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恒星磁场

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太阳磁场驾驭著大规模的电浆物质抛射。NOAA影像。

恒星磁场是恒星内部有传导力的电浆运动产生的磁场。这种运动是经由对流产生的，是一种包含物质有形运动的能量传输。地区性的磁场会对电浆产生作用力，在密度没有可以比较的增益下，有效的增加压力。因此被磁化的地区相对于其它的电浆上升，直到抵达恒星的光球。这将在恒星的表面创造出星斑和冕圈的相关现象[1]。

测量

较低处的频谱显示磁场作用在顶端的光源后产生的则曼效应。

恒星的磁场可以利用则曼效应测量。通常，恒星大气层中的原子会吸收电磁频谱中特定频率的能量，在光谱中产生特定的黑暗吸收线。但是，当原子在磁场内，这些谱线就会分裂成多条邻近的谱线。能量也会被极化，而极化的方向取决于磁场原来的方向。因此可以通过检验则曼效应的谱线，确定恒星的磁场强度和方向[2][3]。

恒星的分光偏振谱仪可以用来测量恒星的磁场，这种仪器是摄谱仪和偏振计的结合。第一个来研究恒星磁场的仪器是NARVAL，它安装在法国比利牛斯山比格尔地区的贝尔纳·李奥望远镜上[4]。

各种测量—包括磁强计的测量已经超过150年[5]， 14C用于数木的年轮；和10Be用于冰核[6]—已经建立了可靠的太阳磁场变化年代尺度，包括10年、百年和千年的时间尺度[7]。

场的产生

恒星磁场，依据太阳发电机理论，是在恒星的对流区域内造成的。导电的电浆形成的对流环圈功能很像发电机，这项活动破坏了恒星原始的磁场，然后生成一个偶极磁场。如果恒星经力较差自转－在不同的纬度有不同的字转速率－磁力将受到伤害而成为环形的"通量索"，缠绕著这颗恒星。这种场可以高度的集中，当他们出现在表面上可以产生一些活动[8]。

导电的气体或液体在磁场中转动会产生自感的电流，和自发的磁场，由于结合了较差自转 (物体不同部分有不同的角速度)，就有科氏力和感应的组合。电流的分布可以很复杂，有无数开放和封闭的回圈，因此紧邻这些电流的磁场也是多重缠绕的。但是，在遥远的距离上，只会出现净偶极场的存在，随著距离的增加，在相反方向上流动的电流和磁场会互相抵消，而逐渐的减少。因为主要的电流流动是大规模的导电体运动 (赤道电流)，赤道电流回圈的偶极场是产生的磁场主要成分，因此转动体磁场的磁极会出现在地理两极的附近。

几乎所有天体的磁场都是与自转方向保持一致的，但明显例外的是一些脉冲星。这些发电机模型的另一特点是电流是交流电，而不是直流电。它们的方向，和因此而产生的磁场的方向，多少都有点周期性的交替，改变振幅和反转方向，但仍然或多或少的与自转轴的方向一致。

太阳的主要磁场元件每11年改变一次方向 (所以周期大约是22年)，导致磁场在接近反转的时期会减弱。在蛰伏的时期，太阳黑子的活动处于最大化状态 (因为缺乏磁场对电浆的磁制动)，导致大量的高能电浆粒子被抛射进入日冕和行星际空间中。磁场方向相反的相邻黑子碰撞，磁场的快速消失导致强大的电场产生。电场加速电子和光子成为高能粒子 (数千电子伏特) 导致非常热的喷流使高热的电浆离开太阳的表面和加热日冕中的电浆致很高的温度 (百万K)。

如果气体或液体非常黏稠 (较差自转的湍流造成的)，磁场的反转可能就不会有明显的周期。地球磁场就是这样的例子，电流的湍流在黏稠的外核产生。

表面的活动

星斑是恒星表面上强磁性活动的区域 (在太阳，它们被称为太阳黑子。)，这些由磁流量管构成的可见元件是在恒星的对流层内形成的。由于恒星的较差自转，这些管子被拉伸和蜷缩，抑制了对流和使得这些区域的温度比正常的低[9]。冕圈通常在星斑之上形成，由磁力线形成并扩展至冕中。这些提供冕的加热机制使它达到百万K的高温[10]。

