Йолдызларның магнит кыры

Йолдызларның магнит кыры
Йолдызларның магнит кыры
Кайда өйрәнелә	астрофизика[d]
	Йолдызларның магнит кыры Викиҗыентыкта

Йолдызның магнит кыры — баш эзлеклелек йолдызлары эчендә үткәргеч плазма хәрәкәте белән барлыкка килгән магнит кыры. Бу хәрәкәт конвекция ярдәмендә барлыкка килә, ул энергиянең йолдыз үзәгеннән аның өслегенә материалның физик хәрәкәте аша күчү формасы. Локаль магнит кырлары плазмага тәьсир итә, магнитлашкан өлкәләрнең өслекнең калган өлешенә карата күтәрелүенә китерә һәм хәтта йолдызның фотосферасына да барып җитә ала. Бу процесс йолдыз өслегендә йолдыз таплары (кояш тапларына охшаган) һәм аңа бәйле корональ элмәкләр барлыкка китерә^[1].

Магнит кырын үлчәү

Астагы рәсемдәге спектр чыганакка магнит кыры бирелгәннән соң Зееман эффектын күрсәтә. Өске рәсемдә магнит кыры булмаганда сеңү сызыклары күрсәтелгән.

Йолдызның магнит кырын Зееман эффекты ярдәмендә үлчәп була. Гадәттә, йолдыз атмосферасындагы атомнар электромагнит спектрда билгеле бер ешлыкта энергияне сеңдерәләр, шуның белән спектрда характерлы караңгы сеңдерү сызыклары барлыкка килә. Ләкин, атомнар магнит кырында булганда, бу сызыклар берничә якын урнашкан сызыкларга бүленә. Йолдызның электромагнит нурланышының полярлашуы барлыкка килә, ул магнит кырының ориентациясенә бәйле. Шулай итеп, йолдызның магнит кырының көче һәм юнәлеше Зееман эффектындагы сызыкларны өйрәнү юлы белән билгеләнә ала^[2]^[3]. Йолдызның магнит кырын үлчәү өчен йолдыз спектрополяриметры кулланыла. Бу җайланма поляриметр белән берләштерелгән спектрографтан тора. Йолдыз магнит кырларын өйрәнү өчен кулланылган беренче җайланма NARVAL иде, ул Франция Пиренейында Пик дю Миди тавындагы обсерваториядә эшләгән Бернар Лио телескобына урнаштырылган^[4].

Соңгы 150 ел эчендә үткәрелгән магнитометрик үлчәүләрне дә кертеп^[5]: агач боҗраларында ¹⁴углеродты һәм боз үзәкләрендә ¹⁰бериллийны^[6], төрле үлчәүләр Кояш магнит кырының унъеллык, йөзьеллык һәм меңьеллык вакыт шкалаларында сизелерлек үзгәрүчәнлеген күрсәтте^[7].

Магнит кырын генерацияләү

Кояш динамосы теориясе буенча, йолдызларның магнит кырлары йолдызның конвектив зонасындагы матдә хәрәкәте аркасында барлыкка килә. Үткәргеч плазманың бу конвектив циркуляциясе йолдызның башлангыч магнит кырын боза һәм аннары диполь магнит кырларын барлыкка китерә. Йолдыз төрле киңлекләр өчен дифференциаль әйләнеш кичергәнлектән, тор формасындагы магнит сызыклары йолдызны әйләндереп ала. Магнит сызыклары югары энергия концентрациясе урыннарына әйләнергә мөмкин, бу йолдыз өслегенә чыкканда йолдыз активлыгы чыганагы булып тора^[8]. Әйләнүче үткәргеч газ яки сыеклыкның магнит кыры дифференциаль әйләнү (йолдызның төрле киңлекләрендә төрле почмак тизлекләре белән әйләнү), Кориолис көче һәм магнит индукциясе комбинациясе аркасында үз-үзен көчәйтүче электр токларын һәм аңа бәйле магнит кырларын барлыкка китерә. Токларның таралышы шактый катлаулы булырга мөмкин, күпсанлы ачык һәм ябык элмәкләр белән, һәм шуңа күрә бу токларның якын-тирәсендәге магнит кыры да шактый катлаулы бүленгән. Ләкин зур ераклыкларда капма-каршы юнәлештә агучы токларның магнит кырлары бер-берсен юкка чыгара, ераклашу белән әкренләп кими торган диполь кырлары гына кала. Төп ток йолдызның (экваториаль агымнарның) әйләнү юнәлешендә хәрәкәт иткәнгә күрә, барлыкка килгән магнит кырының төп компоненты, әйләнүче җисемнең географик полюслары янында магнит полюслары барлыкка китереп, экваторга перпендикуляр юнәлгән.

