Магнитное торможение - Magnetic braking

Силовые линии магнитного поля вращаются вместе с Солнцем как твердый объект. Ионизированный материал, переносимый вдоль силовых линий, в какой-то момент

{ displaystyle r_ {c}}

вырваться из силовых линий магнитного поля и таким образом забрать угловой момент Солнца

Магнитное торможение теория, объясняющая потерю звездных угловой момент из-за захвата материала звездное магнитное поле и выброшен на большое расстояние от поверхности звезды. Он играет важную роль в эволюции двойная звезда системы.

Проблема

В настоящее время принятая теория солнечной системы эволюция утверждает, что Солнечная система возникла из сжимающегося газового облака. По мере сжатия облака угловой момент ${ displaystyle L}$ должно быть консервированный. Любое небольшое чистое вращение облака вызовет усиление вращения по мере сжатия облака, заставляя материал вращаться в диске. В плотном центре этого диска a протозвезда формы, который получает тепло от гравитационная энергия обвала. По мере продолжения коллапса скорость вращения может увеличиться до точки, когда аккрецирующая протозвезда может распасться из-за центробежная сила на экваторе.

Таким образом, скорость вращения должна быть замедлена в течение первых 100 000 лет жизни звезды, чтобы избежать этого сценария. Одно из возможных объяснений торможения - взаимодействие магнитного поля протозвезды со звездным ветром. В случае нашего собственного Солнца, когда угловые моменты планет сравниваются с собственным Солнцем, Солнце имеет менее 1% от предполагаемого углового момента. Другими словами, Солнце замедлило свое вращение, а планеты - нет.

Идея магнитного торможения

Ионизированный материал, захваченный силовыми линиями магнитного поля, будет вращаться вместе с Солнцем, как если бы он был твердым телом. Поскольку материал ускользает от Солнца из-за Солнечный ветер, высокоионизированный материал будет захвачен силовыми линиями и вращаться с той же угловой скоростью, что и Солнце, даже если он уносится далеко от поверхности Солнца, пока, в конце концов, не улетит. Этот эффект переноса массы далеко от центра Солнца и ее выброса замедляет вращение Солнца.^[1]^[2] Тот же эффект используется для замедления вращения вращающийся спутник; здесь два провода разматывают грузы на расстояние, замедляя вращение спутников, затем провода перерезаются, позволяя грузам улететь в космос и навсегда лишая космический корабль его угловой момент.

Теория магнитного торможения

Поскольку ионизированный материал следует линиям магнитного поля Солнца из-за эффекта замораживания силовых линий в плазма, заряженные частицы ощущают силу ${ displaystyle mathbf {F}}$ величины:

{ Displaystyle mathbf {F} = д mathbf {v} times mathbf {B}}

куда ${ displaystyle q}$ это заряд, ${ displaystyle mathbf {v}}$ скорость и ${ displaystyle mathbf {B}}$ - вектор магнитного поля. Это изгибающее действие заставляет частицы "штопор "вокруг силовых линий магнитного поля, удерживаемые на месте" магнитным давлением " ${ displaystyle P_ {B}}$ , или «плотность энергии», вращаясь вместе с Солнцем как твердое тело:

{ Displaystyle P_ {B} = { гидроразрыва {B ^ {2}} {2 mu _ {0}}}}

Поскольку напряженность магнитного поля уменьшается вместе с кубом расстояния, будет место, где кинетическое давление газа ${ displaystyle P_ {g}}$ ионизированного газа достаточно велик, чтобы оторваться от силовых линий:

{ displaystyle P_ {g} = nmv ^ {2}}

где n - количество частиц, m - масса отдельной частицы, а v - радиальная скорость от Солнца или скорость солнечного ветра.

