Прејди на содржината

Ѕвездено магнетно поле

Од Википедија — слободната енциклопедија
Магнетното поле на Сонцето го поттикнува овој избув на протуберанција. Слика на НОАП.
Холи Гилберт, сончев научник од Годардовиот центар за вселенски летови при НАСА, објаснувајќи модел на магнетни полиња на Сонцето.

Ѕвездено магнетно поле ― магнетно поле создадено од движењето на спроводливата плазма во една ѕвезда. Ова движење е создавано преку конвекција, која е облик на пренос на енергија што вклучува физичко движење на материјалот. Месното магнетно поле врши сила врз плазмата, ефикасно зголемувајќи го притисокот без споредливо зголемување на густината. Како резултат на тоа, магнетизираниот регион се крева во однос на остатокот од плазмата, додека не стигне до фотосферата на ѕвездата. Ова создава ѕвездени точки на површината и сродниот феномен на коронски јамки.[1]

Мерење

[уреди | уреди извор]
Долниот спектар го демонстрира Земановиот ефект откако магнетно поле ќе бисе применето на изворот на врвот.

Магнетното поле на ѕвездата може да биде мерено со помош на Земановиот ефект. Нормално, атомите во атмосферата на ѕвездата ќе примаат одредени честоти на енергија во електромагнетниот спектар, создавајќи особени темни линии на примање во спектарот. Меѓутоа, кога атомите се во магнетно поле, овие линии се делат на повеќе, тесно распоредени линии. Енергијата исто така станува поларизирана со ориентација која зависи од ориентацијата на магнетното поле. Така, силата и насоката на магнетното поле на ѕвездата може да бидат одредени со испитување на линиите на Земановиот ефект.[2][3]

За мерење на магнетното поле на ѕвездата е користен ѕвезден спектрополариметар. Овој инструмент се состои од спектрограф комбиниран со полариметар. Првиот инструмент посветен на проучувањето на ѕвездените магнетни полиња бил НАРВАЛ, кој бил поставен на телескопот „Бернар Лио“ на врвот Миди де Бигор во француските планини Пиринеи.[4]

Различни мерења-вклучувајќи мерења со магнетометар во последните 150 години;[5] 14C во прстените на дрвјата; и 10Be во ледени јадра [6] — имаат воспоставено значителна магнетна променливост на Сонцето на декадни, стогодишни и милениумски временски размери.[7]

Создавање поле

[уреди | уреди извор]

Ѕвездените магнетни полиња, според теоријата за сончевото динамо, се предизвикани во конвективната зона на ѕвездата. Конвективното кружење на спроводливата плазма функционира како динамо. Оваа активност го уништува првобитното магнетно поле на ѕвездата, а потоа создава двополарно магнетно поле. Како што ѕвездата е подложена на диференцијално вртење - вртејќи со различни стапки за различни географски широчини - магнетизмот се намотува во тороидалното поле од „флуксни јажиња“ кои се обвиткуваат околу ѕвездата. Полињата можат да станат високо концентрирани, предизвикувајќи активност кога ќе се појават на површината.[8]

Магнетното поле на вртежно тело од спроводлив гас или течност развива самозасилувачки електрични струи, а со тоа и самонастанато магнетно поле, поради комбинација на диференцијално вртење (различна аголна брзина на различни делови од телото), Кориолисови сили и индукција. Распределбата на струите може да биде доста сложена, со бројни отворени и затворени јамки, а со тоа и магнетното поле на овие струи во нивната непосредна близина е доста извитоперено. Меѓутоа, на големи растојанија, магнетните полиња на струите што течат во спротивни насоки се поништуваат и преживува само нето двополско поле, кое полека се намалува со растојанието. Бидејќи главните струи течат во насока на движење на проводното масовно движење (екваторски струи), главниот составен дел на создаденото магнетно поле е двополското поле на јамката на екваторската струја, со што се произведуваат магнетни полови во близина на географските полови на вртежното тело.

Магнетните полиња на сите небесни тела често се усогласени со насоката на вртење, со забележителни исклучоци како што се одредени пулсари.