Барлык күк җисемнәренең магнит кырлары еш кына әйләнү юнәлешенә туры килә, кайбер пульсарлар кебек сизелерлек искәрмәләр белән. Бу динамо моделенең тагын бер үзенчәлеге шунда ки, токлар даими түгел, ә үзгәрүчән. Аларның юнәлеше, һәм шуңа күрә алар тудырган магнит кыры юнәлеше, әйләнү күчәре белән туры килсә дә, азмы-күпме периодик, амплитуда һәм юнәлеш үзгәрешләрен кичерә.

Кояшның магнит кырының төп компоненты һәр 11 ел саен юнәлешен үзгәртә (ягъни, якынча 22 еллык период белән), нәтиҗәдә Кояшның магнит активлыгы зурлыгы үзгәрә. Тынычлык чорында активлык максималь була, таплар аз була (плазманың магнит тормозлануы булмау сәбәпле), һәм нәтиҗәдә, югары энергияле плазманың кояш таҗына, аннары планетаара киңлеккә күпләп чыгарылуы була. Кояш тапларының капма-каршы юнәлештәге магнит кырлары белән бәрелешүе магнит кыры өслегенә чыгуның тиз юкка чыгучы регионнары тирәсендә көчле электр кырлары барлыкка китерә. Бу электр кыры югары энергияле электроннарны һәм протоннарны (кэВ) тизләтә, нәтиҗәдә гадәттән тыш кайнар плазма агымнары Кояш өслеген ташлап китә һәм Кояш таҗын гаять зур температураларга кадәр җылыта (миллионлаган кельвиннар).

Әгәр газ яки сыеклык бик үзле булса (дифференциаль турбулент хәрәкәт нәтиҗәсендә), магнит кырының үзгәрүе катгый периодик булмаска мөмкин. Җирнең магнит кыры да шундый хәлдә, ул эчке ядро өстендәге үзле катламдагы турбулент агымнар тарафыннан барлыкка килә.

Йолдыз өслегендәге активлык

Йолдыз таплары — йолдыз өслегендәге көчле магнит активлыгы өлкәләре. Алар йолдызның конвекция зонасында барлыкка килә торган магнит агымнарының күренмәле компонентлары. Йолдызларның дифференциаль әйләнүе аркасында, агымнар тор формасында була һәм сузыла, конвекциягә комачаулый һәм нәтиҗәдә, йолдыз материясенең калган өлешенә караганда түбәнрәк температуралы зоналар барлыкка китерә^[9]. Йолдыз таплары өстендә еш кына таҗ элмәкләре барлыкка килә, алар өслектән йолдызның таҗына күтәрелүче магнит кыры сызыклары буйлап формалашалар. Үз чиратында, алар таҗны миллион кельвиннан артык температурага кадәр җылыталар^[10].

Йолдыз таплары белән бәйле таҗ элмәкләре һәм йолдыз кабынулары белән бәйле протуберанецтар корональ массаның чыгарылу сәбәпләре булып торалар. Плазма дистәләгән миллион градуска кадәр җылына, һәм йолдыз өслегеннән кисәкчәләр экстремаль тизлеккә кадәр тизләнәләр^[11].

Хәзерге концепцияләр буенча, өслек активлыгы баш эзлеклек йолдызларның яше һәм әйләнү тизлеге белән бәйле. Югары әйләнү тизлегенә ия булган яшь йолдызлар көчле магнит активлыгы күрсәтәләр. Киресенчә, урта яшьтәге йолдызлар, әйләнү тизлеге әкрен булган Кояш кебек, циклик рәвештә үзгәрә торган түбән активлык дәрәҗәләрен күрсәтәләр. Кайбер карт йолдызлар бернинди активлык күрсәтмиләр диярлек, бу аларның Маундер минимумына охшаш тынычлык чорына керүләрен күрсәтергә мөмкин. Йолдызларның магнит активлыгы үзгәрү вакытын үлчәү йолдызның дифференциаль әйләнү тизлеген билгеләү өчен файдалы булырга мөмкин^[12].

