Hvězdné magnetické pole je magnetické pole vytvořené pohybem vodivého plazmatu uvnitř hvězd hlavní posloupnosti . Tento pohyb je vytvářen konvekcí , což je forma přenosu energie ze středu hvězdy na její povrch prostřednictvím fyzického pohybu materiálu. Místní magnetická pole působí na plazma, což způsobuje, že zmagnetizované oblasti stoupají vzhledem ke zbytku povrchu a mohou dokonce dosáhnout fotosféry hvězdy . Tento proces vytváří hvězdné skvrny na povrchu hvězdy (podobné slunečním skvrnám ) a s tím související výskyt koronálních smyček [1].
Magnetické pole hvězdy lze měřit pomocí Zeemanova jevu . Normálně atomy v atmosféře hvězdy absorbují energii na určité frekvenci v elektromagnetickém spektru a vytvářejí ve spektru charakteristické tmavé absorpční čáry . Když jsou však atomy v magnetickém poli, tyto čáry se rozdělí na několik těsně od sebe vzdálených čar. Objevuje se také polarizace elektromagnetického záření hvězdy , která závisí na orientaci magnetického pole. Sílu a směr magnetického pole hvězdy lze tedy určit zkoumáním čar v Zeemanově jevu [2] [3] .
K měření magnetického pole hvězdy se používá hvězdný spektropolarimetr. Tento přístroj se skládá ze spektrografu kombinovaného s polarimetrem . První přístroj používaný ke studiu magnetického pole hvězd byl NARVAL, který byl instalován na dalekohledu Bernarda Lyota , který pracoval na observatoři na hoře Pic du Midi ve francouzských Pyrenejích [4] .
Různá měření, včetně magnetometrických měření za posledních 150 let [5] : 14 C v letokruhů a 10 Be v ledových jádrech [6] , prokázala značnou variabilitu magnetického pole Slunce v průběhu deseti let, stoletých a tisíciletých časové intervaly [7] .
Magnetická pole hvězd jsou podle teorie slunečního dynama způsobena pohybem hmoty v konvektivní zóně hvězdy. Tato konvekční cirkulace vodivého plazmatu ničí původní magnetické pole hvězdy a následně vytváří dipólová magnetická pole hvězdy. Protože hvězda zažívá rozdílnou rotaci pro různé zeměpisné šířky, obklopují hvězdu magnetické čáry ve tvaru torusu. Magnetické čáry se mohou stát místem s vysokou koncentrací energie, což je důvodem aktivity hvězdy při příchodu na její povrch [8] .
Magnetické pole rotujícího vodivého plynu nebo kapaliny vytváří samozesilující elektrické proudy a související magnetická pole v důsledku kombinace diferenciální rotace (rotace s různými úhlovými rychlostmi v různých zeměpisných šířkách hvězdy), Coriolisovy síly a indukce . Rozložení proudů může být značně složité, s četnými otevřenými a uzavřenými smyčkami, a tím je i magnetické pole těchto proudů v jejich bezprostřední blízkosti poměrně složitě rozložené. Na větší vzdálenosti se však magnetická pole proudů tekoucích opačnými směry navzájem ruší a zůstávají pouze dipólová pole, která se vzdáleností pomalu klesají. Protože se hlavní proud pohybuje ve směru rotace hvězdy (rovníkové proudy), hlavní složka generovaného magnetického pole směřuje kolmo k rovníku a vytváří magnetické póly poblíž geografických pólů rotujícího tělesa.
Magnetická pole všech nebeských těles jsou často v souladu se směrem rotace, s výraznými výjimkami, jako jsou některé pulsary. Dalším rysem tohoto modelu dynama je, že proudy jsou více variabilní než konstantní. Jejich směr, a tedy i směr magnetického pole, které produkují, zažívá více či méně periodické změny amplitudy a směru, i když jsou v souladu s osou rotace.
Hlavní složka magnetického pole Slunce každých 11 let (tedy s periodou cca 22 let) mění směr, v důsledku čehož se mění velikost magnetické aktivity Slunce. Během klidu je aktivita maximální, je zde málo míst (kvůli chybějícímu magnetickému brzdění plazmatu) a v důsledku toho dochází k masivnímu uvolňování vysokoenergetického plazmatu do sluneční koróny a poté do meziplanetárního prostoru . Srážky slunečních skvrn s opačně orientovanými magnetickými poli generují silná elektrická pole v blízkosti rychle mizejících oblastí vynořování magnetického pole. Toto elektrické pole urychluje elektrony a vysokoenergetické protony ( keV ), což způsobuje, že výtrysky extrémně horkého plazmatu opouštějí povrch Slunce a zahřívají sluneční korónu na obrovské teploty (miliony kelvinů ).
Pokud je plyn nebo kapalina velmi viskózní (v důsledku diferenciálního turbulentního pohybu), změna magnetického pole nemusí být striktně periodická. To je případ zemského magnetického pole , které vzniká turbulentním prouděním ve viskózní vrstvě nad vnitřním jádrem.
Hvězdné skvrny jsou oblasti intenzivní magnetické aktivity na povrchu hvězdy. Jsou to formy viditelné složky magnetických toků, které se tvoří v konvektivní zóně hvězdy. Vlivem rozdílné rotace hvězd získávají proudy tvar torusu a natahují se, zabraňují konvekci, a v důsledku toho vytvářejí zóny s teplotou nižší, než je teplota zbytku hmoty [9] . Koronální smyčky se často tvoří nad slunečními skvrnami a tvoří se podél magnetických siločar, které stoupají nad povrchem do koróny hvězdy. Na druhé straně zahřívají korónu na teploty nad milion kelvinů [10] .
