Hvězdné magnetické pole
Hvězdné magnetické pole
Přejít na navigaciPřejít na vyhledávání Magnetické pole Slunce řídí toto masivní vypuzování plazmy. Obrázek NOAA ."> Holly Gilbert, vědecký pracovník NASA GSFC solar, vysvětluje model magnetických polí na slunci.
Hvězdné magnetické pole je magnetické pole generované pohybu vodivého plazmatu uvnitř hvězdy . Tento pohyb je vytvářen konvekcí , což je forma přenosu energie zahrnující fyzický pohyb materiálu. Lokalizované magnetické pole vyvíjí sílu na plazmu a účinně zvyšuje tlak bez srovnatelného zvýšení hustoty. Výsledkem je, že zmagnetizovaná oblast stoupá relativně ke zbytku plazmy, dokud nedosáhne fotosféry hvězdy . Tak vznikají na povrchu hvězdné skvrny a související jev koronálních smyček .
Měření
Spodní spektrum demonstruje Zeemanův efekt poté, co je magnetické pole aplikováno na zdroj nahoře.
Magnetické pole hvězdy lze měřit pomocí Zeemanova jevu . Atomy v atmosféře hvězdy normálně pohlcují určité frekvence energie v elektromagnetickém spektru a vytvářejí ve spektru charakteristické tmavé absorpční čáry . Pokud jsou atomy v magnetickém poli, tyto řádky se rozdělí na několik řádků, které jsou blízko sebe. Energie se také polarizuje s orientací, která závisí na orientaci magnetického pole. Síla a směr magnetického pole hvězdy lze tedy určit zkoumáním čar Zeemanova efektu.
Hvězdný spektropolarimetr se používá k měření magnetického pole hvězdy. Tento přístroj se skládá ze spektrografu kombinovaného s polarimetrem . Prvním nástrojem věnovaným studiu hvězdných magnetických polí byl NARVAL, který byl namontován na dalekohledu Bernard Lyot na Pic du Midi de Bigorre ve francouzských Pyrenejích .
Různá měření - včetně měření magnetometrem za posledních 150 let; 14 C v letokruzích; a 10 Buďte v ledových jádrech - vytvořili podstatnou magnetickou variabilitu Slunce v dekadických, sté a sté výročí.
Generování pole
Hvězdná magnetická pole jsou podle teorie slunečního dynama způsobována uvnitř konvekční zóny hvězdy. Konvekční oběh vodivé plazmy funguje jako dynamo . Tato aktivita ničí prvotní magnetické pole hvězdy a poté generuje dipolární magnetické pole. Když hvězda prochází diferenciální rotací - rotující různými rychlostmi pro různé zeměpisné šířky - magnetismus je navinut do toroidního pole "tokových lan", které se kolem hvězdy omotají. Když se pole objeví na povrchu, mohou se stát vysoce koncentrovanými a vytvářet aktivitu.
Magnetické pole rotujícího tělesa z vodivého plynu nebo kapaliny vyvíjí samo-zesilující elektrické proudy , a tedy magnetické pole vytvářené samostatně, díky kombinaci diferenciální rotace (různá úhlová rychlost různých částí těla), Coriolisovy sílya indukce. Distribuce proudů může být docela komplikovaná, s četnými otevřenými a uzavřenými smyčkami, a tedy magnetické pole těchto proudů v jejich bezprostřední blízkosti je také docela zkroucené. Na velké vzdálenosti se však magnetická pole proudů proudících v opačných směrech ruší a přežívá pouze síťové dipólové pole, které se se vzdáleností pomalu zmenšuje. Protože hlavní proudy proudí ve směru pohybu vodivé hmoty (rovníkové proudy), hlavní složkou generovaného magnetického pole je dipólové pole rovníkové proudové smyčky, čímž vznikají magnetické póly poblíž geografických pólů rotujícího tělesa.
Magnetická pole všech nebeských těles jsou často vyrovnána se směrem otáčení, s významnými výjimkami, jako jsou určité pulzary .
Obrácení periodického pole
Další vlastností tohoto modelu dynama je, že proudy jsou spíše střídavé než stejnosměrné. Jejich směr, a tím i směr magnetického pole, které generují, se víceméně periodicky střídá, mění se amplituda a směr zpětného chodu, i když stále více či méně vyrovnaný s osou otáčení.
Sun 's hlavní složkou směru magnetické pole obrátí každých 11 let (takže doba je asi 22 let), což má za následek zmenšenou velikostí magnetického pole blízko času obrácení. Během této doby klidu je aktivita slunečních skvrn na maximu (kvůli nedostatku magnetického brzdění na plazmě) a v důsledku toho k masivnímu vypuzování vysoce energetické plazmy do sluneční korónya probíhá meziplanetární prostor. Srážky sousedních slunečních skvrn s opačně směrovanými magnetickými poli mají za následek generování silných elektrických polí v blízkosti rychle mizejících oblastí magnetického pole. Toto elektrické pole urychluje elektrony a protony na vysoké energie (kiloelektronvolty), což vede k tomu, že trysky extrémně horkého plazmatu opouštějí povrch Slunce a ohřívají koronální plazmu na vysoké teploty (miliony kelvinů ).