Магнитлы йолдызлар

Т Буга тибындагы йолдызлар әле баш эзлеклелеккә кермәгән йолдызлар төре булып торалар, ягъни алар үзәкләрендә водород яну белән түгел, ә гравитацион кысылудан җылыналар. Алар үзгәрүчән магнит-актив йолдызлар булып торалар. Бу йолдызларның магнит кыры аларның көчле йолдыз җиле белән үзара бәйләнешкә керә, тирә-юньдәге йолдызны әйләндереп алган протопланетар дискка импульс моментын тапшыра, бу йолдызның әйләнү тизлеген киметүгә сәбәп була^[13].

Тиз, регуляр булмаган үзгәрешлелек күрсәтүче M спектраль класслы (0,1-0,6 Кояш массасы) кызыл кәрләләр кабынып китүче йолдызлар буларак билгеле. Яктылыкның бу тирбәнешләре активлыгы йолдызның зурлыгына караганда күпкә көчлерәк булган кабынышлар аркасында килеп чыга. Бу класстагы йолдызларның кабынышлары йолдызның өслеген 20 % ка арттырырга мөмкин, һәм үзләренең энергиясенең күп өлешен спектрның зәңгәр һәм ультрафиолет өлешләрендә нурландыра^[14]. Планетар томанлыклар Кызыл гигант үзенең тышкы тышчасын ташлап, киңәя барган газ куыгын хасил иткәндә барлыкка килә. Ләкин бу күбекләрнең ни өчен һәрвакыт сферик симметрик булмавы сер булып кала. Планета томанлыкларының 80 % ы сфера формасында булмый, ә аның урынына биполяр яки эллиптик томанлыклар барлыкка китерәләр. Сферик булмаган форманың барлыкка килүенең бер гипотезасы — йолдызның магнит кыры йогынтысы. Барлык юнәлешләрдә дә тигез киңәю урынына, ыргытылган плазма магнит сызыклары буйлап сузылырга омтыла. Үзәк йолдызны, ким дигәндә, дүрт планета томанлыгын күзәтү аларның чыннан да куәтле магнит кырларына ия булуын раслай^[15].

Кайбер зур йолдызлар үзәкләрендә термоядер синтезын туктатканнан соң, кайберләре нейтронлы йолдыз дип аталган компакт объектларга кысылалар. Бу объектлар ата-баба йолдызыннан килгән шактый зур магнит кырларын саклыйлар. Коллапс нәтиҗәсендә йолдызның зурлыгы бик күп тәртипләргә кими, ә йолдызның магнит моменты тулысынча сакланганлыктан, нейтронлы йолдызның магнит кыры көчәнеше пропорциональ рәвештә күп тәртипләргә арта. Нейтронлы йолдызларның тиз әйләнүе аларны пульсарларга әйләндерә, алар энергиянең тар шәлкемен чыгара

Компактлы һәм тиз әйләнүче астрономик объектларның (ак кәрләләр, нейтронлы йолдызлар һәм кара тишекләр) магнит кырлары бик көчле. Яңа туган, тиз әйләнүче нейтронлы йолдызның магнит кыры шулкадәр көчле (10⁸ теслага кадәр) ки, нурланыш электромагнит энергиясе йолдызның әйләнүен тиз арада (берничә миллион ел эчендә) 100—1000 тапкырга әкренәйтергә җитә. Нейтронлы йолдызга төшкән матдә шулай ук магнит кыры сызыклары буенча хәрәкәт итәргә тиеш, нәтиҗәдә йолдыз өслегендә ике кайнар тап барлыкка килә, анда матдә йолдыз өслеге белән бәрелешә. Бу таплар зур түгел — диаметры якынча бер метр — ләкин бик якты. Йолдыз әйләнү вакытында аларның периодик тотылулары пульсацияләүче нурланыш чыганагы дип санала (пульсарны карагыз).

