Происхождение магнитных полей звёзд

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ

ФГАОУ ВПО «СЕВЕРО-КАВКАЗСКИЙ ФЕДЕРАЛЬНЫЙ УНИВЕРСИТЕТ»

ИНСТИТУТ МАТЕМАТИКИ И ЕСТЕСТВЕННЫХ НАУК

КАФЕДРА ТЕОРЕТИЧЕСКОЙ ФИЗИКИ

КУРСОВАЯ РАБОТА

по дисциплине «Астрофизика»

на тему: «Происхождение магнитных полей звёзд»

Выполнил:

Кукота М.В.

студент 3 курса группы А направления (специальности) Физика очной формы обучения

Руководитель работы: Топильская Галина Петровна, кандидат физико-математических наук, доцент кафедры теоретической физики

Ставрополь, 2013 г.

УТВЕРЖДАЮ

Заведующий кафедрой

Теоретической физики

Волкова В.И.

Институт Естественный Наук

Кафедра Теоретической Физики

Направление (специальность) Физика

Профиль (специализация) Физика конденсированного состояния вещества

ЗАДАНИЕ

на курсовую работу

студента Кукота Максима Валерьевича

по дисциплине «Астрофизика»

1. Тема работы Происхождение магнитных полей звёзд

2. Цель: рассмотреть магнитные поля различных звёзд, а также теории происхождения самого магнитного поля звёзд.

3. Задачи:

. Перечень подлежащих разработке вопросов:

а) по теоретической части:

) рассмотреть магнитные поля звёзд Главной Последовательности

) рассмотреть магнитные поля звёзд на поздних стадиях эволюции

) рассмотреть теории возникновения магнитных полей звёзд

б) по аналитической части:

. Исходные данные:

а) по литературным источникам:

Российская Астрономическая Сеть [Электронный ресурс] // Астронет. - Режим доступа: #"869260.files/image001.gif"> соответствуют В-звездам главной последовательности. В случае звезд Не-r не существует фотометрических критериев, по которым их можно отличить от непекулярных объектов спектрального класса В. Звезды He-wk делятся на 3 подгруппы:

) PGa (не показывают ни фотометрической, ни спектральной переменности);

2) Si ;

3) SrTi (спектрально и фотометрически переменные звезды).

Химический состав гелиевых звезд представлен на рисунке 2.1 из работы Любимкова [2]. Видим, что, в отличие от CP-звезд других типов, здесь не наблюдается роста степени аномалий содержания с увеличением атомного номера элемента.

Рисунок 2.1 - Химический состав гелиевых звезд (из работы Любимкова, 1995)

Магнитные поля гелиевых звезд были обнаружены и исследованы Борра и Ландстритом (см., например, [3]). СР-звезды с ослабленными линиями гелия изучены в работе [4]. Для 12 объектов было обнаружено или подтверждено существование магнитных полей; 9 из них принадлежат подгруппе кремниевых звезд или подгруппе SrTi Ар- звезд со слабыми линиями Не. По-видимому, среди звезд He-wk, обладателей сильных магнитных полей (более 1 кГс) больше, чем среди Ар-звезд, но меньше, чем среди Не-г-звезд.

В работах Борра и Ландстрита [5], Болендера и др. [6] исследованы звезды с усиленными линиями гелия. Авторы показали, что в целом как группа, звезды Не-r имеют поля в 3 раза большие, чем Ар-звезды. Члены группы с большими и малыми скоростями вращения имеют сравнимые магнитные поля. Распределение по vesin(i) соответствует распределению нормальных В-звезд, что указывает на относительную неэффективность магнитного торможения перед стадией ГП или во время жизни на ГП этих массивных короткоживущих объектов. [7]

b) Si - звёзды

Давно известно, что гелий и кремний в горячих СР- звездах меняются в противофазе. Это означает, что они распределены существенно различно по поверхности: в большинстве случаев области концентрации гелия и кремния не перекрываются. Но по отношению к вращению сохраняется та же закономерность, что и для гелиевых звезд-быстрые ротаторы в основном видны с магнитных полюсов (т.е. нереверсивные), а медленные ротаторы видны со стороны магнитного экватора (т.е. реверсивные).

