Magnetno polje zvezd

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje

Zvezdno magnetno polje je magnetno polje, ki nastane s gibanjem prevodne plazme znotraj zvezd glavnega zaporedja . To gibanje nastane s konvekcijo , ki je oblika prenosa energije iz središča zvezde na njeno površino s fizično premikajočim se materialom. Lokalna magnetna polja delujejo na plazmo, zaradi česar se magnetizirana območja dvignejo glede na preostalo površino in lahko celo dosežejo fotosfero zvezde. Ta proces ustvarja zvezdne lise na površini zvezde (po analogiji s sončnimi pegami ) in s tem povezan videz koronalnih zank [1] .

Merjenje magnetnega polja

Spekter na spodnji sliki prikazuje Zeemanov učinek po nanosu magnetnega polja na vir. Zgornja slika prikazuje absorpcijske črte v odsotnosti magnetnega polja.

Magnetno polje zvezde je mogoče izmeriti z Zeemanovim učinkom . Običajno atomi v atmosferi zvezde absorbirajo energijo pri določeni frekvenci v elektromagnetnem spektru , pri čemer nastanejo značilne temne absorpcijske črte v spektru . Ko pa so atomi v magnetnem polju, se te črte razdelijo na več, tesno razporejenih črt. Obstaja tudi polarizacija elektromagnetnega sevanja zvezde, ki je odvisna od orientacije magnetnega polja. Tako je moč in smer magnetnega polja zvezde mogoče določiti s preučevanjem črt v Zeemanovem učinku [2] [3] .

Zvezdni spektropolarimeter se uporablja za merjenje magnetnega polja zvezde. Ta instrument je sestavljen iz spektrografa v kombinaciji s polarimetrom . Prvi instrument, uporabljen za preučevanje magnetnega polja zvezd, je bil NARVAL, ki je bil nameščen na teleskopu Bernarda Lyota , ki je delal v observatoriju na gori Pic du Midi v francoskih Pirenejih [4] .

Različne meritve, vključno z magnetometričnimi meritvami v zadnjih 150 letih [5] : 14 С v drevesnih obročkih in 10 Ve v ledenih jedrih [6] , so ugotovile pomembno spremenljivost sončnega magnetnega polja v desetletnem, stoletju in tisočletnem času intervali [7] .

Ustvarjanje magnetnega polja

Magnetna polja zvezd so po teoriji sončnega dinama posledica gibanja snovi v konvektivni coni zvezde. To konvektivno kroženje prevodne plazme uniči prvotno magnetno polje zvezde in nato ustvari dipolna magnetna polja zvezde. Ker zvezda doživlja diferencialno rotacijo za različne zemljepisne širine, jo obdajajo magnetne črte v obliki torusa. Magnetne črte lahko postanejo kraj visoke koncentracije energije, ki je razlog za aktivnost zvezde, ko pridejo na njeno površje [8] .

Magnetno polje vrtečega se prevodnega plina ali tekočine ustvarja samoojačevalne električne tokove in pripadajoča magnetna polja zaradi kombinacije diferencialne rotacije (vrtenje z različnimi kotnimi hitrostmi na različnih zemljepisnih širinah zvezde), Coriolisove sile in indukcije . Porazdelitev tokov je lahko precej zapletena, s številnimi odprtimi in zaprtimi zankami, zato je tudi magnetno polje teh tokov v njihovi neposredni bližini precej težko porazdeliti. Na velikih razdaljah pa se magnetna polja tokov, ki tečejo v nasprotnih smereh, medsebojno izničijo in ostanejo le dipolna polja, ki se z razdaljo počasi zmanjšujejo. Ker se glavni tok premika v smeri vrtenja zvezde (ekvatorialni tokovi), je glavna komponenta ustvarjenega magnetnega polja usmerjena pravokotno na ekvator , kar ustvarja magnetne poli blizu geografskih polov vrtečega se telesa.

