A csillagmágneses mező olyan mágneses mező , amelyet a vezetőképes plazma mozgása hoz létre a fő sorozatú csillagokban . Ezt a mozgást a konvekció hozza létre , amely egyfajta energiaátvitel a csillag középpontjából a felszínre az anyag fizikai mozgásán keresztül. A lokális mágneses mezők hatnak a plazmára, aminek következtében a mágnesezett területek megemelkednek a felszín többi részéhez képest, és akár a csillag fotoszféráját is elérhetik. Ez a folyamat csillagfoltokat hoz létre a csillag felszínén (hasonlóan a napfoltokhoz ), és ezzel együtt a koronahurkok megjelenését [1] .
A csillagok mágneses tere a Zeeman-effektus segítségével mérhető . Normális esetben a csillagok atmoszférájában lévő atomok az elektromágneses spektrum meghatározott frekvenciáján nyelnek el energiát , és jellegzetes sötét abszorpciós vonalakat hoznak létre a spektrumban . Ha azonban az atomok mágneses térben vannak, ezek a vonalak több egymáshoz közeli vonalra bomlanak. Megjelenik a csillag elektromágneses sugárzásának polarizációja is , ami a mágneses tér irányultságától függ. Így a csillagok mágneses terének erőssége és iránya a Zeeman-effektus vonalainak vizsgálatával határozható meg [2] [3] .
Csillag spektropolarimétert használnak a csillagok mágneses terének mérésére. Ez a műszer egy polariméterrel kombinált spektrográfból áll . A csillagok mágneses terének tanulmányozására használt első műszer a NARVAL volt, amelyet a francia Pireneusokban , a Pic du Midi-hegyen lévő obszervatóriumban dolgozó Bernard Lyot teleszkópra szereltek fel [4] .
Különféle mérések, köztük az elmúlt 150 év magnetometrikus mérései [5] : 14 C a fák gyűrűiben és 10 Be a jégmagokban [6] , a Nap mágneses terének jelentős változékonyságát állapították meg tíz év, száz év és ezer év alatt. időintervallumok [7] .
A csillagok mágneses mezőit a napdinamó elmélete szerint az anyag mozgása okozza a csillag konvektív zónájában . A vezető plazmának ez a konvektív keringése elpusztítja a csillag eredeti mágneses terét, majd létrehozza a csillag dipólus mágneses mezőit. Mivel a csillag különböző szélességi fokon eltérő forgást tapasztal , tórusz alakú mágneses vonalak veszik körül a csillagot. A mágneses vonalak nagy energiakoncentráció helyévé válhatnak, ez az oka a csillag aktivitásának, amikor felszínre kerülnek [8] .
A forgó vezető gáz vagy folyadék mágneses tere önerősítő elektromos áramokat és kapcsolódó mágneses mezőket hoz létre a differenciális forgás ( a csillag különböző szélességi fokain eltérő szögsebességű forgás), a Coriolis-erő és az indukció kombinációja következtében . Az áramok eloszlása meglehetősen bonyolult lehet, számos nyitott és zárt hurokkal, így ezeknek az áramoknak a mágneses tere a közvetlen környezetükben is meglehetősen összetett eloszlású. Nagyobb távolságnál azonban az ellentétes irányú áramok mágneses tere kioltja egymást, és csak a dipólus mezők maradnak meg, amelyek a távolsággal lassan csökkennek. Mivel a főáram a csillag forgási irányában mozog (egyenlítői áramok), a generált mágneses mező fő összetevője az egyenlítőre merőlegesen irányul , így mágneses pólusok jönnek létre a forgó test földrajzi pólusai közelében.
Az összes égitest mágneses tere gyakran összhangban van a forgási irányával, figyelemre méltó kivételekkel, például néhány pulzárral. A dinamós modell másik jellemzője, hogy az áramok inkább változóak, mint állandóak. Irányuk, és így az általuk létrehozott mágneses tér iránya többé-kevésbé periodikus amplitúdó- és irányváltozást tapasztal, bár a forgástengelyhez igazodik.
A Nap mágneses mezejének fő összetevője 11 évente (azaz kb. 22 éves periódussal) irányt változtat, aminek következtében a Nap mágneses aktivitásának nagysága megváltozik. Pihenés közben az aktivitás maximális, kevés a folt (a plazma mágneses fékezésének hiánya miatt), és ennek eredményeként nagy energiájú plazma tömegesen szabadul fel a napkoronába , majd a bolygóközi térbe . A napfoltok ellentétes irányú mágneses mezőkkel való ütközése erős elektromos mezőket hoz létre a mágneses mező felszínének gyorsan eltűnő tartományai közelében. Ez az elektromos mező felgyorsítja az elektronokat és a nagyenergiájú protonokat ( keV ), aminek következtében a rendkívül forró plazma sugarai elhagyják a Nap felszínét, és a napkoronát óriási hőmérsékletre ( kelvin milliónyira) hevítik .
Ha a gáz vagy folyadék nagyon viszkózus (a differenciális turbulens mozgás eredményeként), a mágneses tér változása nem feltétlenül periodikus. Ez a helyzet a Föld mágneses mezőjével , amelyet turbulens áramlás generál a belső mag feletti viszkózus rétegben.
A csillagfoltok intenzív mágneses aktivitású területek a csillagok felszínén. Ezek a mágneses fluxusok látható komponensének formái, amelyek a csillag konvektív zónájában képződnek. A csillagok differenciális forgása miatt a patakok tórusz alakot kapnak és megnyúlnak, megakadályozva a konvekciót, és ennek eredményeként olyan zónákat képeznek, amelyek hőmérséklete alacsonyabb, mint az anyag többi részének [9] . Koronális hurkok gyakran a napfoltok felett alakulnak ki, és olyan mágneses erővonalak mentén alakulnak ki, amelyek a felszín fölé emelkednek a csillag koronájába. Egymillió kelvin feletti hőmérsékletre hevítik a koronát [10] .
