Et stjernemagnetisk felt er et magnetfelt skabt af bevægelsen af ledende plasma inde i hovedsekvensstjerner . Denne bevægelse er skabt af konvektion , som er en form for energioverførsel fra midten af en stjerne til dens overflade gennem den fysiske bevægelse af materiale. Lokale magnetfelter virker på plasmaet, hvilket får de magnetiserede områder til at stige i forhold til resten af overfladen og kan endda nå stjernens fotosfære . Denne proces skaber stjernepletter på stjernens overflade (svarende til solpletter ), og det tilhørende udseende af koronale sløjfer [1] .
En stjernes magnetfelt kan måles ved hjælp af Zeeman-effekten . Normalt absorberer atomer i en stjernes atmosfære energi ved en bestemt frekvens i det elektromagnetiske spektrum , hvilket producerer karakteristiske mørke absorptionslinjer i spektret . Men når atomerne er i et magnetfelt, opdeles disse linjer i flere tætsiddende linjer. Polariseringen af stjernens elektromagnetiske stråling vises også , hvilket afhænger af magnetfeltets orientering. Styrken og retningen af en stjernes magnetfelt kan således bestemmes ved at undersøge linjerne i Zeeman-effekten [2] [3] .
Et stjernespektropolarimeter bruges til at måle magnetfeltet i en stjerne. Dette instrument består af en spektrograf kombineret med et polarimeter . Det første instrument, der blev brugt til at studere stjernernes magnetfelt, var NARVAL, som blev installeret på Bernard Lyot- teleskopet , som arbejdede ved observatoriet på Pic du Midi-bjerget i de franske Pyrenæer [4] .
Forskellige målinger, herunder magnetometriske målinger gennem de seneste 150 år [5] : 14 C i træringe og 10 Be i iskerner [6] , har etableret en betydelig variation af Solens magnetfelt over ti år, hundrede år og tusind år. tidsintervaller [7] .
Stjernernes magnetfelter er ifølge teorien om soldynamoen forårsaget af stofs bevægelse i stjernens konvektionszone . Denne konvektive cirkulation af det ledende plasma ødelægger stjernens oprindelige magnetfelt og skaber derefter stjernens dipolmagnetiske felter. Da stjernen oplever differentiel rotation for forskellige breddegrader, omgiver torusformede magnetiske linjer stjernen. Magnetiske linjer kan blive et sted med høj koncentration af energi, hvilket er årsagen til stjernens aktivitet, når de kommer til dens overflade [8] .
Magnetfeltet i en roterende ledende gas eller væske genererer selvforstærkende elektriske strømme og tilhørende magnetiske felter på grund af en kombination af differentiel rotation (rotation med forskellige vinkelhastigheder på forskellige breddegrader af stjernen), Coriolis-kraft og induktion . Fordelingen af strømme kan være ret kompleks med talrige åbne og lukkede sløjfer, og dermed er magnetfeltet af disse strømme i deres umiddelbare nærhed også ret komplekst fordelt. Ved større afstande ophæver magnetfelterne af strømme, der flyder i modsatte retninger, hinanden, og kun dipolfelter forbliver, som langsomt aftager med afstanden. Da hovedstrømmen bevæger sig i retning af stjernens rotation (ækvatorialstrømme), er hovedkomponenten af det genererede magnetfelt rettet vinkelret på ækvator , hvilket skaber magnetiske poler nær de geografiske poler af det roterende legeme.
De magnetiske felter i alle himmellegemer er ofte i overensstemmelse med rotationsretningen, med bemærkelsesværdige undtagelser såsom nogle pulsarer. Et andet træk ved denne dynamomodel er, at strømmene er mere variable end konstante. Deres retning, og dermed retningen af det magnetiske felt, de producerer, oplever mere eller mindre periodiske ændringer i amplitude og retning, omend på linje med rotationsaksen.
Hovedkomponenten i Solens magnetfelt ændrer retning hvert 11. år (det vil sige med en periode på omkring 22 år), hvilket resulterer i, at størrelsen af Solens magnetiske aktivitet ændres. Under hvile er aktiviteten maksimal, der er få pletter (på grund af manglen på magnetisk bremsning af plasmaet), og som et resultat er der en massiv frigivelse af højenergiplasma til solkoronaen og derefter ind i det interplanetariske rum . Kollisioner af solpletter med modsat rettede magnetfelter genererer stærke elektriske felter nær hurtigt forsvindende områder af magnetfeltoverfladen. Dette elektriske felt accelererer elektroner og højenergiprotoner ( keV ), hvilket får stråler af ekstremt varmt plasma til at forlade Solens overflade og opvarme solkoronaen til enorme temperaturer (millioner af kelvin ).
Hvis gassen eller væsken er meget tyktflydende (som følge af differentiel turbulent bevægelse), er ændringen i magnetfeltet muligvis ikke strengt periodisk. Dette er tilfældet med Jordens magnetfelt , som genereres af turbulent strømning i et viskøst lag over den indre kerne.