Magnetna polja vseh nebesnih teles so pogosto skladna s smerjo vrtenja, z opaznimi izjemami, kot so nekateri pulzarji. Druga značilnost tega modela dinamo je, da so tokovi precej izmenični, ne konstantni. Njihova smer in s tem smer magnetnega polja, ki ga ustvarjajo, doživljajo bolj ali manj periodične spremembe amplitude in smeri, čeprav so poravnane z osjo vrtenja.

Glavna komponenta Sončevega magnetnega polja vsakih 11 let (torej z obdobjem približno 22 let) spremeni smer, zaradi česar se spremeni velikost sončne magnetne aktivnosti. Med mirovanjem je aktivnost največja, madežev je malo (zaradi odsotnosti magnetnega upočasnjevanja plazme) in posledično pride do množičnega sproščanja visokoenergijske plazme v sončno korono in nato v medplanetarni prostor . Trki sončnih peg z nasprotno usmerjenimi magnetnimi polji ustvarjajo močna električna polja v bližini hitro izginjajočih območij površine magnetnega polja. To električno polje pospešuje visokoenergijske ( keV ) elektrone in protone, kar povzroči , da curki izjemno vroče plazme zapustijo sončno površino in segrejejo sončno korono na ogromne temperature (milijone kelvinov ).

Če je plin ali tekočina zelo viskozen (kot posledica diferencialnega turbulentnega gibanja), sprememba magnetnega polja morda ni strogo periodična. To je v primeru zemeljskega magnetnega polja , ki ga ustvarja turbulentni tok v viskozni plasti nad notranjim jedrom.

Dejavnost na površini zvezde

Nastajanje zvezdnih peg: magnetne črte prodrejo na površino zvezde

Zvezdne pege so območja intenzivne magnetne aktivnosti na površini zvezde. So oblike vidne komponente magnetnih tokov, ki nastanejo v konvektivni coni zvezde. Zaradi diferencialne rotacije zvezd tokovi pridobijo obliko torusa in se raztezajo, preprečujejo konvekcijo in posledično tvorijo cone s temperaturami, nižjimi od temperatur preostale snovi [9] . Nad sončnimi pegami se pogosto oblikujejo koronalne zanke, ki tvorijo vzdolž magnetnih silnic, ki se dvigajo nad površino v zvezdno korono. Po drugi strani pa segrejejo korono na temperature nad milijon kelvinov [10] .

Koronalne zanke, povezane z zvezdnimi pikami, in izbokline, povezane z izbruhi zvezd, so odgovorne za izmet koronalne mase. Plazma se segreje na desetine milijonov stopinj, delci s površine zvezde se pospešujejo do ekstremnih hitrosti [11] .

Površinska aktivnost je po sodobnih konceptih povezana s starostjo in hitrostjo vrtenja zvezd glavnega zaporedja. Mlade zvezde z visoko hitrostjo vrtenja imajo močno magnetno aktivnost. Nasprotno pa imajo zvezde srednjih let, kot je počasi vrteče se Sonce, nizke ravni aktivnosti, ki se ciklično spreminjajo. Nekatere starejše zvezde kažejo malo ali nič aktivnosti, kar bi lahko pomenilo, da so vstopile v obdobje miru, ki je primerljivo z Maunderjevim minimumom . Meritve časa spremembe zvezdne magnetne aktivnosti so lahko uporabne za določanje hitrosti diferencialne rotacije zvezde [12] .

Magnetne zvezde

Površinsko magnetno polje zvezde SU Auriga (mlada zvezda T Tauri), rekonstruirano z uporabo Zeeman-Dopplerjevega učinka

Zvezde tipa T Bik so ena od vrst zvezd, ki še niso vstopile v glavno zaporedje , torej se segrejejo z gravitacijskim stiskanjem in ne z izgorevanjem vodika v njihovih jedrih. So spremenljive magnetno aktivne zvezde. Magnetno polje takšnih zvezd je v interakciji z njihovim močnim zvezdnim vetrom, ki prenaša kotni moment na protoplanetarni disk, ki obdaja zvezdo, kar povzroči zmanjšanje hitrosti vrtenja zvezde [13] .

