сверхновой . [21] Существование таких звезд было подтверждено в 1998 году измерением звезды SGR 1806-20 . Магнитное поле этой звезды увеличило температуру поверхности до 18 миллионов К, и она высвобождает огромное количество энергии в виде гамма-всплесков . [22]
Струи релятивистской плазмы часто наблюдаются вдоль направления магнитных полюсов активных черных дыр в центрах очень молодых галактик.
Споры о взаимодействии звезды и планеты
[ редактировать ]В 2008 году группа астрономов впервые описала, как, когда экзопланета, вращающаяся вокруг HD 189733 A , достигает определенного места на своей орбите, это вызывает усиление звездных вспышек . В 2010 году другая команда обнаружила, что каждый раз, когда они наблюдают экзопланету в определенном положении на ее орбите, они также обнаруживают рентгеновские вспышки. Теоретические исследования, проведенные с 2000 года, показали, что экзопланета, расположенная очень близко к звезде, вокруг которой она вращается, может вызвать усиление вспышки из-за взаимодействия их магнитных полей или из-за приливных сил . В 2019 году астрономы объединили данные обсерватории Аресибо , MOST и автоматического фотоэлектрического телескопа, а также исторические наблюдения звезды в радио, оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах, чтобы проверить эти утверждения. Их анализ показал, что предыдущие утверждения были преувеличены, и звезда-хозяин не смогла отобразить многие яркость и спектральные характеристики, связанные 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 больше не считается, что эта система имеет «взаимодействие между звездой и планетой». [23]
См. также
[ редактировать ]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Брейнерд, Джером Джеймс (6 июля 2005 г.). «Рентгеновские лучи звездных корон» . Зритель астрофизики . Проверено 21 июня 2007 г.
- ^ Уэйд, Грегг А. (8–13 июля 2004 г.). «Звездные магнитные поля: вид с земли и космоса». Загадка А-звезды: материалы симпозиума IAU № 224 . Кембридж, Англия: Издательство Кембриджского университета. стр. 235–243. дои : 10.1017/S1743921304004612 .
- ^ Басри, Гибор (2006). «Большие поля на маленьких звездах». Наука . 311 (5761): 618–619. дои : 10.1126/science.1122815 . ПМИД 16456068 . S2CID 117828383 .
- ^ Персонал (22 февраля 2007 г.). «НАРВАЛ: Первая обсерватория, посвященная звездному магнетизму» . Наука Дейли . Проверено 21 июня 2007 г.
- ^ Локвуд, М.; Стэмпер, Р.; Уайлд, Миннесота (1999). «Удвоение коронального магнитного поля Солнца за последние 100 лет». Природа . 399 (6735): 437–439. Бибкод : 1999Natur.399..437L . дои : 10.1038/20867 . S2CID 4334972 .
- ^ Пиво, Юрг (2000). «Долгосрочные косвенные индексы солнечной изменчивости» . Обзоры космической науки . 94 (1/2): 53–66. Бибкод : 2000ССРв...94...53Б . дои : 10.1023/А:1026778013901 . S2CID 118631957 .
- ^ Киркби, Джаспер (2007). «Космические лучи и климат». Исследования в области геофизики . 28 (5–6): 333–375. arXiv : 0804.1938 . Бибкод : 2007SGeo...28..333K . дои : 10.1007/s10712-008-9030-6 . S2CID 8325801 .
- ^ Пиддингтон, Дж. Х. (1983). «О происхождении и структуре звездных магнитных полей». Астрофизика и космическая наука . 90 (1): 217–230. Бибкод : 1983Ap&SS..90..217P . дои : 10.1007/BF00651562 . S2CID 121786245 .
- ^ Шервуд, Джонатан (3 декабря 2002 г.). «Темный край солнечных пятен раскрывает магнитную схватку» . Университет Рочестера . Проверено 21 июня 2007 г.
- ^ Хадсон, HS; Косуги, Т. (1999). «Как солнечная корона становится горячей». Наука . 285 (5429): 849. Бибкод : 1999Sci...285..849H . дои : 10.1126/science.285.5429.849 . S2CID 118523969 .
- ^ Хэтэуэй, Дэвид Х. (18 января 2007 г.). «Солнечные вспышки» . НАСА. Архивировано из оригинала 16 июня 2012 г. Проверено 21 июня 2007 г.
- ^ Бердюгина, Светлана В. (2005). «Звездные пятна: ключ к звездному динамо» . Живые обзоры . Проверено 21 июня 2007 г.
- ^ Гарпас, Амос (1994). Звездная эволюция . Серия Ак Петерс. АК Петерс, ООО с. 230. ИСБН 978-1-56881-012-6 .
- ^ Нариаи, Кёдзи (1969). «Потеря массы из-за короны и ее влияние на вращение звезд». Астрофизика и космическая наука . 3 (1): 150–159. Бибкод : 1969Ap&SS...3..150N . дои : 10.1007/BF00649601 . hdl : 2060/19680026259 . S2CID 189849568 .
- ^ Кюкер, М.; Хеннинг, Т.; Рюдигер, Г. (2003). «Магнитная связь звезда-диск в классических системах Т Тельца» . Астрофизический журнал . 589 (1): 397–409. Бибкод : 2003ApJ...589..397K . дои : 10.1086/374408 .
- ^ Темплтон, Мэтью (осень 2003 г.). «Переменная звезда сезона: UV Ceti» . ААВСО. Архивировано из оригинала 14 февраля 2007 г. Проверено 21 июня 2007 г.
- ^ Маршрут, М.; Вольщан, А. (20 октября 2016 г.). «Второй поиск в Аресибо радиовспышек на частоте 5 ГГц от ультрахолодных карликов» . Астрофизический журнал . 830 (2): 85. arXiv : 1608.02480 . Бибкод : 2016ApJ...830...85R . дои : 10.3847/0004-637X/830/2/85 . S2CID 119279978 .
- ^ Маршрут, М.; Вольщан, А. (10 марта 2012 г.). «Обнаружение в Аресибо самого крутого радиовспышечного коричневого карлика». Письма астрофизического журнала . 747 (2): Л22. arXiv : 1202.1287 . Бибкод : 2012ApJ...747L..22R . дои : 10.1088/2041-8205/747/2/L22 . S2CID 119290950 .
- ^ Маршрут, М. (20 октября 2016 г.). «Открытие циклов солнечной активности за пределами конца главной последовательности?» . Письма астрофизического журнала . 830 (2): Л27. arXiv : 1609.07761 . Бибкод : 2016ApJ...830L..27R . дои : 10.3847/2041-8205/830/2/L27 . S2CID 119111063 .
- ^ Джордан, С.; Вернер, К.; О'Тул, С. (6 января 2005 г.). «Первое обнаружение магнитных полей в центральных звездах четырех планетарных туманностей» . Космическая газета . Проверено 23 июня 2007 г.
- ^ Дункан, Роберт С. (2003). « Магнетары, мягкие гамма-повторители и очень сильные магнитные поля» . Техасский университет в Остине. Архивировано из оригинала 17 мая 2013 г. Проверено 21 июня 2007 г.
- ^ Исбелл, Д.; Тайсон, Т. (20 мая 1998 г.). «Самое сильное звездное магнитное поле, которое когда-либо наблюдалось, подтверждает существование магнетаров» . НАСА/Центр космических полетов Годдарда . Проверено 24 мая 2006 г.
- ^ Рут, 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 . Бибкод : 2019ApJ...872...79R . дои : 10.3847/1538-4357/aafc25 . S2CID 119350145 .
Внешние ссылки
[ редактировать ]- Донати, Жан-Франсуа (16 июня 2003 г.). «Поверхностные магнитные поля невырожденных звезд» . Тулузская астрофизическая лаборатория . Проверено 23 июня 2007 г.
- Донати, Жан-Франсуа (5 ноября 2003 г.). «Дифференциальное вращение звезд, отличных от Солнца» . Лаборатория астрофизики Тулузы . Проверено 24 июня 2007 г.