Можно сделать и другой вывод: кремний в СР-звездах концентрируется чаще всего в районе магнитных полюсов, поэтому он хорошо выделен в спектрах нереверсивных магнитных звезд, преимущественно видимых с полюсов. Звезды Si+ видны также и со стороны магнитного экватора, поэтому мы можем наблюдать аномалии не только кремния, но и других химических элементов. В целом, для быстрых ротаторов имеем 19 нереверсивных и 7 реверсивных, а для медленных-9 нереверсивных и 13 реверсивных магнитных звезд с аномальными линиями кремния. В среднем, поле больше для звезд-членов скоплений как для быстрых, так и для медленных ротаторов.[8]

c) SrCrEu - звёзды

С помощью известных данных о средних поверхностных магнитных полях Bs СР-звезд SrCrEu-типа изучено изменение Bs с возрастом. Использование более точного материала позволило получить данные, подтверждающие, что среднее поверхностное магнитное поле CP-звезд уменьшается обратно пропорционально кубу радиуса, как и предполагается в случае дипольной конфигурации поля.

Поскольку оценки времени чисто омической диссипации магнитного поля дают величины много больше времени жизни звезд на главной последовательности, то наличие кубической зависимости не противоречит предположению, что полный магнитный поток не изменяется в течение всего времени пребывания звезды на главной последовательности. Магнитное поле уменьшается только вследствие омической диссипации, и нет других источников его разрушения, таких как дифференциальное вращение, меридиональная циркуляция, турбуленция и др. В случае существования дополнительных источников диссипации поверхностное поле уменьшалось бы быстрее. Атмосфера звезды настолько стабильна, что появляются условия для диффузии химических элементов, приводящей к химическим аномалиям.

Рисунок 2.2 - Гистограмма распределения числа звезд с известными Bs по разным относительным радиусам R/Rz

Вследствие недостаточного количества данных, нет четких сведений о поведении магнитного поля вблизи начальной главной последовательности. Левая граница на рассматриваемых зависимостях обозначается довольно резко, что свидетельствует о достаточно коротком времени появления магнитного поля по сравнению со временем жизни на главной последовательности. Это хорошо видно на рисунке 2.2., где представлена гистограмма количества звезд на разных R/Rz.

Экстраполяция средней зависимости Bs на линию нулевого возраста показывает, что в период выхода магнитных звезд на главную последовательность магнитное поле звезд SrCrEu-типа имеет в среднем величину 18 кГс. [9]

d) Am - звёзды

Вопрос о присутствии магнитного поля у Am-звёзд дискутируется до настоящего времени, хотя большинство исследователей (в том числе Конти, Борра, Босгард, В.М. Кувшинов и др.) его не обнаруживают.

Если поле у Am-звёзд всё же существует, но имеет сложную, недипольную, конфигурацию, методами анализа круговой поляризации его можно и не обнаружить. Альтернатива - это поиск магнитного уширения линий. Было выполнено несколько таких работ, такими учёными, как Матис, Ланц, Бикмарёв и др. Все они пришли к выводу, что всё-таки поле существует, но имеет сложную структуру.

Хотя большинство исследователей считает Am-звёзды немагнитными (отсутствие спектральной переменной косвенным образом подтверждает этот тезис), проблема остаётся открытой. Как правило, наблюдения круговой поляризации надёжно свидетельствуют об отсутствии измеримых крупномасштабных продольных магнитных полей, в то же время наблюдается уширение линий, которое может быть вызвано магнитными полями, имеющими сложную недипольную структуру.

По-видимому, только высокоточные измерения 4-х параметров Стокса с высоким спектральным разрешением дадут ответ на вопрос о присутствии магнитных полей у Am-звёзд. [7]

e) нормальные звёзды Главной Последовательности

Ярким примером нормальных Звёзд Главной Последовательности является Солнце. В отличие от ближайшего космического пространства, непосредственное измерение магнитных полей на Солнце магнитометрами невозможно. Не только из-за технических трудностей посылки космического зонда к Солнцу, но также из-за высокой температуры его вещества, которую не может выдержать ни один прибор. Поэтому как на Солнце, так тем более и на других более удаленных объектах, магнитные поля можно измерять лишь косвенно - анализируя электромагнитное излучение.

