Ett stjärnmagnetfält är ett magnetfält som skapas av rörelsen av ledande plasma inuti huvudsekvensstjärnor . Denna rörelse skapas av konvektion , som är en form av energiöverföring från centrum av en stjärna till dess yta genom fysisk rörelse av material. Lokala magnetiska fält verkar på plasman, vilket gör att de magnetiserade områdena stiger i förhållande till resten av ytan och kan till och med nå stjärnans fotosfär . Denna process skapar stjärnfläckar på stjärnans yta (liknande solfläckar ), och det associerade utseendet av koronala slingor [1] .
Magnetfältet hos en stjärna kan mätas med Zeeman-effekten . Normalt absorberar atomer i en stjärnas atmosfär energi vid en specifik frekvens i det elektromagnetiska spektrumet , vilket ger karakteristiska mörka absorptionslinjer i spektrumet . Men när atomerna befinner sig i ett magnetfält delas dessa linjer upp i flera tätt åtskilda linjer. Polariseringen av stjärnans elektromagnetiska strålning uppträder också , vilket beror på magnetfältets orientering. Således kan styrkan och riktningen för en stjärnas magnetfält bestämmas genom att undersöka linjerna i Zeeman-effekten [2] [3] .
En stjärnspektropolarimeter används för att mäta magnetfältet hos en stjärna. Detta instrument består av en spektrograf kombinerad med en polarimeter . Det första instrumentet som användes för att studera stjärnors magnetfält var NARVAL, som installerades på Bernard Lyot- teleskopet , som arbetade vid observatoriet på berget Pic du Midi i de franska Pyrenéerna [4] .
Olika mätningar, inklusive magnetometriska mätningar under de senaste 150 åren [5] : 14 C i trädringar och 10 Be i iskärnor [6] , har fastställt en betydande variation av solens magnetfält under tio år, hundra år och tusen år. tidsintervall [7] .
Stjärnornas magnetiska fält, enligt teorin om soldynamon , orsakas av materias rörelse i stjärnans konvektiva zon . Denna konvektiva cirkulation av den ledande plasman förstör stjärnans ursprungliga magnetfält och skapar sedan stjärnans dipolmagnetiska fält. Eftersom stjärnan upplever differentiell rotation för olika breddgrader, omger torusformade magnetiska linjer stjärnan. Magnetiska linjer kan bli en plats med hög koncentration av energi, vilket är orsaken till stjärnans aktivitet när de kommer till dess yta [8] .
Magnetfältet hos en roterande ledande gas eller vätska genererar självförstärkande elektriska strömmar och tillhörande magnetfält, på grund av en kombination av differentiell rotation (rotation med olika vinkelhastigheter på stjärnans olika latituder), Corioliskraft och induktion . Fördelningen av strömmar kan vara ganska komplex, med många öppna och slutna slingor, och därför är magnetfältet för dessa strömmar i deras omedelbara närhet också ganska komplext fördelat. På större avstånd tar emellertid magnetfälten av strömmar som flyter i motsatta riktningar ut varandra, och endast dipolfält återstår, som sakta minskar med avståndet. Eftersom huvudströmmen rör sig i stjärnans rotationsriktning (ekvatorialströmmar), riktas huvudkomponenten i det genererade magnetfältet vinkelrätt mot ekvatorn , vilket skapar magnetiska poler nära den roterande kroppens geografiska poler.
De magnetiska fälten för alla himlakroppar överensstämmer ofta med rotationsriktningen, med anmärkningsvärda undantag som vissa pulsarer. En annan egenskap hos denna dynamomodell är att strömmarna är mer variabla än konstanta. Deras riktning, och därmed riktningen för det magnetiska fält de producerar, upplever mer eller mindre periodiska förändringar i amplitud och riktning, om än i linje med rotationsaxeln.
Huvudkomponenten i solens magnetfält ändrar riktning vart elfte år (det vill säga med en period på cirka 22 år), vilket resulterar i att storleken på solens magnetiska aktivitet ändras. Under vila är aktiviteten maximal, det finns få fläckar (på grund av bristen på magnetisk bromsning av plasman) och som ett resultat sker en massiv utsläpp av högenergiplasma till solkoronan och sedan till det interplanetära rymden . Kollisioner av solfläckar med motsatt riktade magnetfält genererar starka elektriska fält nära snabbt försvinnande områden med magnetfälts yta. Detta elektriska fält accelererar elektroner och högenergiprotoner ( keV ), vilket gör att strålar av extremt het plasma lämnar solens yta och värmer upp solkoronan till enorma temperaturer (miljoner kelvin ).
Om gasen eller vätskan är mycket trögflytande (som ett resultat av differentiell turbulent rörelse), kanske förändringen i magnetfältet inte är strikt periodisk. Detta är fallet med jordens magnetfält , som genereras av turbulent flöde i ett trögflytande lager ovanför den inre kärnan.
