Знаймо

Додати знання

приховати рекламу

Цей текст може містити помилки.

Магнітне поле зірок



План:


Введення

Зоряне магнітне поле - магнітне поле, створюване рухом провідної плазми всередині зірок головної послідовності. Цей рух створюється шляхом конвекції, яка є однією з форм перенесення енергії з центру зірки до її поверхні за допомогою фізичного переміщення матеріалу. Локальні магнітні поля впливають на плазму, в результаті чого намагнічені області піднімаються по відношенню до іншої частини поверхні, і можуть досягти навіть фотосфери зірки. Цей процес створює зоряні плями на поверхні зірки (за аналогією з сонячними плямами), і пов'язане з цим поява корональних петель [1].


1. Вимірювання магнітного поля

Спектр на нижньому малюнку демонструє ефект Зеемана після того як магнітне поле впливає на джерело. На верхньому малюнку показані лінії поглинання у відсутності магнітного поля

Магнітне поле зірки може бути виміряна за допомогою ефекту Зеемана. Зазвичай атоми в атмосфері зірки поглинають енергію на певній частоті електромагнітного спектра, виробляючи характерні темні лінії поглинання в спектрі. Однак, коли атоми знаходяться в магнітному полі, ці лінії розщеплюються на кілька, близько розташованих ліній. Також з'являється поляризація електромагнітного випромінювання зірки, яка залежить від орієнтації магнітного поля. Таким чином, сила і напрямок магнітного поля зірки може бути визначена шляхом вивчення ліній в ефекті Зеемана [2] [3].

Зірковий спектрополяриметр використовується для вимірювання магнітного поля зірки. Цей інструмент складається з спектрографа в поєднанні з поляриметром. Перший інструмент, за допомогою якого вивчалося магнітне поле зірок, був NARVAL, який був встановлений на телескопі Бернара Ліо, який працював у обсерваторії на горі Пік-дю-Міді у французьких Піренеях [4].

Різні вимірювання, включаючи магнітометричні вимірювання за останні 150 років [5] : 14 З в кільцях дерев і 10 Ве в кернах льоду [6], встановили істотну мінливість магнітного поля Сонця на десятирічних, столітніх і тисячолітніх часових відрізках [7].


2. Генерування магнітного поля

Магнітні поля зірок, відповідно до теорії сонячного динамо, викликані рухом речовини в конвективної зоні зірки. Ця конвективна циркуляція провідної плазми руйнує початкове магнітне поле зірки, а потім створює дипольні магнітні поля зірки. Так як зірка відчуває диференціальне обертання для різних широт, то магнітні лінії у формі тора оточують зірку. Магнітні лінії можуть стати місцем високої концентрації енергії, що є причиною активності зірки, коли вони виходять на її поверхню [8].

Магнітне поле обертового провідного газу або рідини генерує самопосилюється електричні струми і пов'язані з ними магнітні поля, внаслідок поєднання диференціального обертання (обертання з різними кутовими швидкостями на різних широтах зірки), сили Коріоліса і індукції. Розподіл струмів може бути досить складним, з численними відкритими та закритими петлями, і, таким чином магнітне поле цих струмів в безпосередній близькості від них тккже досить складно розподілено. На великих відстанях, проте, магнітні поля струмів, що течуть в протилежних напрямках взаємно компенсуються, і залишаються тільки дипольні поля, повільно зменшуються з відстанню. Оскільки основний струм рухається в напрямку обертання зірки (екваторіальних течій), основний компонент породженого магнітного поля спрямований перпендикулярно екватору, створюючи магнітні полюси поблизу географічних полюсів обертового тіла.

Магнітні поля всіх небесних тіл, часто узгоджуються з напрямком обертання, з помітними винятками, такими як деякі пульсари. Ще одна особливість цієї моделі динамо в тому, що струми, швидше змінні, а не постійні. Їх напрямок, і, отже, напрямок магнітного поля, яке вони виробляють, відчувають більш-менш періодичні, зміни амплітуди та напрямки, хоча і суміщені з віссю обертання.