Pokud je plyn nebo kapalina velmi viskózní (což má za následek turbulentní diferenciální pohyb), nemusí být obrácení magnetického pole příliš periodické. To je případ magnetického pole Země, které je generováno turbulentními proudy ve viskózním vnějším jádru.
Povrchová aktivita
Hvězdné body jsou oblasti intenzivní magnetické aktivity na povrchu hvězdy. (Na Slunci se jim říká sluneční skvrny .) Ty tvoří viditelnou součást trubek magnetického toku, které se tvoří uvnitř konvekční zóny hvězdy . V důsledku diferenciální rotace hvězdy se trubice stočí a roztáhne, čímž zabrání konvekci a vytvoří zóny s nižší než normální teplotou. Koronální smyčky se často tvoří nad hvězdnými skvrnami a vytvářejí se z čar magnetického pole, které se táhnou do hvězdné koróny . Ty zase slouží k ohřátí koróny na teploty přes milion kelvinů .
Magnetické pole spojené s starspots a koronální smyčky jsou spojeny s světlice činnosti a související výron hmoty koronální . Plazma se zahřívá na desítky milionů kelvinů a částice se zrychlují pryč z povrchu hvězdy extrémními rychlostmi.
Zdá se, že povrchová aktivita souvisí s věkem a rychlostí rotace hvězd hlavní posloupnosti. Mladé hvězdy s rychlou rychlostí rotace vykazují silnou aktivitu. Naproti tomu hvězdy středního věku se slunečními paprsky s nízkou rychlostí rotace vykazují nízkou úroveň aktivity, která se mění v cyklech. Některé starší hvězdy nevykazují téměř žádnou aktivitu, což může znamenat, že vstoupily do klidu srovnatelného s minimem Slunce Maunder . Měření časové kolísání hvězdné aktivity může být užitečné pro stanovení diferenciálních rychlostí rotace hvězdy.
Magnetosféra
Hvězda s magnetickým polem vygeneruje magnetosféru, která sahá ven do okolního prostoru. Polní čáry z tohoto pole vycházejí z jednoho magnetického pólu na hvězdě, poté končí z druhého pólu a tvoří uzavřenou smyčku. Magnetosféra obsahuje nabité částice, které jsou zachyceny z hvězdného větru a poté se pohybují podél těchto siločar. Jak se hvězda otáčí, magnetosféra se otáčí s ní a táhne se po nabitých částicích.
Když hvězdy emitují hmotu hvězdným větrem z fotosféry, magnetosféra vytváří točivý moment na vyvrženou hmotu. To má za následek přenos momentu hybnosti z hvězdy do okolního prostoru, což způsobí zpomalení rychlosti hvězdné rotace . Rychle rotující hvězdy mají vyšší rychlost úbytku hmoty, což vede k rychlejší ztrátě hybnosti. Jak se rychlost otáčení zpomaluje, zpomaluje se také úhlové zpomalení. Tímto způsobem se hvězda postupně přiblíží, ale nikdy nedosáhne stavu nulové rotace.
Magnetické hvězdy
Povrchové magnetické pole SU Aur (mladá hvězda typu T Tauri ), rekonstruované pomocí Zeeman-Dopplerova zobrazování
T Tauri hvězda je typ předem hlavní sekvenční hvězdy , který je zahříván prostřednictvím gravitační kontrakce a ještě začala spálit vodík v jeho jádru. Jsou to proměnné hvězdy, které jsou magneticky aktivní. Předpokládá se, že magnetické pole těchto hvězd interaguje se svým silným hvězdným větrem a přenáší moment hybnosti na okolní protoplanetární disk . To umožňuje hvězdě brzdit rychlost otáčení, když se zhroutí.
Malé hvězdy třídy M (s 0,1-0,6 slunečními hmotami ), které vykazují rychlou, nepravidelnou variabilitu, se nazývají erupční hvězdy . Předpokládá se, že tyto fluktuace jsou způsobeny světlicemi, i když aktivita je mnohem silnější ve srovnání s velikostí hvězdy. Světlice na této třídě hvězd mohou dosahovat až 20% obvodu a vyzařovat velkou část jejich energie v modré a ultrafialové části spektra.
