Зоряне магнітне поле
Зоряне магнітне поле — магнітне поле, яке виникає внаслідок руху провідної плазми всередині зорі. Цей рух створюється шляхом конвекції, яка є однією з форм перенесення енергії з центру зорі до її поверхні за допомогою фізичного переміщення речовини. Локальні магнітні поля впливають на плазму, внаслідок чого намагнічені регіони піднімаються відносно навколишньої плазми й можуть досягти навіть фотосфери зорі. Це призводить до утворення зоряних плям на поверхні та пов'язаного явища корональних петель[1].
Магнітне поле зорі можна виміряти за допомогою ефекту Зеемана. Зазвичай атоми в атмосфері зорі поглинають певні частоти енергії в електромагнітному спектрі, утворюючи характерні темні лінії поглинання у спектрі. Однак у магнітному полі ці лінії розщеплюються на кілька близько розташованих компонентів. Випромінювання також стає поляризованим, причому орієнтація поляризації залежить від напрямку магнітного поля. Так ефект Зеемана дозволяє визначити силу й напрям магнітного поля зорі[2][3].
Для вимірювання магнітного поля зорі використовують зоряний спектрополяриметр — прилад, який поєднує в собі спектрограф і поляриметр. Першим інструментом, спеціально призначеним для дослідження зоряних магнітних полів, був NARVAL, встановлений на телескопі Бернара Ліо[en] на Пік-дю-Міді-де-Бігорр[fr] у французьких Піренеях[4].
Різноманітні вимірювання (зокрема магнітометричні спостереження за останні 150 років[5], вміст 14С у річних кільцях дерев, а також 10Ве в льодових кернах[6]) показали значну змінність магнітного поля Сонця на десятирічних, сторічних і тисячолітніх часових масштабах[7].
Магнітні поля зір, відповідно до теорії сонячного динамо, викликані рухом речовини в конвективній зоні зорі (так званий динамо-ефект). Цей процес багаторазово збільшує зародкове магнітне поле зорі. Унаслідок диференціального обертання зорі — коли різні широти обертаються з різними швидкостями — магнітне поле закручується в тороїдальне поле, яке обвиває зорю. Магнітні лінії можуть стати місцем високої концентрації енергії, що є причиною активності зорі, коли вони виходять на її поверхню[8].
Магнітне поле обертового тіла з провідного газу або рідини формує самопідсилювані електричні струми, а отже й власне магнітне поле, завдяки поєднанню диференціального обертання (різних кутових швидкостей у різних частинах тіла), сил Коріоліса та індукції. Розподіл струмів може бути дуже складним — із численними відкритими й замкненими контурами, тому магнітне поле поблизу них також має складну, закручену структуру. На великих відстанях магнітні поля струмів протилежних напрямків взаємно компенсуються, і залишається лише сумарне дипольне поле, яке поступово слабшає з відстанню. Оскільки основні струми течуть у напрямку руху провідної маси (екваторіальні струми), головною складовою згенерованого магнітного поля є дипольне поле екваторіального струмового кільця, що зумовлює виникнення магнітних полюсів поблизу географічних полюсів обертового тіла. Магнітні поля більшості небесних тіл зазвичай узгоджені з напрямком обертання, хоча існують помітні винятки, зокрема деякі пульсари.
Ще однією особливістю цієї моделі динамо є те, що напрямок струмів, а отже й напрямок породженого ними магнітного поля більш-менш періодично змінюється, коливаючись за амплітудою та змінюючи знак, хоча загалом залишається приблизно вирівняним із віссю обертання.
Наприклад, основна складова магнітного поля Сонця змінює напрямок кожні 11 років (тобто повний період становить близько 22 років), унаслідок чого напруженість магнітного поля поблизу моменту інверсії зменшується. Під час цієї фази кількість сонячних плям досягає максимуму (через ослаблення магнітного гальмування плазми), і, як наслідок, відбуваються потужні викиди високоенергетичної плазми в сонячну корону та міжпланетний простір. Зіткнення сусідніх сонячних плям із протилежно спрямованими магнітними полями призводить до виникнення сильних електричних полів у ділянках швидкого зникнення магнітного поля. Це електричне поле прискорює електрони й протони до високих енергій (кілоелектронвольтів), що спричиняє утворення струменів надгарячої плазми, які залишають поверхню Сонця та нагрівають корональну плазму до температур у мільйони кельвінів.
Якщо газ або рідина мають дуже велику в'язкість (що зумовлено турбулентним характером диференціального руху), перемагнічування поля може бути неперіодичним. Саме так поводиться магнітне поле Землі, яке породжують турбулентні струми у в'язкому зовнішньому ядрі.