Основний компонент магнітного поля Сонця змінює напрямок кожні 11 років (тобто з періодом близько 22 років), в результаті чого змінюється величина магнітної активності Сонця. Під час спокою, активність максимальна, плям мало (через відсутність магнітного гальмування плазми) і, як результат, відбувається масовий викид плазми високої енергії в сонячну корону, а потім в міжпланетний простір. Зіткнення сонячних плям з протилежно спрямованими магнітними полями генерує сильні електричні поля поблизу швидко зникаючих регіонів виходу на поверхню магнітного поля. Це електричне поле прискорює електрони і протони високих енергій ( кеВ) в результаті чого струменя надзвичайно гарячої плазми покидають поверхню Сонця і нагрівають сонячну корону до величезних температур (мільйони градусів Кельвіна).

Якщо газ або рідина дуже в'язкі (в результаті диференціального турбулентного руху), зміна магнітного поля може бути не строго періодичним. Так йде справа з магнітним полем Землі, яке породжується турбулентним плином у в'язкому шарі над внутрішнім ядром.


3. Активність на поверхні зірки

Виникнення зоряного плями: магнітні лінії проникають крізь поверхню зірки

Зіркові плями є регіонами інтенсивної магнітної активності на поверхні зірки. Вони є формами видимої складової магнітних потоків, які утворюються в конвективної зоні зірки. Через диференціального обертання зірок, потоки набувають форму тора і розтягуються, перешкоджаючи конвекції, і, як наслідок, утворюють зони з температурою нижче, ніж у решти речовини [9]. Корональні петлі часто утворюються над зоряними плямами, формуючись вздовж силових ліній магнітного поля, які піднімаються над поверхнею в корону зірки. У свою чергу, вони розігрівають корону до температур понад мільйон кельвінів [10].

Корональні петлі, пов'язані із зірковими плямами і протуберанці, пов'язані зі спалахами зірки, стають причинами викидів корональної маси. Плазма нагрівається до десятків мільйонів градусів, частки з поверхні зірки прискорюються до екстремальних швидкостей [11].

Поверхнева активність, за сучасними уявленнями, пов'язані з віком і швидкістю обертання зірок головної послідовності. Молоді зірки з великою швидкістю обертання володіють сильною магнітною активністю. На відміну від них, зірки середнього віку, подібні Сонцю з повільною швидкістю обертання показують низький рівень активності, який циклічно змінюється. Деякі старі зірки не виявляють практично ніякої активності, що може означати, що вони вступили в період затишшя, порівнянне з мінімумом Маундера. Вимірювання часу зміни зоряної магнітної активності може бути корисно для визначення швидкості диференціального обертання зірки [12].


4. Магнітні зірки

Поверхневе магнітне поле зірки SU Візничого (молода зірки типу Т Тельця), реконструйоване за допомогою ефекту Зеемана-Доплера

Зірки типу Т Тельця є одним з видів зірок ще не вийшли на головну послідовність, т. е.оні розігрівається за допомогою гравітаційного стиснення, а не водневого горіння в їх ядрах. Вони є змінними магнітно-активними зірками. Магнітне поле таких зірок, взаємодіє з їх сильним зоряним вітром, передаючи момент імпульсу навколишнього зірку протопланетному диску, що служить причиною зниження швидкості обертання зірки [13].

Червоні карлики спектрального класу M (0.1-0.6 маси Сонця), що демонструють швидку, нерегулярну змінність відомі як спалахують зірки. Ці коливання яскравості, викликані спалахами, чия активність значно сильніше, ніж можна припустити за розміром зірки. Спалахи зірок цього класу можуть збільшити поверхню зірки на 20%, і випромінюють більшу частину своєї енергії у синій і ультрафіолетової частини спектра [14].