Stjernepletter er områder med intens magnetisk aktivitet på overfladen af en stjerne. De er former for den synlige komponent af de magnetiske fluxer, der dannes i en stjernes konvektionszone. På grund af stjernernes differentielle rotation får strømmene form af en torus og strækker sig, hvilket forhindrer konvektion og danner som et resultat zoner med en temperatur, der er lavere end den for resten af stoffet [9] . Koronale løkker dannes ofte over solpletter, der dannes langs magnetiske feltlinjer, der stiger over overfladen ind i stjernens korona. Til gengæld opvarmer de koronaen til temperaturer over en million kelvin [10] .
Koronale sløjfer forbundet med stjernepletter og prominenser forbundet med stjerneudbrud bliver årsagerne til koronale masseudstødninger. Plasmaet opvarmes til titusinder af grader, partikler fra stjernens overflade accelereres til ekstreme hastigheder [11] .
Overfladeaktivitet er ifølge moderne koncepter forbundet med alderen og rotationshastigheden af hovedsekvensstjerner . Unge stjerner med høje rotationshastigheder har stærk magnetisk aktivitet. I modsætning hertil viser midaldrende stjerner som Solen med en langsom rotationshastighed et lavt aktivitetsniveau, der cykler. Nogle ældre stjerner viser ringe eller ingen aktivitet, hvilket kan betyde, at de er gået ind i en stille periode, der kan sammenlignes med Maunder Minimum . Målinger af tidspunktet for ændring af stjernernes magnetiske aktivitet kan være nyttige til at bestemme en stjernes differentielle rotationshastighed [12] .
T Tauri-stjerner er en af de typer stjerner, der endnu ikke er kommet ind i hovedsekvensen , det vil sige, at de opvarmes ved gravitationskompression og ikke ved brintforbrænding i deres kerner. De er variable magnetisk aktive stjerner. Sådanne stjerners magnetfelt interagerer med deres stærke stjernevind og overfører vinkelmomentet til den protoplanetariske skive , der omgiver stjernen , hvilket forårsager et fald i stjernens rotationshastighed [13] .
Røde dværge af spektral type M (0,1-0,6 solmasser ), der udviser hurtig, uregelmæssig variabilitet, er kendt som flarestjerner . Disse udsving i lysstyrken er forårsaget af udbrud, der er meget mere aktive, end stjernens størrelse antyder. Udbrændinger af stjerner af denne klasse kan øge en stjernes overflade med 20 % og udstråle det meste af deres energi i de blå og ultraviolette dele af spektret [14] .
Planetariske tåger opstår, når en rød kæmpe kaster sin ydre skal og danner en ekspanderende gasboble. Det er dog stadig et mysterium, hvorfor disse bobler ikke altid er sfærisk symmetriske. 80 % af planetariske tåger er ikke sfæriske, men danner i stedet bipolære eller elliptiske tåger. En af hypoteserne for dannelsen af en ikke-sfærisk form er påvirkningen af stjernens magnetfelt. I stedet for at udvide sig ensartet i alle retninger, har det udstødte plasma en tendens til at strække sig ud langs de magnetiske linjer. Observationer af den centrale stjerne i mindst fire planetariske tåger har bekræftet, at de faktisk besidder kraftige magnetfelter [15] .
Efter at nogle massive stjerner har stoppet termonuklear fusion i deres indre, kollapser nogle af dem til kompakte objekter kaldet neutronstjerner . Disse objekter bevarer betydelige magnetiske felter, der er nedarvet fra stamstjernen. Som følge af kollapset falder stjernens størrelse kraftigt med mange størrelsesordener, og da stjernens magnetiske moment er fuldstændig bevaret, øges neutronstjernens magnetiske feltstyrke proportionalt med mange størrelsesordener. Den hurtige rotation af neutronstjerner gør dem til en pulsar , som udsender en smal stråle af energi.
Kompakte og hurtigt roterende astronomiske objekter ( hvide dværge , neutronstjerner og sorte huller ) har ekstremt stærke magnetfelter. Magnetfeltet i en nyfødt hurtigt roterende neutronstjerne er så stærkt (op til 10 8 Tesla ), at den udsendte elektromagnetiske energi er nok til hurtigt (inden for flere millioner år) at bremse stjernens rotation med 100 eller endda 1000 gange. Stof, der falder på en neutronstjerne, skal også bevæge sig langs de magnetiske feltlinjer, hvilket resulterer i to hot spots på stjernens overflade, hvor stof kolliderer med stjernens overflade. Disse pletter er små - bogstaveligt talt omkring en meter i diameter, men ekstremt lyse. Deres periodiske formørkelser under stjernens rotation antages at være en kilde til pulserende stråling (se pulsar ).
Den ekstreme form af en magnetiseret neutronstjerne kaldes en magnetar . De er dannet som et resultat af kernens kollaps under en supernovaeksplosion [16] . Eksistensen af sådanne stjerner blev bekræftet i 1998 under undersøgelsen af stjernen SGR 1806-20 . Denne stjernes magnetfelt har øget overfladetemperaturen til 18 millioner K, og den udsender en enorm mængde energi i gammastråleudbrud [17] .
Relativistiske plasmastråler observeres ofte i retning af de magnetiske poler af aktive kerner i centrum af meget unge galakser.
| Stjerner | |
|---|---|
| Klassifikation | |
| Substellære objekter | |
| Udvikling | |
| Nukleosyntese | |
| Struktur | |
| Ejendomme | |
| Beslægtede begreber | |
| Stjernelister | |