Câmp magnetic stelar
Un câmp magnetic stelar este un câmp magnetic generat în interiorul unei stele secvenței principale prin mișcarea plasmei zonei sale convective ; această mișcare este cauzată de fenomenul de convecție , un mod de transfer de energie care implică mișcarea fizică a materiei . Câmpul magnetic, localizat inițial în zona convectivă, exercită o forță asupra plasmei care o constituie, crescând presiunea fără o creștere comparabilă a densității ; în consecință, regiunea magnetizată se extinde la restul plasmei până când ajunge în fotosfera stelei. În acest fel sunt create petele stelare caracteristice și fenomenul inelelor coronare . [1]
Măsurători
Câmpul magnetic al unei stele poate fi măsurat prin efectul Zeeman . În mod normal, atomii care alcătuiesc atmosfera stelară absorb unele frecvențe , corespunzătoare nivelurilor specifice de energie ale spectrului electromagnetic , producând liniile caracteristice de absorbție a întunericului spectrului . Cu toate acestea, atunci când atomii sunt transportați în interiorul câmpului magnetic, aceste linii suferă o subdiviziune în mai multe linii strâns distanțate, în timp ce energia devine polarizată , presupunând o orientare care depinde de orientarea câmpului magnetic. În acest fel, puterea și direcția câmpului magnetic al stelei pot fi determinate prin examinarea liniilor efectului Zeeman. [2] [3]
Un instrument valid pentru măsurarea câmpului magnetic stelar este spectropolarimetrul, un instrument format dintr-un spectrograf combinat cu un polarimetru . Primul exemplu de astfel de instrumente a fost NARVAL, montat pe telescopul Bernard Lyot al observatorului Pic du Midi din Pirineii francezi . [4]
Generarea câmpului magnetic
Se crede că câmpurile magnetice stelare provin din zona convectivă a stelei din mișcarea convectivă a plasmei , care se comportă ca o dinamă care generează un câmp bipolar. Deoarece stelele sunt supuse unei rotații diferențiale - diferite viteze și timpi de rotație în funcție de latitudinea stelei -, câmpul magnetic este forțat într-un câmp toroidal , similar cu un set de corzi care se răsucesc în jurul corpului ceresc. Câmpurile pot fi extrem de intense în unele cazuri, generând activitate care apare pe suprafața stelei. [5]
Activitate de suprafață
Petele stelare sunt regiuni de pe suprafața unei stele în care activitatea magnetică este intensă și constituie componenta vizibilă a fluxurilor magnetice tuboidale care se formează în zona convectivă. Rotația diferențială determină o întindere și răsucire a fluxurilor, inhibând convecția și producând zone la o temperatură mai mică decât restul suprafeței. [6] Inelele coronare se formează adesea deasupra petelor, care sunt rezultatul interacțiunii dintre câmpul magnetic și gazele coroană . Aceste formațiuni inelare sunt cauza temperaturii foarte ridicate a coroanelor stelelor (peste un milion de kelvini ). [7]
Câmpul magnetic este, de asemenea, responsabil pentru erupțiile și ejectiile de masă coronală , fenomene în care încălzește plasma până la câteva zeci de milioane de grade și accelerează particulele la viteze extreme, atât de mult încât scapă de atracția gravitațională a stelei. [8]
Activitatea de suprafață pare să fie legată de vârsta și viteza de rotație a stelelor secvenței principale . Stelele tinere, dotate cu viteze de rotație ridicate, prezintă o activitate puternică; în schimb, stelele de vârstă mijlocie, asemănătoare soarelui , cu viteze de rotație reduse, prezintă niveluri scăzute de activitate, care variază în funcție de periodicitatea ciclică . Unele dintre stelele mai vechi nu prezintă aproape nicio activitate, ceea ce poate însemna că se află într-un moment de calm, comparabil cu minimul Maunder înregistrat de Soare. Măsurările modificărilor periodicității activităților stelare pot fi utile în determinarea diferitelor viteze de rotație ale o stea. [9]
Stele magnetice
Stelele T Tauri sunt un tip de stele de secvență pre-principală care sunt încălzite prin contracție gravitațională și nu au început să fuzioneze hidrogenul cu heliu în nucleul lor. Acestea sunt stele variabile care prezintă o mare activitate magnetică. Se crede că câmpurile magnetice ale acestor stele interacționează cu vânturile stelare puternice pe care le produc, transferându-și impulsul unghiular pe discul protoplanetar înconjurător; aceasta permite stelei să-și încetinească viteza de rotație pe măsură ce se prăbușește. [10]
Micile stele din clasa M (cu mase cuprinse între 0,1 și 0,6 mase solare ) care prezintă fenomene rapide și neregulate de variabilitate se numesc stele flare . Astronomii cred că aceste fluctuații sunt cauzate de flăcări , în ciuda faptului că activitatea magnetică generală este mai puternică în raport cu dimensiunea stelei. Flăcările acestei categorii de stele se extind în spațiu pentru mai mult de 20% din circumferința stelară și radiază o mare parte din energia lor în lungimile de undă ale albastru și ultraviolet . [11]