Rdeče pritlikavke spektralnega tipa M (0,1-0,6 sončne mase ), ki kažejo hitro, nepravilno variabilnost, so znane kot bleščeče zvezde . Ta nihanja v svetlosti povzročajo izbruhi, katerih aktivnost je veliko močnejša, kot bi kazala velikost zvezde. Izbruhi zvezd tega razreda lahko povečajo površino zvezde za 20 % in večino energije oddajajo v modrem in ultravijoličnem delu spektra [14] .

Planetarne meglice se pojavijo, ko rdeči velikan odvrže svojo zunanjo lupino in tvori plinski mehurček, ki se širi. Vendar pa ostaja skrivnost, zakaj ti mehurčki niso vedno sferično simetrični. 80 % planetarnih meglic ni sferičnih, temveč tvorijo bipolarne ali eliptične meglice. Ena od hipotez za nastanek nesferične oblike je vpliv magnetnega polja zvezde. Namesto, da bi se enakomerno širila v vse smeri, se izvržena plazma nagiba k raztezanju vzdolž magnetnih linij. Opazovanja osrednje zvezde vsaj štirih planetarnih meglic so potrdila, da imajo močna magnetna polja [15] .

Shematski prikaz pulzarja. Krogla v središču slike je nevtronska zvezda, ukrivljene črte predstavljajo črte magnetnega polja pulzarja, modri stožci predstavljajo tokove sevanja pulzarja.

Potem ko nekatere masivne zvezde ustavijo fuzijo v svojih črevesjih, se nekatere od njih sesedejo v kompaktne objekte, imenovane nevtronske zvezde . Ti predmeti ohranjajo pomembna magnetna polja, podedovana od matične zvezde. Zaradi kolapsa se velikost zvezde močno zmanjša za več vrst velikosti, in ker je magnetni moment zvezde popolnoma ohranjen, se moč magnetnega polja nevtronske zvezde sorazmerno poveča za več vrst velikosti. Hitro vrtenje nevtronskih zvezd jih spremeni v pulsar , ki oddaja ozek žarek energije.

Kompaktni in hitro vrteči se astronomski objekti ( bele pritlikavke , nevtronske zvezde in črne luknje ) imajo izjemno močna magnetna polja. Magnetno polje novorojene hitro vrteče se nevtronske zvezde je tako močno (do 10 8 tes ), da oddana elektromagnetna energija zadostuje, da hitro (več kot več milijonov let) upočasni vrtenje zvezde za faktor 100 ali celo 1000. . Snov, ki pade na nevtronsko zvezdo, se mora premikati tudi vzdolž silnih linij magnetnega polja, zaradi česar na površini zvezde nastaneta dve vroči točki, kjer snov trči ob površino zvezde. Te lise so majhne - dobesedno približno meter v premeru - vendar izjemno svetle. Njihovi periodični mrki med vrtenjem zvezde naj bi bili vir pulzirajočega sevanja (glej pulsar ).

Ekstremna oblika magnetizirane nevtronske zvezde se imenuje magnetar . Nastanejo kot posledica kolapsa jedra v eksploziji supernove [16] . Obstoj takšnih zvezd je leta 1998 potrdila študija zvezde SGR 1806-20 . Magnetno polje te zvezde je povečalo temperaturo površine na 18 milijonov K in oddaja ogromno energije v izbruhih gama žarkov [17] .

Relativistične plazemske curke pogosto opazimo proti magnetnim polom aktivnih jeder v središčih zelo mladih galaksij.