Периодично превртување на полето

[уреди | уреди извор]

Друга особина на овој модел на динамо е тоа што струите се наизменични наместо еднонасочни. Нивната насока, а со тоа и насоката на магнетното поле што ја создаваат, се менува повеќе или помалку периодично, менувајќи го замавот и менувајќи ја насоката, иако сè уште е повеќе или помалку усогласена со оската на вртење.

Главниот составен дел на магнетното поле на Сонцето е менувано насоката на секои 11 години (така што периодот е околу 22 години), што резултира со намалена големина на магнетното поле во близина на времето на пресврт. За време на ова мирување, активноста на сончевите дамки е максимално (поради недостаток на магнетно сопирање на плазмата) и, како резултат на тоа, се случува масовно исфрлање на високоенергетската плазма во сончевата корона и меѓупланетарниот простор. Судирите на соседните сончеви дамки со спротивно насочени магнетни полиња резултираат со настанување на силни електрични полиња во близина на областите на магнетното поле кое брзо исчезнува. Ова електрично поле ги забрзува електроните и протоните до високи енергии (килоелектронволти) што резултира со млазови од крајно топла плазма што ја напуштаат површината на Сонцето и ја загреваат коронската плазма на високи температури (милиони келвин).

Ако гасот или течноста се многу вискозни (што резултира со турбулентно диференцијално движење), пресвртот на магнетното поле може да не биде многу периодичен. Ова е случај со магнетното поле на Земјата, кое се создава од турбулентни струи во вискозното надворешно јадро.

Површинска активност

[уреди | уреди извор]

Ѕвездените точки се региони со интензивна магнетна активност на површината на ѕвездата. (На Сонцето тие се нарекувани сончеви дамки). Тие образуваат видлив составен дел на цевките на магнетниот тек кои се образувани во зоната на конвекција на ѕвездата. Поради диференцијалното вртење на ѕвездата, цевката се свиткува и растегнува, инхибирајќи ја конвекцијата и создавајќи зони со температура пониска од нормалната.[9] Коронските јамки често се настанувани над ѕвездените точки, образувајќи се од линиите на магнетното поле кои се протегаат во ѕвездената корона. Тие пак служат за загревање на короната на температури над милион келвини.[10]

Магнетните полиња поврзани со ѕвездените точки и коронските јамки се поврзани со активноста на блесокот и поврзаното исфрлање на коронската маса. Плазмата се загрева до десетици милиони келвини, а честичките се забрзуваат подалеку од површината на ѕвездата со крајни брзини.[11]

Површинската активност се чини дека е поврзана со возраста и стапката на вртење на ѕвездите од главната низа. Младите ѕвезди со брза стапка на вртење покажуваат силна активност. Спротивно на тоа, средовечните ѕвезди слични на Сонцето со бавна стапка на вртење покажуваат ниски нивоа на активност што варира во циклуси. Некои постари ѕвезди не покажуваат речиси никаква активност, што може да значи дека влегле во затишје што е споредливо со Сончевиот Маундеров минимум. Мерењата на временската варијација во ѕвездената активност може да бидат корисни за одредување на диференцијалните стапки на вртење на ѕвездата.[12]

Магнетосфера

[уреди | уреди извор]

Ѕвезда со магнетно поле ќе создаде магнетосфера која се протега нанадвор во околниот простор. Линиите на полето од ова поле потекнуваат од едниот магнетен пол на ѕвездата, а потоа завршуваат на другиот пол, правејќи затворена јамка. Магнетосферата содржи наелектризирани честички кои се заробени од ѕвездениот ветер, кои потоа се движат по овие линии на полето. Додека ѕвездата се врти, магнетосферата врти со неа, влечејќи ги наелектризираните честички.[13]

Како што ѕвездите испуштаат материја со ѕвезден ветер од фотосферата, магнетосферата создава вртежен момент на исфрлената материја. Ова резултира со пренос на аголниот моментум од ѕвездата во околниот простор, што предизвикува забавување на брзината на ѕвезденото вртење. Брзовртежните ѕвезди имаат поголема стапка на загуба на маса, што резултира со побрзо губење на импулсот. Како што се намалува брзината на вртење, така се намалува и аголното забавување. На тој начин, ѕвездата постепено ќе се приближува, но никогаш сосема нема да ја достигне состојбата на нулта вртење.[14]

Магнетни ѕвезди

[уреди | уреди извор]
Површинско магнетно поле на SU Кочијаш (млада ѕвезда од типот Т Бик), реконструирана со помош на Земан-Доплеровото отсликување.