磁场联结的星斑和冕圈还联结了闪焰的活动，和结合日冕物质抛射。电浆倍加热至数千万K，和粒子倍加速到极端的高速度离开恒星表面[11]。

表面可见的活动似乎和主序星的年龄和自转速度有关。有著高速自转的年轻恒星展现出强大的活动。相较之下，像太阳这种自转缓慢的中年恒星，显示出低水平的活动和周期性的变化。一些年老的恒星几乎没有活动的现像，这可能意味著它们已经进入相当于太阳蒙德极小期的平静。测量恒星活动变化的时间可以用于测量恒星较差自转的速率[12]。

磁层

恒星的磁场或形成延伸至周围太空中的磁层。磁力线会从恒星的一个磁极发出，进入另一个磁极结束，形成封闭的环圈。磁层包含从恒星风中陷入的带电粒子，它们会沿著磁力线运动。当恒星自转时，磁层也拖著带电粒子随著转动[13]。

由于恒星发出的物质是随著恒星风从光球出来的，磁层会在这些抛出的物质上产生转矩。这将导致恒星的角动量传输至周围的空间内，造成恒星自转速率的减缓。快速自转的恒星有较高的质量损失率，导致动量的损失也较快。当自转的速率减缓，也会使角速率减缓。经由这种方法，一颗恒星会逐步接近，但永远不会达到零旋转的状态[14]。

磁星

以塞曼-都卜勒成像重建的御夫座SU表面磁场(一颗年轻的金牛T星)。

金牛T星是一种通过重力收缩加热，核心还没有开始燃烧氢的前主序星。它们是磁场活跃的变星，这些恒星的磁场被认为有强烈的恒星风，将角动量转移置环绕在周围的原行星盘。当他塌缩时，会对齐旋转速物产生刹车作用[15]。

小的，M-型恒星 (从0.1–0.6太阳质量) 展现出快速、不规则的变化，被称为耀星。虽然活动相对于恒星的大小是非常的强烈，但它们的波动被假设是由闪焰引起的。在这类恒星上的闪焰可以延伸到圆周的20%，和在光谱的蓝色和紫色部分辐射出非常多的能量[16]。

行星状星云是红巨星抛出的外围封包层，形成向外膨胀的气体壳层。然而，它仍然有许多未解的谜，为何这些气体壳层不完全是球对称的，80%的行星状星云不是球形，而是形成双极或椭圆的星云。形成非球面形状的一个假设是受到恒星磁场的影响，电浆倾向于从磁极的方向抛出，而不是均匀的想所有的方向扩散。观测已经证实至少有4颗行星状星云的中心恒星有著强大的磁场[17]。

一些大质量的恒星在已经停止热核融合之后，有部分的质量会坍缩成为致密的中子，称为中子星。这些天体保有原来恒星值得注意的磁场，但在尺寸上的坍缩造成磁场的强度戏剧性的增强。坍缩的中子星快速的自转使它成为脉冲星，发射出狭窄的能量束周期性的指向观测者。

致密和快速自转的天体 (白矮星中子星、和黑洞) 都具有极强的磁场。刚诞生的以高速自转的中子星磁场强度是如此的强大 (可以高达 108泰斯拉) 使它的电磁辐射有足够的能量快速的 (在短的数百万年间) 减缓恒星自转速率的100至1000倍。掉落到中子星的物质也遵循著磁力线，当它们抵达和撞击到恒星的表面时，到至表面产生两个热点。这些点确实的大小只有几英尺 (大约1米)，但是非常明亮。它们随著自转周期性的发生被食，被假设为虚拟的脉冲辐射来源 (参见脉冲星)。

被极端磁化的中子星称为磁星，它们的形成是核心-坍缩超新星造成的[18]。在1998年对SGR 1806-20的测量证实了这种恒星的存在。这颗恒星的磁场使表面的温度高达1,800万K，和以伽玛射线暴释放出大量的能量[19]。