Kolem hranice mezi hvězdami, které procházejí jadernou fúzí v jejich jádrech, a hnědými trpaslíky, kteří fúzují bez vodíku, jsou ultracool trpaslíci . Tyto objekty mohou díky silným magnetickým polím vyzařovat rádiové vlny. Přibližně u 5-10% těchto objektů bylo změřeno magnetické pole. Nejchladnější z nich, 2MASS J10475385 + 2124234 s teplotou 800-900 K, si zachovává magnetické pole silnější než 1,7 kG, což je přibližně 3000krát silnější než magnetické pole Země. Rádiová pozorování rovněž naznačují, že jejich magnetická pole pravidelně mění svoji orientaci, podobně jako Slunce během slunečního cyklu .
Planetární mlhoviny vznikají, když rudá obří hvězda vysune svůj vnější obal a vytvoří rozpínající se obal plynu. Zůstává však záhadou, proč tyto skořápky nejsou vždy sféricky symetrické. 80% planetárních mlhovin nemá sférický tvar; místo toho tvoří bipolární nebo eliptické mlhoviny. Jednou z hypotéz pro vytvoření nesférického tvaru je účinek magnetického pole hvězdy. Namísto rovnoměrného rozpínání ve všech směrech má katapultovaná plazma tendenci opouštět prostřednictvím magnetických pólů. Pozorování centrálních hvězd nejméně ve čtyřech planetárních mlhovinách potvrdila, že skutečně mají silná magnetická pole.
Poté, co některé hmotné hvězdy přestaly termonukleární fúzi , část jejich hmoty se zhroutí do kompaktního tělesa neutronů zvaného neutronová hvězda . Tato tělesa si zachovávají významné magnetické pole od původní hvězdy, ale kolaps velikosti způsobí, že se síla tohoto pole dramaticky zvýší. Rychlá rotace těchto zhroucených neutronových hvězd má za následek pulsar , který emituje úzký paprsek energie, který může pravidelně směřovat k pozorovateli.
Kompaktní a rychle rotující astronomické objekty ( bílí trpaslíci , neutronové hvězdy a černé díry ) mají extrémně silná magnetická pole. Magnetické pole nově narozené rychle rotující neutronové hvězdy je tak silná (až 10 8 teslas), který je elektromagneticky vyzařuje dostatek energie, aby se rychle (v řádu několika milionů let) utlumit rotaci hvězdy o 100 až 1000 krát. Hmota dopadající na neutronovou hvězdu musí také sledovat čáry magnetického pole, což vede ke dvěma horkým místům na povrchu, kde může dosáhnout a narazit na povrch hvězdy. Tyto skvrny jsou doslova několik metrů (asi metr) napříč, ale nesmírně jasné. Předpokládá se, že jejich periodické zatmění během rotace hvězd je zdrojem pulzujícího záření (vizpulsary).
Extrémní formou magnetizované neutronové hvězdy je magnetar . Ty vznikají jako výsledek supernovy s kolapsem jádra . Existence takových hvězd byla potvrzena v roce 1998 měřením hvězdy SGR 1806-20 . Magnetické pole této hvězdy zvýšilo povrchovou teplotu na 18 milionů K a uvolňuje obrovské množství energie v dávkách gama záření .
Proudy relativistické plazmy jsou často pozorovány ve směru magnetických pólů aktivních černých děr v centrech velmi mladých galaxií.
Kontroverze interakcí mezi hvězdami a planetami
V roce 2008 tým astronomů poprvé popsal, jak exoplaneta obíhající kolem HD 189733 A dosáhne určitého místa na své oběžné dráze, což způsobí zvýšené hvězdné vzplanutí . V roce 2010 jiný tým zjistil, že pokaždé, když pozorovali exoplanetu v určité poloze na její oběžné dráze, detekovali také rentgenové erupce. Teoretický výzkum od roku 2000 naznačuje, že exoplaneta velmi blízko hvězdy, kterou obíhá, může způsobit větší vzplanutí v důsledku interakce jejich magnetických polí nebo v důsledku slapových sil . V roce 2019 astronomové spojili data z Arecibo Observatory , MOSTa Automatizovaný fotoelektrický dalekohled, kromě historických pozorování hvězdy na rádiových, optických, ultrafialových a rentgenových vlnových délkách, aby prozkoumala tato tvrzení. Jejich analýza zjistila, že předchozí tvrzení byla přehnaná a hostitelská hvězda nedokázala zobrazit mnoho jasových a spektrálních charakteristik souvisejících s hvězdami a slunečními aktivními oblastmi , včetně slunečních skvrn. Rovněž zjistili, že tvrzení neobstála před statistickou analýzou, jelikož je vidět mnoho hvězdných erupcí bez ohledu na postavení exoplanety, a proto dřívější tvrzení odhalila. Magnetická pole hostitelské hvězdy a exoplanety neinteragují a již se o tomto systému neuvěří, že má "interakci hvězda-planeta".