Една ѕвезда од типот Т Бик е тип ѕвезда од пред главната низа која се загрева преку гравитациска контракција и сè уште не почнала да согорува водород во своето јадро. Тие се променливи ѕвезди кои се магнетски активни. Сметано е дека магнетното поле на овие ѕвезди е во заемодејство со неговиот силен ѕвезден ветер, пренесувајќи аголен момент на околниот протопланетарен диск. Ова ѝ овозможува на ѕвездата да ја сопира вртежната брзина додека се урива.[15]

Малите ѕвезди од М-класа (со 0,1-0,6 сончеви маси) кои покажуваат брза, неправилна променливост се познати како блескави ѕвезди. Претпоставувано е дека овие флуктуации се предизвикани од блесоци, иако активноста е многу посилна во однос на големината на ѕвездата. Блесоците на оваа класа на ѕвезди може да се протегаат до 20% од обемот и да зрачат голем дел од нивната енергија во синиот и ултравиолетовиот дел од спектарот.[16]

Преплетувајќи ја границата помеѓу ѕвездите кои се подложени на јадрено соединување во нивните јадра и кафеавите џуџиња кои не се спојуваат со водород се ултраладните џуџиња. Овие тела можат да испуштаат радио бранови поради нивните силни магнетни полиња. Приближно 5-10% од овие тела биле измерени нивните магнетни полиња.[17] Најкул од нив, 2MASS J10475385+2124234 со температура од 800-900 K, задржува магнетно поле посилно од 1,7 kG, што го прави околу 3000 пати посилно од магнетното поле на Земјата.[18] Набљудувањата со радио, исто така, наведуваат дека нивните магнетни полиња периодично ја менуваат нивната ориентација, слично на Сонцето за време на сончевиот циклус.[19]

Планетарните маглини се создавани кога црвената џиновска ѕвезда ја исфрла својата надворешна обвивка, образувајќи лушпа од гас што се шири. Сепак, останува загадочност зошто овие слоеви не се секогаш сферично симетрични. 80% од планетарните маглини немаат сферичен облик; наместо да образуваат двополарни или елипсовидни маглини. Една хипотеза за образување на несферичен облик е ефектот на магнетното поле на ѕвездата. Наместо да биде ширемп рамномерно во сите правци, исфрлената плазма има тежнеење да замине преку магнетните полови. Набљудувањата на средишните ѕвезди во најмалку четири планетарни маглини потврдиле дека тие навистина поседуваат моќни магнетни полиња.[20]

Откако некои масивни ѕвезди престанале со топлинско јадрено соединување, дел од нивната маса се распаѓа во збиено тело од неутрони наречено неутронска ѕвезда. Овие тела задржуваат значително магнетно поле од првобитната ѕвезда, но падот во големина предизвикува јачината на ова поле драстично да се зголеми. Брзото вртење на овие паднати неутронски ѕвезди резултира во пулсар, кој емитира тесен зрак енергија што периодично може да насочи кон некој набљудувач.

Збиени и брзо вртежни астрономски тела (бели џуџиња, неутронски ѕвезди и црни дупки) имаат исклучително силни магнетни полиња. Магнетното поле на новородената неутронска ѕвезда што брзо се врти е толку силно (до 108 тесли) што електромагнетно зрачи доволно енергија за брзо (за неколку милиони години) да го намали вртењето на ѕвездите за 100 до 1000 пати. Материјата што паѓа на неутронска ѕвезда, исто така, мора да ги следи линиите на магнетното поле, што резултира со две жешки точки на површината каде што може да достигне и да се судри со површината на ѕвездата. Овие точки се буквално околу еден метар, но неверојатно светли. Нивното периодично затемнување за време на вртењето на ѕвездите се претпоставува дека е извор на пулсирачко зрачење (видете пулсари).

