Звездное магнитное поле - Stellar magnetic field

Магнитное поле Солнца вызывает этот массивный выброс плазмы. NOAA изображение.
Холли Гилберт, солнечный ученый NASA GSFC, объясняет модель магнитных полей на Солнце.

А звездное магнитное поле это магнитное поле генерируется движением проводящих плазма внутри звезда. Это движение создается через конвекция, который является формой переноса энергии, связанной с физическим движением материала. Локализованный магнитное поле оказывает давление на плазму, эффективно увеличивая давление без сопоставимого увеличения плотности. В результате намагниченная область поднимается относительно остальной части плазмы, пока не достигнет уровня звезды. фотосфера. Это создает звездные пятна на поверхности и связанное с ним явление коронковые петли.[1]

Измерение

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

Магнитное поле звезды можно измерить с помощью Эффект Зеемана. Обычно атомы в атмосфере звезды поглощают определенные частоты энергии в электромагнитный спектр, производя характерный темный линии поглощения в спектре. Однако, когда атомы находятся в магнитном поле, эти линии разделяются на несколько близко расположенных линий. Энергия также становится поляризованный 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 инструмент состоит из спектрограф в сочетании с поляриметр. Первым прибором, предназначенным для изучения звездных магнитных полей, был НАРВАЛ, который был установлен на Телескоп Бернара Лиота на Pic du Midi de Bigorre на французском Пиренеи горы.[4]

Различные измерения, включая магнитометр измерения за последние 150 лет;[5] 14C в годичных кольцах; и 10Быть в ледяных кернах[6]- установили существенную магнитную изменчивость Солнца в десятилетних, столетних и тысячелетних масштабах времени.[7]

Генерация поля

Звездные магнитные поля, согласно солнечное динамо теории, вызваны в конвективной зоне звезды. Конвективная циркуляция проводящей плазмы функционирует как динамо. Эта активность разрушает изначальное магнитное поле звезды, а затем создает дипольное магнитное поле. Поскольку звезда претерпевает дифференциальное вращение - вращение с разной скоростью на разных широтах - 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 развивает самоусиление. электрические токи, и, следовательно, самогенерируемое магнитное поле из-за комбинации дифференциального вращения (разная угловая скорость различных частей тела), Силы Кориолиса и индукция. Распределение токов может быть довольно сложным, с многочисленными разомкнутыми и замкнутыми контурами, и, таким образом, 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 определенные пульсары.

Периодическое изменение направления поля

Еще одна особенность этого модель динамо в том, что токи переменные, а не постоянные. 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.

В солнце Главный компонент 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 солнечные пятна активность максимальная (из-за отсутствия магнитное торможение на плазме) и, как следствие, массивный выброс высокоэнергетической плазмы в солнечная корона 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), в результате чего струи очень горячей плазмы покидают поверхность Солнца и нагревают корональную плазму до высоких температур (миллионы кельвин ).

Если газ или жидкость очень вязкие (в результате бурный дифференциальное движение), 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

Звездные пятна - области интенсивной магнитной активности на поверхности звезды. (На солнце их называют солнечные пятна.) Они образуют видимый компонент магнитного флюсовые трубки которые образуются в звездном зона конвекции. Из-за дифференциального вращения звезды трубка скручивается и растягивается, подавляя конвекцию и создавая зоны с более низкой, чем обычно, температурой.[9] Венечные петли часто образуются над звездными пятнами, формируясь из силовых линий магнитного поля, которые простираются в звездная корона. Они, в свою очередь, служат для нагрева короны до температур более миллиона кельвины.[10]

Магнитные поля, связанные со звездными пятнами и корональными петлями, связаны с вспышка деятельность и связанные выброс 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, сравнимое с солнечным. Минимум Маундера. Измерения изменения звездной активности во времени могут быть полезны для определения дифференциальной скорости вращения звезды.[12]

Ssn Annual.jpg

Магнитосфера

Звезда с магнитным полем будет генерировать магнитосфера что 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 из звездный ветер, которые затем перемещаются по этим линиям поля. 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 угловой момент от звезды к окружающему пространству, вызывая замедление звездное вращение ставка. 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

Поверхностное магнитное поле SU Aur (молодая звезда Т Тельца ), реконструированный с помощью Зеемановско-доплеровская визуализация

А Т Тельца звезда это тип звезда до главной последовательности который нагревается за счет гравитационного сжатия и еще не начал 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 окружающим протопланетный диск. Это позволяет звезде замедлить скорость вращения при коллапсе.[15]

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

Преодоление границы между звездами, которые подвергаются ядерному слиянию в своих ядрах, и неводородному слиянию коричневые карлики являются сверхкрутые карлики. 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 ориентацию, как Солнце во время солнечный цикл.[19]

Планетарные туманности создаются, когда красный гигант звезда выбрасывает 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 исчезли термоядерный синтез, часть их массы схлопывается в компактное тело нейтроны называется нейтронная звезда. Эти тела сохраняют значительное магнитное поле исходной звезды, но уменьшение размера приводит к резкому увеличению силы этого поля. Быстрое вращение этих коллапсирующих нейтронных звезд приводит к пульсар, который излучает 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 новорожденной быстро вращающейся нейтронной звезды очень сильно (до 108 тесла), что он электромагнитно 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 достигать и сталкиваться 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 замагниченной нейтронной звезды - это магнетар. Они образуются в результате сверхновая с коллапсом ядра.[21] Существование таких звезд было подтверждено в 1998 году измерениями звезды. SGR 1806-20. Магнитное поле этой звезды увеличило температуру поверхности до 18 миллионов К, и она выделяет огромное количество энергии в гамма-всплески.[22]