Nebuloasele planetare își au originea atunci când un gigant roșu își scoate straturile exterioare în spațiu, formând o coajă de gaz în expansiune. Cu toate acestea, rămâne un mister de ce astfel de scoici nu apar întotdeauna sferic simetric . Mai mult, 80% dintre nebuloasele planetare nu sunt sferice, ci bipolare sau eliptice . O posibilă explicație pentru acest fenomen poate fi găsită în rolul jucat de câmpul magnetic al stelei: în loc să se extindă în fiecare direcție, plasma expulzată tinde să scape de-a lungul polilor magnetici ai stelei. Observațiile stelelor centrale din cel puțin patru nebuloase planetare au confirmat că posedă câmpuri magnetice puternice. [12]
La sfârșitul ciclului lor de viață, unele stele masive explodează ca supernove și lasă în urmă un obiect compact, format din neutroni , care se numește stea neutronică . Stelele neutronice păstrează o mare parte din câmpul magnetic al stelei lor progenitoare, dar, din cauza prăbușirii pe care a suferit-o, câmpul lor magnetic este enorm întărit. Steaua neutronică se rotește rapid pe axa sa, manifestându-se ca un pulsar , adică o sursă de unde radio care emite fascicule de energie care pot fi îndreptate periodic către un observator, care le percepe ca pulsații ale undelor radio. O formă extrem de magnetizată de stele de neutroni se numește magnetare , care se formează în urma exploziei unei supernove de tip II . [13] Existența unor astfel de stele a fost confirmată în 1998 , prin măsurători ale stelei SGR 1806-20 . Câmpul magnetic al acestei stele și-a mărit temperatura suprafeței până la 18 milioane K și eliberează cantități mari de energie în explozii de raze gamma . [14]
Notă
- ^ Jerome James Brainerd, Raze X de la Stellar Coronas , la astrophysicsspectator.com , Astrophysics Spectator, 6 iulie 2005. Accesat la 21 iunie 2007 .
- ^ GA Wade, Stellar Magnetic Fields: The view from the ground and from space , în The A-star Puzzle: Proceedings IAU Symposium No. 224; Cambridge University Press, Cambridge, Anglia , 8-13 iulie 2004, pp. 235-243. Adus 21/06/2007 .
- ^ G. Basri, Câmpuri mari pe stele mici , în Știință , vol. 311, n. 5761, 2006, pp. 618-619. Adus 04-02-2007 .
- ^ Personal, NARVAL: Primul Observator dedicat magnetismului stelar , sciencedaily.com , Science Daily, 22 februarie 2007. Accesat la 21 iunie 2007 .
- ^ JH Piddington, Despre originea și structura câmpurilor magnetice stelare , în Astrophysics and Space Science , vol. 90, n. 1, 1983, pp. 217-230. Adus 21/06/2007 .
- ^ Jonathan Sherwood, Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee pe rochester.edu, Universitatea din Rochester, 3 decembrie 2002. Accesat la 21 iunie 2007.
- ^ HS Hudson, T. Kosugi, How the Sun's Corona Gets Hot , in Science , vol. 285, nr. 5429, 1999, p. 849. Adus la 21 iunie 2007 .
- ^ David H. Hathaway, Solar Flares , la solarscience.msfc.nasa.gov , NASA, 18 ianuarie 2007. Accesat la 21 iunie 2007 .
- ^ Svetlana V. Berdyugina, Starspots: A Key to the Stellar Dynamo , la solarphysics.livingreviews.org , Living Reviews, 2005. Accesat la 21 iunie 2007 .
- ^ M. Küker, T. Henning, G. Rüdiger, Cuplaj magnetic stea-disc în sistemele clasice T Tauri [ link rupt ] , în Astrophysical Journal , vol. 589, 2003, pp. 397-409. Adus 21/06/2007 .
- ^ Matthew Templeton, Variable Star Of the Season: UV Ceti , la aavso.org , AAVSO. Adus la 21 iunie 2007 (arhivat din original la 30 septembrie 2007) .
- ^ S. Jordan, K. Werner, S. O'Toole, Prima detectare a câmpurilor magnetice în stelele centrale ale celor patru nebuloase planetare , spacedaily.com , Space Daily, 6 ianuarie 2005. Accesat la 23 iunie 2007 .
- ^ Robert C. Duncan, „magnetars”, Soft Gamma Repeaters și Very Strong Magnetic Fields pe solomon.as.utexas.edu, Universitatea Texas din Austin, 2003. Accesat la 21 iunie 2007 (depus de „ url-ul original” 11 Iunie 2007) .
- ^ D. Isbell, T. Tyson, Cel mai puternic câmp magnetic stelar observat încă confirmă existența magnetarilor , la heasarc.gsfc.nasa.gov , NASA / Goddard Space Flight Center, 20 mai 1998. Adus 24 mai 2006 .
Elemente conexe
linkuri externe
- Jean-François Donati, Câmpuri magnetice de suprafață ale stelelor nedegenerate , pe ast.obs-mip.fr , Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse, 16 iunie 2003. Accesat la 23 iunie 2007 .
- Jean-François Donati, Rotația diferențială a stelelor, altele decât Soarele , pe ast.obs-mip.fr , Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse, 5 noiembrie 2003. Accesat la 24 iunie 2007 .