Poglej tudi

Opombe (uredi)

  1. Brainerd, Jerome James Rentgenski žarki iz Stellar Coronas . The Astrophysics Spectator, 6. julij 2005. Arhivirano 2. julija 2012. (Angleščina)
  2. ^ Wade, Gregg A. (8-13. julij 2004). " Zvezdna magnetna polja: pogled s tal in iz vesolja ". The A-star Puzzle: Proceedings IAU Symposium št. 224 : 235–243, Cambridge, Anglija: Cambridge University Press.   (Angleščina)
  3. Basri, Gibor. Velika polja na malih zvezdah (angleščina) // Znanost. - 2006. - letnik. 311 , št. 5761 . - str. 618-619 . - doi : 10.1126 / znanost.1122815 . - PMID 16456068 . (Angleščina)
  4. Osebje . NARVAL: Prvi observatorij, posvečen zvezdnemu magnetizmu , Science Daily (22. februar 2007). (Angleščina)
  5. Lockwood, M.; Stamper, R.; Wild, the MN A Podvojitev sončnega koronalnega magnetnega polja V zadnjih 100 letih (angl.) // Nature: časopis. - 1999. - Zv. 399 , št. 6735 . - str. 437-439 . - doi : 10.1038/20867 . (Angleščina)
  6. Pivo, Jürg. Indirect-TERM Long indices of solar is variability (Eng.) // Space Science Reviews : revija. - Springer , 2000. - Zv. 94 , št. 1/2 . - str. 53-66 . - doi : 10.1023 / A: 1026778013901 . (Angleščina)
  7. Kirkby, Jasper. Kozmični žarki in podnebje // Surveys in Geophysics. - 2007 .-- T. 28 . - S. 333-375 . - doi : 10.1007/s10712-008-9030-6 . (Angleščina)
  8. Piddington, JH O izvoru in strukturi zvezdnih magnetnih polj (eng.) // Astrophysics and Space Science (Eng.) : revija. - 1983. - Zv. 90 , št. 1 . - str. 217-230 . - doi : 10.1007 / BF00651562 . (Angleščina)
  9. Sherwood, Jonathan . Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee , Univerza v Rochestru (3. december 2002). (Angleščina)
  10. Hudson, HS; Kosugi, T. How the Sun's Corona Gets Hot (angleščina) // Science. - 1999. - Zv. 285 , št. 5429 . - str. 849 . - doi : 10.1126 / znanost.285.5429.849 . (Angleščina)
  11. Hathaway, David H. Solar Flares NASA (18. januar 2007). Arhivirano 2. julija 2012. (Angleščina)
  12. Berdyugina, Svetlana V. Zvezdne pege: ključ do zvezdnega dinama . Žive kritike (2005). Arhivirano 2. julija 2012. (Angleščina)
  13. Küker, M.; Henning, T.; Rüdiger, G. Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems ( Eng.) // of The Astrophysical Journal : journal. - Založba IOP , 2003. - Zv. 589 . - str. 397-409 . - doi : 10.1086/374408 . (Angleščina)
  14. Templeton, Matthew Spremenljiva zvezda sezone: UV Ceti . AAVSO (jesen 2003). Pridobljeno 21. junija 2007. Arhivirano 14. februarja 2007. (Angleščina)
  15. Jordan, S.; Werner, K.; O'Toole, S. Prvo odkrivanje magnetnih polj v osrednjih zvezdah štirih planetarnih meglic , Vesolje Daily (6. januar 2005). (Angleščina)
  16. Duncan, Robert C. 'Magnetarji', mehki ponavljalci gama in zelo močna magnetna polja (Referenca ni na voljo). Univerza v Teksasu v Austinu (2003). Arhivirano 27. februarja 2012. (angl.) (eng.)
  17. Isbell, D.; Tyson, T. Najmočnejše zvezdno magnetno polje doslej opaženo potrjuje obstoj magnetarjev , NASA/Center za vesoljske polete Goddard (20. maj 1998). (angl.) (eng.)

Povezave