Краен облик на магнетизирана неутронска ѕвезда е магнетар. Тие се обликувани како резултат на супернова со колапс на јадрото.[21] Постоењето на такви ѕвезди е потврдено во 1998 година со мерењето на ѕвездата SGR 1806-20. Магнетното поле на оваа ѕвезда ја зголемила температурата на површината на 18 милиони K и ослободува огромни количества енергија во гама-изблиците.[22]

Млазови од релативистичка плазма често се забележувани долж насоката на магнетните полови на активните црни дупки во средиштата на многу млади галаксии.

Контроверзност за заемодејството меѓу ѕвезда и планета

[уреди | уреди извор]

Во 2008 година, група астрономи првпат опиша како вонсончевата планета што кружи околу HD 189733 A, достигнува одредено место во својата орбита, предизвикува зголемено ѕвездено блеснување. Во 2010 година, друга група открила дека секој пат кога ја набљудувале вонсончевата планета на одредена положба во нејзината орбита, забележале и блесоци на рендгенски зраци. Теоретските истражувања од 2000 година наведуваат дека вонсончевата планета многу блиску до ѕвездата околу која кружи може да предизвика зголемено палење поради заемодејството на нивните магнетни полиња или поради плимните сили. Во 2019 година, астрономи комбинирале податоци од Аресипската набљудувачница, леталото наречено Микропроменливост и колебање на ѕвездите, и Автоматизираниот фотоелектричен телескоп, покрај историските набљудувања на ѕвездата на радио, оптички, ултравиолетови и рендгенски бранови должини за да ги испитаат овие тврдења. Нивната анализа покажа дека претходните тврдења биле претерани и дека ѕвездата домаќин не покажала многу од осветленоста и спектралните особини поврзани со ѕвезденото палење и сончеви активни подрачја, вклучувајќи ги и сончевите дамки. Тие, исто така, откриле дека тврдењата не одговараат на статистичката анализа, имајќи предвид дека се гледани многу ѕвездени блесоци без оглед на положбата на вонсончевата планета, па затоа ги разоткриваат претходните тврдења. Магнетните полиња на ѕвездата-домаќин и вонсончевата планета не општат, и е верувано дека овој систем повеќе нема „заемодејство меѓу ѕвезда и планета“.[23]