A csillagfoltokhoz kapcsolódó koronális hurkok és a csillagkitörésekhez kapcsolódó kiemelkedések a koronatömeg kilökődésének okaivá válnak. A plazma több tízmillió fokra melegszik fel, a csillag felszínéről érkező részecskék extrém sebességre gyorsulnak fel [11] .
A felszíni aktivitás a modern fogalmak szerint a fősorozatú csillagok korához és forgási sebességéhez kapcsolódik. A nagy forgási sebességű fiatal csillagok erős mágneses aktivitással rendelkeznek. Ezzel szemben a középkorú csillagok, mint például a lassú forgási sebességű Nap, alacsony szintű aktivitást mutatnak, és ciklikusan mozognak. Egyes idősebb sztárok alig vagy egyáltalán nem mutatnak aktivitást, ami azt jelentheti, hogy a Maunder -minimumhoz hasonló csendes időszakba léptek . A csillagok mágneses aktivitásának változási idejének mérése hasznos lehet egy csillag differenciális forgási sebességének meghatározásában [12] .
A T A Tauri csillagok azon csillagok egyike, amelyek még nem léptek be a fősorozatba , vagyis gravitációs kompresszió által hevítik őket, nem pedig a magjukban égő hidrogén. Változó mágnesesen aktív csillagok. Az ilyen csillagok mágneses tere kölcsönhatásba lép az erős csillagszélükkel, átadva a szögimpulzust a csillagot körülvevő protoplanetáris korongra , ami a csillag forgási sebességének csökkenését okozza [13] .
Az M spektrális típusú (0,1-0,6 naptömegű ) vörös törpék , amelyek gyors, szabálytalan változékonyságot mutatnak, fellángoló csillagoknak nevezik . Ezeket a fényerő-ingadozásokat a fáklyák okozzák, amelyek sokkal aktívabbak, mint azt a csillag mérete sugallná. Az ebbe az osztályba tartozó csillagok fáklyái 20%-kal növelhetik a csillagok felszínét, és energiájuk nagy részét a spektrum kék és ultraibolya részében sugározzák [14] .
A bolygóködök akkor jelennek meg, amikor egy vörös óriás ledobja külső héját, és táguló gázbuborékot képez. Azonban továbbra is rejtély marad, hogy ezek a buborékok miért nem mindig gömbszimmetrikusak. A planetáris ködök 80%-a nem gömb alakú, hanem bipoláris vagy elliptikus ködöket alkot. A nem gömb alakú alak kialakulásának egyik hipotézise a csillag mágneses terének hatása. Ahelyett, hogy minden irányban egyenletesen tágulna, a kilökött plazma hajlamos a mágneses vonalak mentén kinyúlni. Legalább négy bolygóköd központi csillagának megfigyelése megerősítette, hogy valóban erős mágneses mezővel rendelkeznek [15] .
Miután néhány hatalmas csillag leállította a termonukleáris fúziót a belsejében, néhányuk kompakt objektumokká omlik össze, amelyeket neutroncsillagoknak neveznek . Ezek az objektumok jelentős mágneses mezőket őriznek meg, amelyeket az őscsillagtól örököltek. Az összeomlás következtében a csillag mérete élesen, sok nagyságrenddel lecsökken, és mivel a csillag mágneses momentuma teljesen megmarad, a neutroncsillag mágneses térereje ezzel arányosan sok nagyságrenddel nő. A neutroncsillagok gyors forgása pulzárrá változtatja őket , amely keskeny energianyalábot bocsát ki.
A kompakt és gyorsan forgó csillagászati objektumok ( fehér törpék , neutroncsillagok és fekete lyukak ) rendkívül erős mágneses mezővel rendelkeznek. Egy újszülött gyorsan forgó neutroncsillag mágneses tere olyan erős (akár 10 8 Tesla ), hogy a kibocsátott elektromágneses energia elegendő ahhoz, hogy gyorsan (több millió éven belül) 100-ra vagy akár 1000-szeresére lelassítsa a csillag forgását. A neutroncsillagra eső anyagnak is a mágneses erővonalak mentén kell mozognia, ami két forró pontot eredményez a csillag felszínén, ahol az anyag ütközik a csillag felszínével. Ezek a foltok kicsik - szó szerint körülbelül egy méter átmérőjűek, de rendkívül világosak. A csillag forgása alatti időszakos fogyatkozásaikról feltételezik, hogy a pulzáló sugárzás forrása (lásd pulzár ).
A mágnesezett neutroncsillag extrém alakját magnetárnak nevezzük . A mag szupernóva-robbanás során bekövetkező összeomlása következtében keletkeznek [16] . Az ilyen csillagok létezését 1998 -ban az SGR 1806-20 csillag tanulmányozása során megerősítették . Ennek a csillagnak a mágneses tere 18 millió K-re emelte a felszíni hőmérsékletet, és hatalmas mennyiségű energiát bocsát ki gamma-kitörésekben [17] .
A relativisztikus plazmasugarak gyakran megfigyelhetők az aktív magok mágneses pólusai irányában nagyon fiatal galaxisok középpontjában.
| Csillagok | |
|---|---|
| Osztályozás | |
| Csillag alatti objektumok | |
| Evolúció | |
| Nukleoszintézis | |
| Szerkezet | |
| Tulajdonságok | |
| Kapcsolódó fogalmak | |
| Csillagok listája | |