Магнитланган нейтронлы йолдызның экстремаль формасы магнетар дип атала. Алар өр-яңы йолдыз шартлавы вакытында үзәкнең җимерелүе нәтиҗәсендә барлыкка киләләр^[16]. Мондый йолдызларның булуы 1998 елда SGR 1806-20 йолдызын өйрәнү вакытында раслана. Бу йолдызның магнит кыры өслек температурасын 18 миллион К га кадәр күтәрә, һәм ул гамма-нурлану шартлауларында бик күп энергия чыгара^[17].

Релятивистик плазма агымнары еш кына бик яшь галактикалар үзәкләрендә актив ядроларның магнит полюслары юнәлешендә күзәтелә.

Шулай ук карагыз

Магнит динамосы
Планеталарның магнит кыры
Җирнең магнит кыры
Кояш активлыгы
Гаҗәеп йолдыз
Полярлар
Уртача поляр
Starзгәрешле йолдыз тибы α² Canes Venatici
SX Aries тибындагы үзгәрүчәннәр

Искәрмәләр

↑ Brainerd, Jerome James (2005-07-06). X-rays from Stellar Coronas. The Astrophysics Spectator.
↑ Wade, Gregg A. (July 8–13, 2004). "Stellar Magnetic Fields: The view from the ground and from space". The A-star Puzzle: Proceedings IAU Symposium No. 224. Cambridge, England: Cambridge University Press. pp. 235–243. Unknown parameter |lang= ignored (help)
↑ Basri, Gibor Big Fields on Small Stars (en) // Science. — 2006. — Т. 311. — № 5761. — С. 618—619. — DOI:10.1126/science.1122815 — PMID 16456068.
↑ Staff. NARVAL: First Observatory Dedicated To Stellar Magnetism (ингл.), Science Daily (2007-02-22).
↑ Lockwood, M.; Stamper, R.; Wild, M. N. A Doubling of the Sun's Coronal Magnetic Field during the Last 100 Years (en) // Nature : journal. — 1999. — Т. 399. — № 6735. — С. 437—439. — DOI:10.1038/20867
↑ Beer, Jürg Long-term indirect indices of solar variability (en) // Space Science Reviews : journal. — Springer, 2000. — Т. 94. — № 1/2. — С. 53—66. — DOI:10.1023/A:1026778013901
↑ Kirkby, Jasper Cosmic Rays and Climate (en) // Surveys in Geophysics. — 2007. — Т. 28. — С. 333—375. — DOI:10.1007/s10712-008-9030-6
↑ Piddington, J. H. On the origin and structure of stellar magnetic fields (en) // Astrophysics and Space Science(ингл.)татар. : journal. — 1983. — Т. 90. — № 1. — С. 217—230. — DOI:10.1007/BF00651562
↑ Sherwood, Jonathan. Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee (ингл.), University of Rochester (2002-12-03).
↑ Hudson, H. S.; Kosugi, T. How the Sun's Corona Gets Hot (en) // Science. — 1999. — Т. 285. — № 5429. — С. 849. — DOI:10.1126/science.285.5429.849
↑ Hathaway, David H. (2007-01-18). Solar Flares. NASA.
↑ Berdyugina, Svetlana V. (2005). Starspots: A Key to the Stellar Dynamo. Living Reviews.
↑ Küker, M.; Henning, T.; Rüdiger, G. Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems (en) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2003. — Т. 589. — С. 397—409. — DOI:10.1086/374408
↑ Templeton, Matthew (Autumn 2003). Variable Star Of The Season: UV Ceti. AAVSO. әлеге чыганактан 2004-03-05 архивланган. 2026-05-29 тикшерелгән.
↑ Jordan, S.; Werner, K.; O'Toole, S.. First Detection Of Magnetic Fields In Central Stars Of Four Planetary Nebulae (ингл.), Space Daily (2005-01-06). 2009 елның 18 июнь көнендә архивланган
↑ Duncan, Robert C. (2003). 'Magnetars', Soft Gamma Repeaters, and Very Strong Magnetic Fields. University of Texas at Austin. әлеге чыганактан 2012-02-04 архивланган. 2026-05-29 тикшерелгән.
↑ Isbell, D.; Tyson, T.. Strongest Stellar Magnetic Field yet Observed Confirms Existence of Magnetars (ингл.), NASA/Goddard Space Flight Center (1998-05-20).