Планетарні туманності з'являються, коли червоний гігант скидає свою зовнішню оболонку, утворюючи розширюється газовий міхур. Проте залишається загадкою, чому ці бульбашки не завжди сферично симетричні. 80% планетарних туманностей не мають сферичної форми, а замість цього утворюють біполярні або еліптичні туманності. Одна з гіпотез формування несферіческой форми - вплив магнітного поля зірки. Замість рівномірного розширення у всіх напрямах, викинута плазма прагне витягнутися уздовж магнітних ліній. Спостереження центральної зірки, принаймні, чотирьох планетарних туманностей підтвердили, що вони дійсно володіють потужними магнітними полями [15].

Схематичне зображення пульсара. Сфера в центрі зображення - нейтронна зірка, криві лінії позначають лінії магнітного поля пульсара, блакитні конуси - потоки випромінювання пульсара

Після того як деякі масивні зірки припинили термоядерний синтез в своїх надрах, частина з них колапсує в компактні об'єкти, звані нейтронні зірки. Ці об'єкти зберігають значні магнітні поля, що дісталися від зірки-прародителя. В результаті колапсу розмір зірки різко зменшується на багато порядків, а оскільки магнітний момент зірки зберігається повністю, то напруженість магнітного поля нейтронної зірки пропорційно зростає на багато порядків. Швидке обертання нейтронних зірок перетворює їх в пульсар, який випускає вузький пучок енергії.

Компактні і швидко обертаються астрономічні об'єкти ( білі карлики, нейтронні зірки і чорні діри) мають надзвичайно сильні магнітні поля. Магнітне поле новонародженої бистровращающейся нейтронної зірки настільки сильне (до 10 8 тесла), що випромінюється електромагнітної енергії достатньо, щоб швидко (протягом декількох мільйонів років) загальмувати обертання зірки в 100, а то і 1000 разів. Матерія, що падає на нейтронну зірку також повинна рухатися уздовж силових ліній магнітного поля, в результаті чого утворюються два гарячих плями на поверхні зірки, де речовина стикається з поверхнею зірки. Ці плями невеликі - буквально близько метра в діаметрі, але надзвичайно яскраві. Їх періодичні затемнення під час обертання зірки, як передбачається, є джерелом пульсуючого випромінювання (див. пульсар).

Екстремальна форма намагніченої нейтронної зірки називається магнетарів. Вони утворюються в результаті колапсу ядра при спалаху наднової [16]. Існування таких зірок було підтверджено в 1998 при дослідженні зірки SGR 1806-20. Магнітне поле цієї зірки збільшило температуру поверхні до 18 млн К і вона випускає величезну кількість енергії в гамма-сплесках [17].

Струмені релятивістської плазми часто спостерігаються в напрямку магнітних полюсів активних ядер в центрах дуже молодих галактик.