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ Brainerd, Jerome James (6 јули 2005). „X-rays from Stellar Coronas“. The Astrophysics Spectator. Посетено на 2 септември 2024.
  2. ↑ . Cambridge, England. Отсутно или празно |title= (help)
  3. ↑ Basri, Gibor (2006). „Big Fields on Small Stars“. Science. 311 (5761): 618–619. doi:10.1126/science.1122815. PMID 16456068.
  4. ↑ Staff (22 февруари 2007). „NARVAL: First Observatory Dedicated To Stellar Magnetism“. Science Daily. Посетено на 2 септември 2024.
  5. ↑ Lockwood, M.; Stamper, R.; Wild, M. N. (1999). „A Doubling of the Sun's Coronal Magnetic Field during the Last 100 Years“. Nature. 399 (6735): 437–439. Bibcode:1999Natur.399..437L. doi:10.1038/20867.
  6. ↑ Beer, Jürg (2000). „Long-term indirect indices of solar variability“. Space Science Reviews. 94 (1/2): 53–66. Bibcode:2000SSRv...94...53B. doi:10.1023/A:1026778013901.
  7. ↑ Kirkby, Jasper (2007). „Cosmic Rays and Climate“. Surveys in Geophysics. 28 (5–6): 333–375. arXiv:0804.1938. Bibcode:2007SGeo...28..333K. doi:10.1007/s10712-008-9030-6.
  8. ↑ Piddington, J. H. (1983). „On the origin and structure of stellar magnetic fields“. Astrophysics and Space Science. 90 (1): 217–230. Bibcode:1983Ap&SS..90..217P. doi:10.1007/BF00651562.
  9. ↑ Sherwood, Jonathan (3 декември 2002). „Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee“. University of Rochester. Посетено на 2 септември 2024.
  10. ↑ Hudson, H. S.; Kosugi, T. (1999). „How the Sun's Corona Gets Hot“. Science. 285 (5429): 849. Bibcode:1999Sci...285..849H. doi:10.1126/science.285.5429.849.
  11. ↑ Hathaway, David H. (18 јануари 2007). „Solar Flares“. NASA. Архивирано од изворникот на 2012-06-16. Посетено на 2 септември 2024.
  12. ↑ Berdyugina, Svetlana V. (2005). „Starspots: A Key to the Stellar Dynamo“. Living Reviews. Посетено на 2 септември 2024.
  13. ↑ Harpaz, Amos (1994). Stellar evolution. Ak Peters Series. A. K. Peters, Ltd. стр. 230. ISBN 978-1-56881-012-6.
  14. ↑ Nariai, Kyoji (1969). „Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation“. Astrophysics and Space Science. 3 (1): 150–159. Bibcode:1969Ap&SS...3..150N. doi:10.1007/BF00649601. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  15. ↑ Küker, M.; Henning, T.; Rüdiger, G. (2003). „Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems“. The Astrophysical Journal. 589 (1): 397–409. Bibcode:2003ApJ...589..397K. doi:10.1086/374408.
  16. ↑ Templeton, Matthew (есен 2003). „Variable Star Of The Season: UV Ceti“. AAVSO. Архивирано од изворникот на 2007-02-14. Посетено на 2 септември 2024.
  17. ↑ Route, M.; Wolszczan, A. (20 октомври 2016). „The Second Arecibo Search for 5 GHz Radio Flares from Ultracool Dwarfs“. The Astrophysical Journal. 830 (2): 85. arXiv:1608.02480. Bibcode:2016ApJ...830...85R. doi:10.3847/0004-637X/830/2/85.
  18. ↑ Route, M.; Wolszczan, A. (10 март 2012). „The Arecibo Detection of the Coolest Radio-flaring Brown Dwarf“. The Astrophysical Journal Letters. 747 (2): L22. arXiv:1202.1287. Bibcode:2012ApJ...747L..22R. doi:10.1088/2041-8205/747/2/L22.
  19. ↑ Route, M. (20 октомври 2016). „The Discovery of Solar-like Activity Cycles Beyond the End of the Main Sequence?“. The Astrophysical Journal Letters. 830 (2): L27. arXiv:1609.07761. Bibcode:2016ApJ...830L..27R. doi:10.3847/2041-8205/830/2/L27.
  20. ↑ Jordan, S.; Werner, K.; O'Toole, S. (6 јануари 2005). „First Detection Of Magnetic Fields In Central Stars Of Four Planetary Nebulae“. Space Daily. Посетено на 2 септември 2024.
  21. ↑ Duncan, Robert C. (2003). „'Magnetars', Soft Gamma Repeaters, and Very Strong Magnetic Fields“. University of Texas at Austin. Архивирано од изворникот на 2013-05-17. Посетено на 2 септември 2024.
  22. ↑ Isbell, D.; Tyson, T. (20 мај 1998). „Strongest Stellar Magnetic Field yet Observed Confirms Existence of Magnetars“. NASA/Goddard Space Flight Center. Посетено на 2 септември 2024.
  23. ↑ Route, Matthew (10 февруари 2019). „The Rise of ROME. I. A Multiwavelength Analysis of the Star-Planet Interaction in the HD 189733 System“. The Astrophysical Journal. 872 (1): 79. arXiv:1901.02048. Bibcode:2019ApJ...872...79R. doi:10.3847/1538-4357/aafc25.

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Ѕвездено_магнетно_поле&oldid=5262802“