Зоряні плями є регіонами інтенсивної магнітної активності на поверхні зорі. (На Сонці їх називають сонячними плямами.) Вони є видимим проявом магнітних трубок потоку[en], що формуються в конвективній зоні зорі. Через диференціальне обертання зорі трубка закручується й витягується, що пригнічує конвекцію та створює зони зі зниженою температурою порівняно з навколишнім середовищем[9]. Корональні петлі часто утворюються над зоряними плямами, формуючись уздовж силових ліній магнітного поля, які піднімаються над поверхнею в зоряну корону. У свою чергу, вони розігрівають корону до температур понад мільйон кельвінів[10].
Магнітні поля, пов'язані із зоряними плямами та корональними петлями, також спричиняють спалахи й корональні викиди маси. Плазма нагрівається до десятків мільйонів кельвінів, а частинки розганяються від поверхні зорі до надзвичайно великих швидкостей[11].
Поверхнева активність, імовірно, пов'язана з віком і швидкістю обертання зір головної послідовності. Молоді зорі, що швидко обертаються, виявляють сильну активність. Натомість сонцеподібні зорі середнього віку з повільним обертанням мають низький рівень активності, який змінюється циклічно. Деякі старі зорі майже не виявляють активності, що може свідчити про стан спокою, подібний до Маундерівського мінімуму на Сонці. Вимірювання змін активності зорі з часом допомагає визначити швидкість її диференціального обертання[12].
Зоря з магнітним полем формує магнітосферу, яка простягається в навколишній простір. Лінії поля виходять з одного магнітного полюса зорі та входять в інший, утворюючи замкнені петлі. Магнітосфера містить заряджені частинки, захоплені з зоряного вітру, які рухаються вздовж цих ліній. Оскільки зоря обертається, магнітосфера обертається разом із нею, захоплюючи заряджені частинки[13].
Коли зорі викидають речовину із фотосфери у вигляді зоряного вітру, магнітосфера створює крутний момент, що діє на цю речовину. Це спричиняє перенесення кутового моменту від зорі в навколишній простір і призводить до уповільнення обертання зорі. Швидко обертові зорі втрачають масу інтенсивніше, що прискорює втрату кутового моменту. Із зменшенням швидкості обертання зменшується й кутове гальмування. У результаті зоря поступово наближається до стану нульового обертання, але ніколи повністю його не досягає[14].
Зорі типу T Тельця є одним з видів зір до головної послідовності. Вони нагріваються внаслідок гравітаційного стискання і ще не розпочали термоядерне горіння водню в ядрі. Це змінні зорі з вираженою магнітною активністю. Магнітне поле таких зір взаємодіє з їхнім потужним зоряним вітром, передаючи момент імпульсу навколишньому протопланетному диску, що є причиною зниження швидкості обертання зорі[15].
Невеликі зорі спектрального класу M (з масами 0,1–0,6 сонячної маси), що демонструють швидку нерегулярну змінність, називають спалахуючими зорями. Вважають, що ці коливання спричинені спалахами, які можуть охоплювати до 20 % довжини кола зорі та випромінюють значну частину енергії в синій та ультрафіолетовій ділянках спектра[16].
На межі між зорями, в ядрах яких відбувається термоядерний синтез, і об'єктами, що не здійснюють горіння водню, — коричневими карликами — розташовані ультрахолодні карлики. Ці об'єкти можуть випромінювати радіохвилі завдяки сильним магнітним полям. Магнітні поля виміряно приблизно у 5–10 % таких об'єктів[17]. Найхолодніший із них, 2MASS J10475385+2124234 з температурою 800—900 K, зберігає магнітне поле понад 1,7 кГс, що приблизно у 3000 разів перевищує магнітне поле Землі[18]. Радіоспостереження також свідчать, що їхні магнітні поля періодично змінюють орієнтацію, подібно до Сонця під час сонячного циклу[19].
Планетарні туманності виникають, коли червоний гігант скидає свої зовнішні шари, утворюючи розширювану газову оболонку. Однак залишається нез'ясованим, чому ці оболонки не завжди мають сферичну симетрію. Близько 80 % планетарних туманностей не є сферичними, а натомість мають біполярну або еліптичну форму. Одна з гіпотез пояснює це впливом магнітного поля зорі: замість рівномірного розширення в усіх напрямках викинута плазма переважно виходить уздовж магнітних полюсів. Спостереження центральних зір принаймні чотирьох планетарних туманностей підтвердили наявність у них потужних магнітних полів[20].
Компактні швидко обертові астрономічні об'єкти (білі карлики, нейтронні зорі та чорні діри) мають надзвичайно сильні магнітні поля. Магнітне поле новонародженої швидко обертової нейтронної зорі настільки сильне (до 108 тесла), що вона електромагнітно випромінює достатньо енергії, аби швидко (за кілька мільйонів років) зменшити швидкість обертання у 100—1000 разів. Речовина, що падає на нейтронну зорю, також рухається вздовж ліній магнітного поля, утворюючи дві гарячі плями там, де вона досягає поверхні зорі. Ці ділянки мають розміри всього кілька метрів, але є надзвичайно яскравими. Швидке обертання нейтронних зір породжує пульсар, який випромінює вузький пучок енергії, що може періодично спрямовуватися в бік спостерігача.
Екстремальною формою магнітної нейтронної зорі є магнетар. Вони виникають унаслідок наднової з колапсом ядра[21]. Існування таких зір підтвердили 1998 року під час вимірювань зорі SGR 1806−20[en]. Магнітне поле цієї зорі підвищило температуру поверхні до 18 млн K і спричинило потужні викиди енергії у вигляді гамма-спалахів[22].
- ↑ Brainerd, Jerome James (6 липня 2005). X-rays from Stellar Coronas. The Astrophysics Spectator. Процитовано 21 червня 2007.
- ↑ Wade, Gregg A. (8–13 липня 2004). Stellar Magnetic Fields: The view from the ground and space. The A-star Puzzle: Proceedings IAU Symposium No. 224. Cambridge, England: Cambridge University Press. с. 235—243. doi:10.1017/S1743921304004612.
- ↑ Basri, Gibor (2006). Big Fields on Small Stars. Science. 311 (5761): 618—619. doi:10.1126/science.1122815. PMID 16456068. S2CID 117828383.
- ↑ Staff (22 лютого 2007). NARVAL: First Observatory Dedicated To Stellar Magnetism. Science Daily. Процитовано 21 червня 2007.
- ↑ 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. S2CID 4334972.
- ↑ 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. S2CID 118631957.
- ↑ 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. S2CID 8325801.
- ↑ 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. S2CID 121786245.
- ↑ Sherwood, Jonathan (3 грудня 2002). Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee. University of Rochester. Процитовано 21 червня 2007.
- ↑ 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. S2CID 118523969.
- ↑ Hathaway, David H. (18 січня 2007). Solar Flares. NASA. Архів оригіналу за 16 червня 2012. Процитовано 21 червня 2007.
- ↑ Berdyugina, Svetlana V. (2005). Starspots: A Key to the Stellar Dynamo. Living Reviews. Процитовано 21 червня 2007.
- ↑ Harpaz, Amos (1994). Stellar evolution. Ak Peters Series. A. K. Peters, Ltd. с. 230. ISBN 978-1-56881-012-6.
- ↑ 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:2060/19680026259. S2CID 189849568.
- ↑ 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.
- ↑ Templeton, Matthew (Осінь 2003). Variable Star Of The Season: UV Ceti. AAVSO. Архів оригіналу за 14 лютого 2007. Процитовано 21 червня 2007.
- ↑ Route, M.; Wolszczan, A. (20 жовтня 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. S2CID 119279978.
- ↑ Route, M.; Wolszczan, A. (10 березня 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. S2CID 119290950.
- ↑ Route, M. (20 жовтня 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. S2CID 119111063.
- ↑ Jordan, S.; Werner, K.; O'Toole, S. (6 січня 2005). First Detection Of Magnetic Fields In Central Stars Of Four Planetary Nebulae. Space Daily. Процитовано 23 червня 2007.
- ↑ Duncan, Robert C. (2003). 'Magnetars', Soft Gamma Repeaters, and Very Strong Magnetic Fields. University of Texas at Austin. Архів оригіналу за 17 травня 2013. Процитовано 21 червня 2007.
- ↑ Isbell, D.; Tyson, T. (20 травня 1998). Strongest Stellar Magnetic Field yet Observed Confirms Existence of Magnetars. NASA/Goddard Space Flight Center. Архів оригіналу за 28 листопада 2020. Процитовано 24 травня 2006.
- Donati, Jean-François (16 червня 2003). Surface magnetic fields of non degenerate stars. Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse. Процитовано 23 червня 2007.
- Donati, Jean-François (5 листопада 2003). Differential rotation of stars other than the Sun. Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse. Процитовано 24 червня 2007.