相对论性电浆喷流也曾经在非常年轻星系中心，延著活跃黑洞的磁极方向被观测到。

相关条目

参考资料

  1. ^ Brainerd, Jerome James. X-rays from Stellar Coronas. The Astrophysics Spectator. July 6, 2005 [2007-06-21]. （原始内容存档于2006-02-25）. 
  2. ^ Wade, Gregg A. 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: 235–243. July 8–13, 2004. doi:10.1017/S1743921304004612. 
  3. ^ Basri, Gibor. Big Fields on Small Stars. Science. 2006, 311 (5761): 618–619. PMID 16456068. doi:10.1126/science.1122815. 
  4. ^ Staff. NARVAL: First Observatory Dedicated To Stellar Magnetism. Science Daily. February 22, 2007 [2007-06-21]. （原始内容存档于2017-09-11）. 
  5. ^ Lockwood, M.; Stamper, R.; Wild, M. N. A Doubling of the Sun's Coronal Magnetic Field during the Last 100 Years. Nature. 1999, 399 (6735): 437–439. Bibcode:1999Natur.399..437L. doi:10.1038/20867. 
  6. ^ Beer, Jürg. Long-term indirect indices of solar variability. Space Science Reviews. 2000, 94 (1/2): 53–66. Bibcode:2000SSRv...94...53B. doi:10.1023/A:1026778013901. 
  7. ^ Kirkby, Jasper. Cosmic Rays and Climate. Surveys in Geophysics. 2007, 28 (5-6): 333–375. arXiv:0804.1938 可免费查阅. doi:10.1007/s10712-008-9030-6. 
  8. ^ Piddington, J. H. On the origin and sˋtructure of stellar magnetic fields. Astrophysics and Space Science. 1983, 90 (1): 217–230. Bibcode:1983Ap&SS..90..217P. doi:10.1007/BF00651562. 
  9. ^ Sherwood, Jonathan. Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee. University of Rochester. December 3, 2002 [2007-06-21]. （原始内容存档于2020-08-07）. 
  10. ^ Hudson, H. S.; Kosugi, T. How the Sun's Corona Gets Hot. Science. 1999, 285 (5429): 849. doi:10.1126/science.285.5429.849. 
  11. ^ Hathaway, David H. Solar Flares. NASA. January 18, 2007 [2007-06-21]. （原始内容存档于2012-07-02）. 
  12. ^ Berdyugina, Svetlana V. Starspots: A Key to the Stellar Dynamo. Living Reviews. 2005 [2007-06-21]. （原始内容存档于2016-06-14）. 
  13. ^ Harpaz, Amos. Stellar evolution. Ak Peters Series. A. K. Peters, Ltd. 1994: 230. ISBN 1568810121. 
  14. ^ Nariai, Kyoji. Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation. Astrophysics and Space Science. 1969, 3 (1): 150–159. Bibcode:1969Ap&SS...3..150N. doi:10.1007/BF00649601. 
  15. ^ Küker, M.; Henning, T.; Rüdiger, G. Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems. The Astrophysical Journal. 2003, 589 (1): 397–409. Bibcode:2003ApJ...589..397K. doi:10.1086/374408. 
  16. ^ Templeton, Matthew. Variable Star Of The Season: UV Ceti. AAVSO. Autumn 2003 [2007-06-21]. （原始内容存档于2007-02-14）. 
  17. ^ Jordan, S.; Werner, K.; O'Toole, S. First Detection Of Magnetic Fields In Central Stars Of Four Planetary Nebulae. Space Daily. January 6, 2005 [2007-06-23]. （原始内容存档于2009-06-18）. 
  18. ^ Duncan, Robert C. 'Magnetars', Soft Gamma Repeaters, and Very Strong Magnetic Fields. University of Texas at Austin. 2003 [2007-06-21]. （原始内容存档于2007-06-11）. 
  19. ^ Isbell, D.; Tyson, T. Strongest Stellar Magnetic Field yet Observed Confirms Existence of Magnetars. NASA/Goddard Space Flight Center. May 20, 1998 [2006-05-24]. （原始内容存档于2020-11-28）. 

外部链接

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