Сылтамалар

Donati, Jean-François (2003-06-16). Surface magnetic fields of non degenerate stars (en). Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse. әлеге чыганактан 2012-05-26 архивланган.
Donati, Jean-François (2003-11-05). Differential rotation of stars other than the Sun (en). Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse. әлеге чыганактан 2012-05-01 архивланган.
Brainerd, Jerome James (2005-07-06). X-rays from Stellar Coronas. The Astrophysics Spectator. 2007-06-21 тикшерелгән.
{{{башлык}}}(ингл.).

[1] Brainerd, Jerome James (2005-07-06). X-rays from Stellar Coronas. The Astrophysics Spectator.

[2] Wade, Gregg A. (July 8–13, 2004). "Stellar Magnetic Fields: The view from the ground and from space". The A-star Puzzle: Proceedings IAU Symposium No. 224. Cambridge, England: Cambridge University Press. pp. 235–243. Unknown parameter |lang= ignored (help)

[3] Basri, Gibor Big Fields on Small Stars (en) // Science. — 2006. — Т. 311. — № 5761. — С. 618—619. — DOI:10.1126/science.1122815 — PMID 16456068.

[4] Staff. NARVAL: First Observatory Dedicated To Stellar Magnetism (ингл.), Science Daily (2007-02-22).

[5] Lockwood, M.; Stamper, R.; Wild, M. N. A Doubling of the Sun's Coronal Magnetic Field during the Last 100 Years (en) // Nature : journal. — 1999. — Т. 399. — № 6735. — С. 437—439. — DOI:10.1038/20867

[6] Beer, Jürg Long-term indirect indices of solar variability (en) // Space Science Reviews : journal. — Springer, 2000. — Т. 94. — № 1/2. — С. 53—66. — DOI:10.1023/A:1026778013901

[CRC-7] Kirkby, Jasper Cosmic Rays and Climate (en) // Surveys in Geophysics. — 2007. — Т. 28. — С. 333—375. — DOI:10.1007/s10712-008-9030-6

[8] Piddington, J. H. On the origin and structure of stellar magnetic fields (en) // Astrophysics and Space Science(ингл.)татар. : journal. — 1983. — Т. 90. — № 1. — С. 217—230. — DOI:10.1007/BF00651562

[9] Sherwood, Jonathan. Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee (ингл.), University of Rochester (2002-12-03).

[10] Hudson, H. S.; Kosugi, T. How the Sun's Corona Gets Hot (en) // Science. — 1999. — Т. 285. — № 5429. — С. 849. — DOI:10.1126/science.285.5429.849

[11] Hathaway, David H. (2007-01-18). Solar Flares. NASA.

[12] Berdyugina, Svetlana V. (2005). Starspots: A Key to the Stellar Dynamo. Living Reviews.

[13] Küker, M.; Henning, T.; Rüdiger, G. Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems (en) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2003. — Т. 589. — С. 397—409. — DOI:10.1086/374408

[14] Templeton, Matthew (Autumn 2003). Variable Star Of The Season: UV Ceti. AAVSO. әлеге чыганактан 2004-03-05 архивланган. 2026-05-29 тикшерелгән.

[15] Jordan, S.; Werner, K.; O'Toole, S.. First Detection Of Magnetic Fields In Central Stars Of Four Planetary Nebulae (ингл.), Space Daily (2005-01-06). 2009 елның 18 июнь көнендә архивланган

[16] Duncan, Robert C. (2003). 'Magnetars', Soft Gamma Repeaters, and Very Strong Magnetic Fields. University of Texas at Austin. әлеге чыганактан 2012-02-04 архивланган. 2026-05-29 тикшерелгән.

[17] Isbell, D.; Tyson, T.. Strongest Stellar Magnetic Field yet Observed Confirms Existence of Magnetars (ингл.), NASA/Goddard Space Flight Center (1998-05-20).

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]