Koronální smyčky spojené s hvězdnými skvrnami a protuberancemi spojenými s výbuchy hvězd se stávají příčinami výronů koronální hmoty. Plazma se zahřívá na desítky milionů stupňů, částice z povrchu hvězdy jsou urychlovány na extrémní rychlosti [11] .
Povrchová aktivita je podle moderních koncepcí spojena se stářím a rychlostí rotace hvězd hlavní posloupnosti . Mladé hvězdy s vysokou rychlostí rotace mají silnou magnetickou aktivitu. Naproti tomu hvězdy středního věku jako Slunce s pomalou rychlostí rotace vykazují nízkou úroveň cyklické aktivity. Některé starší hvězdy nevykazují téměř žádnou aktivitu, což by mohlo znamenat, že vstoupily do klidného období srovnatelného s Maunderovým minimem . Měření času změny magnetické aktivity hvězdy může být užitečné pro určení rychlosti diferenciální rotace hvězdy [12] .
Hvězdy T Tauri jsou jedním z typů hvězd, které ještě nevstoupily do hlavní posloupnosti , to znamená, že jsou zahřívány gravitační kompresí, a nikoli spalováním vodíku v jejich jádrech. Jsou to proměnlivé magneticky aktivní hvězdy. Magnetické pole takových hvězd interaguje s jejich silným hvězdným větrem a přenáší moment hybnosti na protoplanetární disk obklopující hvězdu , což způsobuje snížení rychlosti rotace hvězdy [13] .
Červení trpaslíci spektrálního typu M (0,1-0,6 hmotnosti Slunce ) vykazující rychlou, nepravidelnou proměnlivost jsou známí jako hvězdy vzplanutí . Tyto výkyvy jasnosti jsou způsobeny erupcemi, které jsou mnohem aktivnější, než by naznačovala velikost hvězdy. Záblesky hvězd této třídy mohou zvětšit povrch hvězdy o 20 % a vyzařovat většinu své energie v modré a ultrafialové části spektra [14] .
Planetární mlhoviny se objevují, když červený obr odhodí svůj vnější obal a vytvoří expandující bublinu plynu. Záhadou však zůstává, proč tyto bubliny nejsou vždy sféricky symetrické. 80 % planetárních mlhovin není kulových, ale tvoří bipolární nebo eliptické mlhoviny. Jednou z hypotéz pro vznik nekulového tvaru je vliv magnetického pole hvězdy. Místo toho, aby se rozpínalo rovnoměrně ve všech směrech, má vyvržené plazma tendenci se roztahovat podél magnetických čar. Pozorování centrální hvězdy nejméně čtyř planetárních mlhovin potvrdilo, že skutečně mají silná magnetická pole [15] .
Poté, co některé hmotné hvězdy zastavily termonukleární fúzi ve svém nitru, některé z nich se zhroutily do kompaktních objektů nazývaných neutronové hvězdy . Tyto objekty si uchovávají významná magnetická pole zděděná od progenitorové hvězdy. V důsledku kolapsu se velikost hvězdy prudce zmenší o mnoho řádů, a protože magnetický moment hvězdy je zcela zachován, síla magnetického pole neutronové hvězdy úměrně vzroste o mnoho řádů. Rychlá rotace neutronových hvězd z nich udělá pulsar , který vyzařuje úzký paprsek energie.
Kompaktní a rychle rotující astronomické objekty ( bílí trpaslíci , neutronové hvězdy a černé díry ) mají extrémně silná magnetická pole. Magnetické pole novorozené rychle rotující neutronové hvězdy je tak silné (až 10 8 Tesla ), že emitovaná elektromagnetická energie je dostatečná k tomu, aby rychle (během několika milionů let) zpomalila rotaci hvězdy 100krát nebo dokonce 1000krát. Hmota dopadající na neutronovou hvězdu se také musí pohybovat podél magnetických siločar, což má za následek dvě horká místa na povrchu hvězdy, kde se hmota sráží s povrchem hvězdy. Tyto skvrny jsou malé - doslova asi metr v průměru, ale extrémně jasné. Předpokládá se, že jejich periodická zatmění během rotace hvězdy jsou zdrojem pulzujícího záření (viz pulsar ).
Extrémní forma zmagnetizované neutronové hvězdy se nazývá magnetar . Vznikají v důsledku kolapsu jádra při výbuchu supernovy [16] . Existence takových hvězd byla potvrzena v roce 1998 při studiu hvězdy SGR 1806-20 . Magnetické pole této hvězdy zvýšilo povrchovou teplotu na 18 milionů K a v záblescích gama záření vyzařuje obrovské množství energie [17] .
Relativistické výtrysky plazmatu jsou často pozorovány ve směru magnetických pólů aktivních jader v centrech velmi mladých galaxií.
| hvězdy | |
|---|---|
| Klasifikace | |
| Subhvězdné objekty | |
| Vývoj | |
| Nukleosyntéza | |
| Struktura | |
| Vlastnosti | |
| Související pojmy | |
| Hvězdné seznamy |
|