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

Споры о взаимодействии звезд и планет

В 2008 году группа астрономов впервые описала, как экзопланета вращается вокруг своей оси. HD 189733 А достигает определенного места на своей орбите, что вызывает повышенное звездное сияние. В 2010 году другая команда обнаружила, что каждый раз, когда они наблюдают экзопланета в определенной позиции на его орбите они также обнаружили рентгеновский снимок вспышки. Теоретические исследования с 2000 года показали, что экзопланета, очень близкая к звезде, вокруг которой она вращается, может вызвать усиление вспышек из-за взаимодействия их магнитные поля, или из-за приливные силы. В 2019 году астрономы объединили данные из Обсерватория Аресибо, НАИБОЛЕЕ, и автоматизированный фотоэлектрический телескоп, в дополнение к историческим наблюдениям звезды в радио, оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах волн для проверки этих заявлений. 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 лучами. активные регионы, включая солнечные пятна. Они также обнаружили, что эти утверждения не выдерживают статистического анализа, учитывая, что многие звездные вспышки наблюдаются независимо от положения экзопланеты, тем самым опровергая более ранние утверждения. Магнитные поля родительской звезды и экзопланеты не взаимодействуют, и эта система больше не считается имеющей «взаимодействие звезда-планета».[23]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Брейнерд, Джером Джеймс (6 июля 2005 г.). «Рентгеновские лучи от звездных корон». Зритель от астрофизики. Получено 2007-06-21.
  2. ^ Уэйд, Грегг А. (8–13 июля 2004 г.). «Звездные магнитные поля: вид с земли и из космоса». Загадка А-звезды: Материалы симпозиума МАС № 224. Кембридж, Англия: Издательство Кембриджского университета. С. 235–243. Дои:10.1017 / S1743921304004612.
  3. ^ Басри, Гибор (2006). «Большие поля на малых звездах». Наука. 311 (5761): 618–619. Дои:10.1126 / science.1122815. PMID  16456068.
  4. ^ Персонал (22 февраля 2007 г.). "NARVAL: первая обсерватория, посвященная звездному магнетизму". Science Daily. Получено 2007-06-21.
  5. ^ Локвуд, М .; Stamper, R .; Уайлд, М. Н. (1999). «Удвоение коронального магнитного поля Солнца за последние 100 лет». Природа. 399 (6735): 437–439. Bibcode:1999Натура.399..437л. Дои:10.1038/20867.
  6. ^ Пиво, Юрг (2000). «Долгосрочные косвенные индексы солнечной изменчивости». Обзоры космической науки. 94 (1/2): 53–66. Bibcode:2000ССРв ... 94 ... 53Б. Дои:10.1023 / А: 1026778013901.
  7. ^ Киркби, Джаспер (2007). «Космические лучи и климат». Исследования по геофизике. 28 (5–6): 333–375. arXiv:0804.1938. Bibcode:2007SGeo ... 28..333K. Дои:10.1007 / s10712-008-9030-6.
  8. ^ Пиддингтон, Дж. Х. (1983). «О происхождении и структуре звездных магнитных полей». Астрофизика и космическая наука. 90 (1): 217–230. Bibcode:1983Ap & SS..90..217P. Дои:10.1007 / BF00651562.
  9. ^ Шервуд, Джонатан (3 декабря 2002 г.). "Темный край солнечных пятен раскрывает магнитную схватку". Университет Рочестера. Получено 2007-06-21.
  10. ^ Hudson, H.S .; Косуги, Т. (1999). «Как нагревается корона Солнца». Наука. 285 (5429): 849. Bibcode:1999Научный ... 285..849H. Дои:10.1126 / наука.285.5429.849.
  11. ^ Хэтэуэй, Дэвид Х. (18 января 2007 г.). "Солнечные вспышки". НАСА. Получено 2007-06-21.
  12. ^ Бердюгина, Светлана В. (2005). "Звездные пятна: ключ к звездному динамо". Живые отзывы. Получено 2007-06-21.
  13. ^ Харпаз, Амос (1994). Звездная эволюция. Серия "Ак Петерс". A. K. Peters, Ltd. с. 230. ISBN  978-1-56881-012-6.
  14. ^ Нариай, Кёдзи (1969). «Потеря массы от короны и ее влияние на вращение звезды». Астрофизика и космическая наука. 3 (1): 150–159. Bibcode:1969Ap & SS ... 3..150N. Дои:10.1007 / BF00649601. HDL:2060/19680026259.
  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. Дои:10.1086/374408.
  16. ^ Темплтон, Мэтью (осень 2003 г.). "Сменная звезда сезона: UV Кита". ААВСО. Архивировано из оригинал на 2007-02-14. Получено 2007-06-21.
  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. Дои:10.3847 / 0004-637X / 830/2/85.
  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. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 747/2 / L22.
  19. ^ Маршрут, 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. Дои:10.3847 / 2041-8205 / 830/2 / L27.
  20. ^ Jordan, S .; Werner, K .; О'Тул, С. (6 января 2005 г.). «Первое обнаружение магнитных полей в центральных звездах четырех планетарных туманностей». Space Daily. Получено 2007-06-23.
  21. ^ Дункан, Роберт С. (2003). "'Магнитары, повторители мягкого гамма-излучения и очень сильные магнитные поля ». Техасский университет в Остине. Архивировано из оригинал на 2013-05-17. Получено 2007-06-21.
  22. ^ Isbell, D .; Тайсон, Т. (20 мая 1998 г.). «Самое сильное звездное магнитное поле, которое когда-либо наблюдалось, подтверждает существование магнитаров». НАСА / Центр космических полетов Годдарда. Получено 2006-05-24.
  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. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aafc25.

внешняя ссылка