Зоряне магнітне поле

Зоряне магнітне поле — магнітне поле, створюване рухом 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 (по аналогії з сонячними плямами), і пов'язану з цим появу корональних петель[1].

Магнітне поле Сонця виробляє корональні викиди маси. фото NOAA

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 виміряне 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].

Зоряний спектрополяриметр використовується для вимірювання магнітного поля зірки. Цей інструмент складається зі 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 в обсерваторії на горі Пік-дю-Міді у французьких Піренеях[4].

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

Генерування магнітного поля

Магнітні поля зірок, відповідно до теорії сонячного динамо, викликані рухом речовини в конвективній зоні зірки. Ця конвективна циркуляція 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 в формі тора оточують зірку. Магнітні лінії можуть стати місцем високої концентрації енергії, що є причиною активності зірки, коли вони виходять на її поверхню[8].

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.

Активність на поверхні зірки
Виникнення зоряних плям: магнітні лінії проникають крізь поверхню зірки

Зоряні плями є регіонами інтенсивної магнітної активності на поверхні зірки. Вони є формами видимої складової магнітних потоків, які утворюються в конвективній 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 уздовж 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, частинки з поверхні зірки прискорюються до екстремальних швидкостей[11].

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

Зірки типу Т Тільця є одним з видів зірок, що ще не вийшли на головну послідовність, вони розігріваються 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 навколишньому протопланетному диску, що служить причиною зниження швидкості обертання зірки[12].

Червоні карлики спектрального класу M (0.1-0.6 маси Сонця), що демонструють швидку, нерегулярну змінність відомі як спалахуючі 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 ультрафіолетовій частині спектру[13].

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 коллапсує в компактні об'єкти, звані нейтронні зірки. Ці об'єкти зберігають значні магнітні поля, що дісталися від зірки-прабатька. 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.

Екстремальна форма намагніченої нейтронної зірки називається магнітар. Вони утворюються в результаті колапсу ядра при спалаху наднової[14]. Існування таких зірок було підтверджено в 1998 році 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[15].

Див. також

Примітки
  1. Brainerd, Jerome James X-rays from Stellar Coronas.
  2. Wade, Gregg A. (July 8–13, 2004).
  3. Basri, Gibor (2006).
  4. Staff.
  5. Lockwood, M.; Stamper, R.; Wild, M. N. (1999).
  6. Beer, Jürg (2000).
  7. Kirkby, Jasper (2007).
  8. Piddington, J. H. (1983).
  9. Sherwood, Jonathan.
  10. Hudson, H. S.; Kosugi, T. (1999).
  11. Hathaway, David H. Solar Flares.
  12. Küker, M.; Henning, T.; Rüdiger, G. (2003).
  13. Templeton, Matthew Variable Star Of The Season: UV Ceti.
  14. Duncan, Robert C. 'Magnetars', Soft Gamma Repeaters, and Very Strong Magnetic Fields Архівовано 11 червня 2007 у Wayback Machine..
  15. Isbell, D.; Tyson, T..

Посилання
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.