Stjärnfläckar är områden med intensiv magnetisk aktivitet på ytan av en stjärna. De är former av den synliga komponenten av de magnetiska flödena som bildas i en stjärnas konvektiva zon. På grund av stjärnornas olika rotation får strömmarna formen av en torus och sträcker sig, vilket förhindrar konvektion, och som ett resultat bildar de zoner med en temperatur som är lägre än den för resten av materien [9] . Koronalslingor bildas ofta ovanför solfläckar, som bildas längs magnetfältslinjer som stiger över ytan till stjärnans korona. I sin tur värmer de koronan till temperaturer över en miljon kelvin [10] .
Koronalslingor associerade med stjärnfläckar och prominenser associerade med stjärnutbrott blir orsakerna till koronala massutkastningar. Plasman värms upp till tiotals miljoner grader, partiklar från stjärnans yta accelereras till extrema hastigheter [11] .
Ytaktivitet, enligt moderna koncept, är förknippad med åldern och rotationshastigheten för huvudsekvensstjärnor . Unga stjärnor med höga rotationshastigheter har stark magnetisk aktivitet. Däremot visar medelålders stjärnor som solen med en långsam rotationshastighet en låg aktivitetsnivå som cyklar. Vissa äldre stjärnor visar liten eller ingen aktivitet, vilket kan betyda att de har gått in i en lugn period jämförbar med Maunder Minimum . Mätningar av tidpunkten för förändring i stjärnmagnetisk aktivitet kan vara användbara för att bestämma hastigheten för differentiell rotation av en stjärna [12] .
T Tauri-stjärnor är en av de typer av stjärnor som ännu inte har kommit in i huvudsekvensen , det vill säga de värms upp av gravitationskompression och inte av väteförbränning i deras kärnor. De är variabla magnetiskt aktiva stjärnor. Sådana stjärnors magnetfält interagerar med deras starka stjärnvind och överför rörelsemängden till den protoplanetära skivan som omger stjärnan , vilket orsakar en minskning av stjärnans rotationshastighet [13] .
Röda dvärgar av spektraltyp M (0,1-0,6 solmassor ) som uppvisar snabb, oregelbunden variation är kända som flarestjärnor . Dessa fluktuationer i ljusstyrka orsakas av utbrott som är mycket mer aktiva än vad stjärnans storlek skulle antyda. Utblossningar av stjärnor av denna klass kan öka ytan på en stjärna med 20 % och stråla ut det mesta av sin energi i de blå och ultravioletta delarna av spektrumet [14] .
Planetariska nebulosor uppstår när en röd jätte fäller sitt yttre skal och bildar en expanderande gasbubbla. Det förblir dock ett mysterium varför dessa bubblor inte alltid är sfäriskt symmetriska. 80 % av planetariska nebulosor är inte sfäriska utan bildar istället bipolära eller elliptiska nebulosor. En av hypoteserna för bildandet av en icke-sfärisk form är påverkan av stjärnans magnetfält. Istället för att expandera jämnt i alla riktningar, tenderar den utstötade plasman att sträcka sig ut längs magnetlinjerna. Observationer av den centrala stjärnan i minst fyra planetariska nebulosor har bekräftat att de verkligen har kraftfulla magnetfält [15] .
Efter att några massiva stjärnor har stoppat termonukleär fusion i deras inre, kollapsar några av dem till kompakta föremål som kallas neutronstjärnor . Dessa objekt behåller betydande magnetfält som ärvts från stamfadersstjärnan. Som ett resultat av kollapsen minskar stjärnans storlek kraftigt med många storleksordningar, och eftersom stjärnans magnetiska moment är helt bevarat ökar neutronstjärnans magnetiska fältstyrka proportionellt med många storleksordningar. Neutronstjärnornas snabba rotation förvandlar dem till en pulsar , som avger en smal energistråle.
Kompakta och snabbt roterande astronomiska objekt ( vita dvärgar , neutronstjärnor och svarta hål ) har extremt starka magnetfält. Magnetfältet hos en nyfödd snabbt roterande neutronstjärna är så starkt (upp till 10 8 Tesla ) att den emitterade elektromagnetiska energin räcker för att snabbt (inom flera miljoner år) bromsa stjärnans rotation med 100 eller till och med 1000 gånger. Materia som faller på en neutronstjärna måste också röra sig längs magnetfältslinjerna, vilket resulterar i två heta punkter på stjärnans yta där materia kolliderar med stjärnans yta. Dessa fläckar är små - bokstavligen ungefär en meter i diameter, men extremt ljusa. Deras periodiska förmörkelser under stjärnans rotation antas vara en källa till pulserande strålning (se pulsar ).
Den extrema formen av en magnetiserad neutronstjärna kallas en magnetar . De bildas som ett resultat av kärnans kollaps under en supernovaexplosion [16] . Förekomsten av sådana stjärnor bekräftades 1998 under studiet av stjärnan SGR 1806-20 . Magnetfältet hos denna stjärna har ökat yttemperaturen till 18 miljoner K och den avger en enorm mängd energi i gammastrålningskurar [17] .
Relativistiska plasmastrålar observeras ofta i riktning mot de magnetiska polerna hos aktiva kärnor i mitten av mycket unga galaxer.
| Stjärnor | |
|---|---|
| Klassificering | |
| Substellära objekt | |
| Evolution | |
| Nukleosyntes | |
| Strukturera | |
| Egenskaper | |
| Relaterade begrepp | |
| Stjärnlistor | |