Примітки

  1. Brainerd, Jerome James X-rays from Stellar Coronas - www.astrophysicsspectator.com / topics / observation / XRayCorona.html. The Astrophysics Spectator (July 6, 2005). Статичний - www.webcitation.org/68rJtkKeP з першоджерела 2 липня 2012. (Англ.)
  2. Wade, Gregg A. (July 8-13, 2004). " Stellar Magnetic Fields: The view from the ground and from space - journals.cambridge.org / production / action / cjoGetFulltext? fulltextid = 280661 ". The A-star Puzzle: Proceedings IAU Symposium No. 224: 235-243, Cambridge, England: Cambridge University Press. (Англ.)
  3. Basri, Gibor (2006). " Big Fields on Small Stars - www.sciencemag.org / cgi / content / full / sci; 311/5761/618 ". Science 311 (5761): 618-619. DOI : 10.1126/science.1122815 - dx.doi.org/10.1126/science.1122815. PMID 16456068. (Англ.)
  4. Staff. NARVAL: First Observatory Dedicated To Stellar Magnetism - www.sciencedaily.com/releases/2007/02/070208131656.htm, Science Daily (February 22, 2007). (Англ.)
  5. Lockwood, M.; Stamper, R.; Wild, MN (1999). " A Doubling of the Sun's Coronal Magnetic Field during the Last 100 Years - adsabs.harvard.edu/abs/1999Natur.399..437L ". Nature 399 (6735): 437-439. DOI : 10.1038/20867 - dx.doi.org/10.1038/20867. (Англ.)
  6. Beer, Jrg (2000). " Long-term indirect indices of solar variability - adsabs.harvard.edu/abs/2000SSRv...94...53B ". Space Science Reviews 94 (1/2): 53-66. DOI : 10.1023 / A: 1026778013901 - dx.doi.org/10.1023/A: 1026778013901. (Англ.)
  7. Kirkby, Jasper (2007). " Cosmic Rays and Climate - arxiv.org/abs/0804.1938v1 ". Surveys in Geophysics 28: 333-375. DOI : 10.1007/s10712-008-9030-6 - dx.doi.org/10.1007/s10712-008-9030-6. (Англ.)
  8. Piddington, JH (1983). " On the origin and structure of stellar magnetic fields - adsabs.harvard.edu/abs/1983Ap & SS .. 90 .. 217P ". Astrophysics and Space Science 90 (1): 217-230. DOI : 10.1007/BF00651562 - dx.doi.org/10.1007/BF00651562. (Англ.)
  9. Sherwood, Jonathan. Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee - www.rochester.edu/news/show.php?id=290, University of Rochester (December 3, 2002). (Англ.)
  10. Hudson, HS; Kosugi, T. (1999). " How the Sun's Corona Gets Hot - www.sciencemag.org/cgi/content/full/285/5429/849 ". Science 285 (5429): 849. DOI : 10.1126/science.285.5429.849 - dx.doi.org/10.1126/science.285.5429.849. (Англ.)
  11. Hathaway, David H. Solar Flares - solarscience.msfc.nasa.gov / flares.shtml. NASA (January 18, 2007). Статичний - www.webcitation.org/68rJuFsnX з першоджерела 2 липня 2012. (Англ.)
  12. Berdyugina, Svetlana V. Starspots: A Key to the Stellar Dynamo - solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8 /. Living Reviews (2005). Статичний - www.webcitation.org/68rOVHYMC з першоджерела 2 липня 2012. (Англ.)
  13. Kker, M.; Henning, T.; Rdiger, G. (2003). "Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems". The Astrophysical Journal 589: 397-409. DOI : 10.1086/374408 - dx.doi.org/10.1086/374408. (Англ.)
  14. Templeton, Matthew Variable Star Of The Season: UV Ceti - www.aavso.org/vstar/vsots/fall03.shtml. AAVSO (Autumn 2003). Статичний - web.archive.org/web/20070214005708/http :/ / www.aavso.org/vstar/vsots/fall03.shtml з першоджерела 14 лютого 2007. (Англ.)
  15. Jordan, S.; Werner, K.; O'Toole, S.. First Detection Of Magnetic Fields In Central Stars Of Four Planetary Nebulae - www.spacedaily.com/news/stellar-chemistry-05a.html, Space Daily (January 6, 2005). (Англ.)
  16. Duncan, Robert C. 'Magnetars', Soft Gamma Repeaters, and Very Strong Magnetic Fields - solomon.as.utexas.edu / ~ duncan / magnetar.html. University of Texas at Austin (2003). Статичний - www.webcitation.org/65lZdNyW6 з першоджерела 27 лютого 2012. (Англ.) (Англ.)
  17. Isbell, D.; Tyson, T.. Strongest Stellar Magnetic Field yet Observed Confirms Existence of Magnetars - heasarc.gsfc.nasa.gov / docs / asca / science / magnetar.html, NASA / Goddard Space Flight Center (May 20, 1998 ). (Англ.) (Англ.)

Цей текст може містити помилки.

Схожі роботи | скачати

Схожі роботи:
Магнітне поле планет
Магнітне поле Землі
Магнітне поле Місяця
Магнітне динамо
Магнітне нахилення
Магнітне схилення
Магнітне динамо
Магнітне число Рейнольдса
Магнітне перез'єднання
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru