Tähtien magneettikenttä on magneettikenttä, joka syntyy johtavan plasman liikkeestä pääsarjan tähtien sisällä . Tämä liike syntyy konvektiolla , joka on eräänlainen energiansiirto tähden keskustasta sen pintaan materiaalin fyysisen liikkeen kautta. Paikalliset magneettikentät vaikuttavat plasmaan, jolloin magnetisoidut alueet nousevat suhteessa muuhun pintaan ja voivat jopa saavuttaa tähden fotosfäärin . Tämä prosessi luo tähden pinnalle tähtiä (samanlaisia kuin auringonpilkkuja ) ja siihen liittyviä koronasilmukoita [1] .
Tähtien magneettikenttä voidaan mitata Zeeman-ilmiön avulla . Normaalisti tähden ilmakehän atomit absorboivat energiaa tietyllä taajuudella sähkömagneettisessa spektrissä , jolloin spektriin muodostuu tyypillisiä tummia absorptioviivoja . Kuitenkin, kun atomit ovat magneettikentässä, nämä viivat jakautuvat useiksi lähekkäin oleviksi viivoiksi. Myös tähden sähkömagneettisen säteilyn polarisaatio näkyy , mikä riippuu magneettikentän suunnasta. Siten tähden magneettikentän voimakkuus ja suunta voidaan määrittää tutkimalla Zeeman-ilmiön viivoja [2] [3] .
Tähtien spektropolarimetriä käytetään tähden magneettikentän mittaamiseen. Tämä instrumentti koostuu spektrografista , joka on yhdistetty polarimetriin . Ensimmäinen tähtien magneettikentän tutkimiseen käytetty instrumentti oli NARVAL, joka asennettiin Bernard Lyot -teleskooppiin , joka työskenteli observatoriossa Pic du Midi -vuorella Ranskan Pyreneillä [4] .
Erilaiset mittaukset, mukaan lukien magnetometriset mittaukset viimeisten 150 vuoden ajalta [5] : 14 C puurenkaissa ja 10 Be jääytimissä [6] , ovat osoittaneet Auringon magneettikentän merkittävän vaihtelun kymmenen vuoden, sadan vuoden ja tuhannen vuoden aikana. aikavälit [7] .
Auringon dynamon teorian mukaan tähtien magneettikentät johtuvat aineen liikkeestä tähden konvektiivisella vyöhykkeellä . Tämä johtavan plasman konvektiivinen kierto tuhoaa tähden alkuperäisen magneettikentän ja muodostaa sitten tähden dipolimagneettikentät. Koska tähti pyörii eri leveysasteilla, toruksen muotoiset magneettiviivat ympäröivät tähteä. Magneettisista viivoista voi muodostua korkean energiapitoisuuden paikka, mikä on syy tähden aktiivisuuteen, kun ne tulevat sen pintaan [8] .
Pyörivän johtavan kaasun tai nesteen magneettikenttä synnyttää itseään vahvistavia sähkövirtoja ja niihin liittyviä magneettikenttiä differentiaalisen pyörimisen (pyöriminen eri kulmanopeuksilla tähden eri leveysasteilla), Coriolis-voiman ja induktion yhdistelmän ansiosta . Virtojen jakautuminen voi olla varsin monimutkaista, ja siinä on lukuisia avoimia ja suljettuja silmukoita, ja siten näiden virtojen magneettikenttä niiden välittömässä läheisyydessä on myös melko monimutkaisesti jakautunut. Suuremmilla etäisyyksillä vastakkaisiin suuntiin virtaavien virtojen magneettikentät kuitenkin kumoavat toisensa ja jäljelle jää vain dipolikentät, jotka pienenevät hitaasti etäisyyden myötä. Koska päävirta liikkuu tähden pyörimissuunnassa (ekvatoriaalivirrat), syntyvän magneettikentän pääkomponentti suunnataan kohtisuoraan päiväntasaajaa vastaan , jolloin syntyy magneettinapoja pyörivän kappaleen maantieteellisten napojen lähelle.
Kaikkien taivaankappaleiden magneettikentät ovat usein yhdenmukaisia pyörimissuunnan kanssa, lukuun ottamatta merkittäviä poikkeuksia, kuten joitakin pulsareita. Toinen tämän dynamomallin ominaisuus on, että virrat ovat enemmän vaihtelevia kuin vakioita. Niiden suunta ja siten niiden tuottaman magneettikentän suunta kokevat enemmän tai vähemmän jaksottaisia muutoksia amplitudissa ja suunnassa, vaikkakin linjassa pyörimisakselin kanssa.
Auringon magneettikentän pääkomponentti muuttaa suuntaa 11 vuoden välein (eli noin 22 vuoden ajanjaksolla), minkä seurauksena Auringon magneettisen aktiivisuuden suuruus muuttuu. Lepon aikana aktiivisuus on maksimaalista, pisteitä on vähän (plasman magneettijarrutuksen puutteen vuoksi) ja seurauksena on massiivinen korkeaenergisen plasman vapautuminen auringon koronaan ja sitten planeettojen väliseen tilaan . Auringonpilkkujen törmäykset vastakkaisten magneettikenttien kanssa synnyttävät voimakkaita sähkökenttiä lähellä nopeasti katoavia magneettikentän pinta-aloja. Tämä sähkökenttä kiihdyttää elektroneja ja korkeaenergisiä protoneja ( keV ), jolloin erittäin kuuman plasman suihkut lähtevät Auringon pinnalta ja lämmittävät aurinkokoronan valtaviin lämpötiloihin (miljooniin kelvineihin ).
Jos kaasu tai neste on erittäin viskoosia (differentiaalisen pyörteisen liikkeen seurauksena), magneettikentän muutos ei välttämättä ole tiukasti jaksollinen. Tämä koskee Maan magneettikenttää , joka syntyy turbulenttisesta virtauksesta viskoosissa kerroksessa sisäytimen yläpuolella.
Tähtipisteet ovat intensiivisen magneettisen aktiivisuuden alueita tähden pinnalla. Ne ovat muotoja magneettivuon näkyvästä komponentista, jotka muodostuvat tähden konvektiiviselle alueelle. Tähtien differentiaalisen pyörimisen ansiosta virrat saavat toruksen muodon ja venyvät estäen konvektion ja muodostavat sen seurauksena vyöhykkeitä, joiden lämpötila on alhaisempi kuin muulla aineella [9] . Koronaalisilmukat muodostuvat usein auringonpilkkujen yläpuolelle, jotka muodostuvat magneettikenttälinjoja pitkin, jotka nousevat pinnan yläpuolelle tähden koronaan. Ne puolestaan lämmittävät koronan yli miljoonan kelvinin lämpötiloihin [10] .
Koronaaliset silmukat, jotka liittyvät tähtiin ja tähtien purkauksiin liittyvät korotukset, aiheuttavat koronamassan ulostyöntöjä . Plasma kuumennetaan kymmeniin miljooniin asteisiin, hiukkaset tähden pinnalta kiihtyvät äärimmäisiin nopeuksiin [11] .
Nykyaikaisten käsitteiden mukaan pinta-aktiivisuus liittyy pääsarjan tähtien ikään ja pyörimisnopeuteen . Nuorilla tähdillä, joilla on suuri pyörimisnopeus, on voimakas magneettinen aktiivisuus. Sitä vastoin keski-ikäisillä tähdillä, kuten Auringolla, joiden pyörimisnopeus on hidas, on alhainen aktiivisuus ja kiertokulku. Jotkut vanhemmat tähdet osoittavat vain vähän tai ei ollenkaan aktiivisuutta, mikä voi tarkoittaa, että he ovat siirtyneet Maunderin minimiin verrattavaan hiljaiseen ajanjaksoon . Tähtien magneettisen aktiivisuuden muutosajan mittaukset voivat olla hyödyllisiä määritettäessä tähden differentiaalista pyörimisnopeutta [12] .
T Tauri-tähdet ovat yksi tähtityypeistä, jotka eivät ole vielä päässeet pääsarjaan , eli niitä lämmitetään painovoiman puristuksen vaikutuksesta, ei vedyn palamisesta niiden ytimissä. Ne ovat muuttuvia magneettisesti aktiivisia tähtiä. Tällaisten tähtien magneettikenttä on vuorovaikutuksessa niiden voimakkaan tähtituulen kanssa siirtäen kulmamomentin tähteä ympäröivään protoplanetaariseen kiekkoon , mikä aiheuttaa tähden pyörimisnopeuden pienenemisen [13] .
Spektrityypin M punaisia kääpiöitä (0,1-0,6 auringon massaa ), jotka osoittavat nopeaa, epäsäännöllistä vaihtelua, kutsutaan soihdutähdiksi . Nämä kirkkauden vaihtelut johtuvat soihdoista, jotka ovat paljon aktiivisempia kuin tähden koko antaa ymmärtää. Tämän luokan tähtien soihdut voivat kasvattaa tähden pintaa 20 % ja säteillä suurimman osan energiastaan spektrin sinisessä ja ultraviolettiosassa [14] .
Planetaariset sumut ilmestyvät, kun punainen jättiläinen irrottaa ulkokuorensa muodostaen laajenevan kaasukuplan. On kuitenkin edelleen mysteeri, miksi nämä kuplat eivät aina ole pallomaisesti symmetrisiä. 80 % planetaarisista sumuista ei ole pallomaisia, vaan muodostavat kaksinapaisia tai elliptisiä sumuja. Yksi hypoteeseista ei-pallomaisen muodon muodostumiselle on tähden magneettikentän vaikutus. Sen sijaan, että se laajenee tasaisesti kaikkiin suuntiin, ulos työnnetty plasma pyrkii venymään magneettisia linjoja pitkin. Ainakin neljän planetaarisen sumun keskustähden havainnot ovat vahvistaneet, että niillä todellakin on voimakkaat magneettikentät [15] .
Kun jotkin massiiviset tähdet ovat lopettaneet lämpöydinfuusion sisätiloissaan, osa niistä romahtaa kompakteiksi esineiksi, joita kutsutaan neutronitähteiksi . Nämä esineet säilyttävät merkittäviä magneettikenttiä, jotka on peritty esitähdeltä. Romahduksen seurauksena tähden koko pienenee jyrkästi useiden suuruusluokkien verran, ja koska tähden magneettinen momentti säilyy täysin, neutronitähden magneettikentän voimakkuus kasvaa suhteellisesti useilla suuruusluokilla. Neutronitähtien nopea pyöriminen muuttaa ne pulsariksi , joka lähettää kapeaa energiasädettä.
Pienet ja nopeasti pyörivät tähtitieteelliset kohteet ( valkoiset kääpiöt , neutronitähdet ja mustat aukot ) sisältävät erittäin voimakkaita magneettikenttiä. Vastasyntyneen nopeasti pyörivän neutronitähden magneettikenttä on niin voimakas (jopa 108 Tesla ), että säteilevä sähkömagneettinen energia riittää nopeasti (usean miljoonan vuoden sisällä) hidastamaan tähden pyörimistä 100 tai jopa 1000 kertaa. Neutronitähteen putoavan aineen täytyy myös liikkua magneettikenttälinjoja pitkin, jolloin tähden pinnalla on kaksi kuumaa pistettä, joissa aine törmää tähden pintaan. Nämä täplät ovat pieniä - kirjaimellisesti noin metrin halkaisijaltaan, mutta erittäin kirkkaita. Niiden määräajoin tapahtuvien pimennysten tähden pyörimisen aikana oletetaan olevan sykkivän säteilyn lähde (katso pulsar ).
Magnetoidun neutronitähden äärimmäistä muotoa kutsutaan magnetaariksi . Ne muodostuvat ytimen romahtamisen seurauksena supernovaräjähdyksen aikana [16] . Tällaisten tähtien olemassaolo vahvistettiin vuonna 1998 tähden SGR 1806-20 tutkimuksen aikana . Tämän tähden magneettikenttä on nostanut pintalämpötilan 18 miljoonaan K ja se lähettää valtavan määrän energiaa gammapurkauksissa [17] .
Relativistisia plasmasuihkuja havaitaan usein aktiivisten ytimien magneettinapojen suunnassa hyvin nuorten galaksien keskuksissa.
| Tähdet | |
|---|---|
| Luokitus | |
| Alla olevat objektit | |
| Evoluutio | |
| Nukleosynteesi | |
| Rakenne | |
| Ominaisuudet | |
| Liittyvät käsitteet | |
| Tähtilistat |
|