Из-за высокой проводимости звездного ветра магнитное поле за пределами Солнца уменьшается с радиусом, как и массовая плотность ветра, то есть уменьшается по закону обратных квадратов. ^[3]. Поэтому магнитное поле определяется выражением

{ displaystyle B (r) = B_ {s} { frac {R ^ {2}} {r ^ {2}}}}

куда ${ displaystyle B_ {s}}$ магнитное поле на поверхности Солнца и ${ displaystyle R}$ это его радиус. Критическое расстояние, на котором материал оторвется от силовых линий поля, можно затем рассчитать как расстояние, на котором кинетическое давление и магнитное давление равны, т.е.

{ Displaystyle P_ {B} = P_ {g} Rightarrow}

{ displaystyle { frac {B (r_ {c}) ^ {2}} {2 mu _ {0}}} = nmv ^ {2} Rightarrow}

{ displaystyle { frac {B_ {s} ^ {2} R ^ {4}} {2 mu _ {0} r_ {c} ^ {4}}} = nmv ^ {2}}

Если потеря массы Солнца является всенаправленной, то потеря массы ${ displaystyle nm = { frac {dM / dt} {4 pi r ^ {2} v}}}$ ; вставляя это в приведенное выше уравнение и выделяя критический радиус, следует, что

{ displaystyle r_ {c} = R left ({ frac {2 pi B_ {s} ^ {2} R ^ {2}} { mu _ {0} v { dot {M}}}}} right) ^ {1 over 2}}

Текущая дневная стоимость

В настоящее время считается, что:

Потеря массы Солнца составляет около ${ displaystyle { dot {M}} = dM / dt = 2 cdot 10 ^ {9} , { rm {кг / с}}}$
Скорость солнечного ветра ${ Displaystyle v = 5 cdot 10 ^ {5} , { rm {м / с}}}$
Магнитное поле на поверхности равно ${ displaystyle B_ {s} приблизительно 10 ^ {- 4} { rm {T}}}$
Радиус Солнца ${ Displaystyle R = 7 cdot 10 ^ {5} , { rm {км}}}$

Это приводит к критическому радиусу ${ displaystyle r_ {c} = 15R _ { odot}}$ . Это означает, что ионизированная плазма будет вращаться вместе с Солнцем как твердое тело, пока не достигнет расстояния, почти в 15 раз превышающего радиус Солнца; оттуда материал отломится и перестанет влиять на Солнце.

Количество солнечной массы, которое необходимо выбросить вдоль силовых линий, чтобы заставить Солнце полностью перестать вращаться, затем можно рассчитать, используя удельный угловой момент:

{ displaystyle { frac {j _ { odot}} {j_ {c}}} = left ({ frac {R _ { odot}} {r_ {c}}} right) ^ {2} приблизительно 0,5 \%}

Было высказано предположение, что Солнце потеряло сопоставимое количество материала за время своей жизни.^[4].

Смотрите также

[1] Ferreira, J .; Pelletier, G .; Аппл, С. (2000). «Воссоединение X-winds: замедление маломассивных протозвезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 312 (2): 387–397. Bibcode:2000МНРАС.312..387Ф. CiteSeerX 10.1.1.30.5409. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2000.03215.x.CS1 maint: использует параметр авторов (связь)

[2] Девитт, Терри (31 января 2001 г.). "Что тормозит безумно вращающиеся звезды?". Университет Висконсин-Мэдисон. Получено 2007-06-27.

[3] Вебер, Эдмунд Дж .; Дэвис, Леверетт младший (1967). «Момент импульса солнечного ветра». Астрофизический журнал. 148: 217–227. Bibcode:1967ApJ ... 148..217Вт. Дои:10.1086/149138.CS1 maint: использует параметр авторов (связь)

[apj583_2_1024-4] Сакманн, И.-Юлиана; Бутройд, Арнольд И. (февраль 2003 г.), «Наше Солнце. V. Яркое молодое Солнце, соответствующее гелиосейсмологии и высоким температурам на древней Земле и Марсе», Астрофизический журнал, 583 (2): 1024–1039, arXiv:astro-ph / 0210128, Bibcode:2003ApJ ... 583.1024S, Дои:10.1086/345408, S2CID 118904050

[1]

[2]

[3]

[4]