Д. Хейл был первым, кто продемонстрировал существование магнетизма за пределами Земли. Многолетние наблюдения показали, что сильные магнитные поля имеются лишь в так называемых активных областях на Солнце - в солнечных пятнах (десятые доли тесла или тысячи гаусс) и окружающих их факельных полях, где магнитная индукция порядка тысячных долей тесла (десятки и сотни гаусс). В других местах типичны поля 0,1-0,2 мТл (1-2 Гс). Так что вне активных областей магнитное поле Солнца имеет близкий к дипольному характер с магнитными полюсами, примерно совпадающими с осью вращения.

Общее магнитное поле Солнца меняется в ходе 11-летнего цикла солнечной активности. В течение одного 11-летнего периода регулярное поле на Солнце одного знака, например, северный магнитный полюс, совпадает с северным гелиографическим, а на протяжении следующего 11-летнего цикла полярность оказывается противоположной. Таким образом, на самом деле цикличность солнечной активности имеет период не 11 лет, а 22-23 года. В периоды «переполюсовки» поле в северном и южном полушариях меняет знак не одновременно. На несколько месяцев Солнце превращается в магнитный «монополь». Магнитные поля биполярных областей также подчиняются некоторому закону чередования. В течение 11-летнего цикла все восточные части областей одного полушария Солнца имеют северную полярность, а западные - южную. В другом полушарии восточные и западные части биполярных областей имеют противоположную последовательность полюсов. В следующем 11-летнем цикле полярности восточных и западных частей меняются.

Первые телескопические наблюдения солнечных пятен выполнены Г. Галилеем в 1610 г. Но пятна на Солнце были известны многим народам и раньше. Изредка появляются пятна таких размеров, что их можно видеть невооруженным глазом. Иногда наблюдения столь крупных пятен фиксировалось в летописях. Возникновение солнечных пятен всегда связано с появлением значительных (0,1 Тл = 1000 Гс) магнитных полей. Таким образом, Солнце является магнитопеременной звездой с довольно сложным характером переменности. [10]

1.2 Магнитные поля звёзд на поздних стадиях эволюции

a)      гиганты

Отличительной особенностью гигантов является то, что они служат источниками крайне сильного солнечного ветра (потоки заряженных частиц, испускаемых светилом) - в общей сложности звезда может тратить до трети массы за время жизни на такой ветер. При этом движение заряженных частиц вдоль линий магнитного поля сказывается на спектре излучения звезды.

Для примера рассмотрим звезду NGC 1624-2. Она относится к голубым гигантам. Масса этой звезды в 35 раз больше массы Солнца. Индукция магнитного поля в полярных регионах звезды достигает 20 кГс. Это в 20 тысяч раз больше значения аналогичного параметра для Солнца, и является абсолютным рекордом не только для звезд класса O, но и для всех звезд главной последовательности (в свою очередь магнитные поля нейтронных звезд могут быть на несколько порядков мощнее).

Примечательно, что скорость вращения звезды оказалась крайне низкой - один оборот светило делает за 160 дней. Таким образом, мощность магнитного поля не связана с динамическими эффектами от вращения.[11]

Рассмотрим звезду 40 Eri B. Она является ближайшим к Солнцу, и поэтому самым ярким одиночным белым карликом. Измерено продольное магнитное поле (проекция полного вектора магнитного поля на луч зрения), которое оказалось переменным вследствие вращения звезды, и составило от -5 кГс до +5 кГс. Период вращения 40 Eri B оказался 5 часов 17 минут.

На рисунке 2.3 показана фазовая кривая поведения магнитного поля 40 Eri B. Незаполненные кружки - индивидуальные измерения, заполненные кружки - средние данные в интервалах фазы вращения. Из этих данных найдено, что ориентация магнитного поля 40 Eri B близка к дипольной. Углы между осью вращения и лучом зрения, и между осью вращения и осью диполя близки к 90 градусов (наиболее вероятная ориентация). Напряженность магнитного поля на полюсе диполя около 7 кГс. [12]

Рисунок 2.3 - Фазовая кривая поведения магнитного поля 40 Eri B

c) нейтронные звёзды

Нейтронные звезды образуются в результате катастрофического сжатия (коллапса) обычных звезд, исчерпавших источники термоядерной энергии. Звездное вещество представляет собой раскаленную плазму с высокой электропроводностью, В такой плазме силовые линии магнитного поля приклеены к частицам, т. е. двигаются вместе с плазмой (это называется «вмороженностью» магнитного поля). При сжатии звезды общее число силовых линий, пронизывающих звезду (поток магнитного поля), сохраняется. Следовательно, при сжатии увеличивается число силовых линий, приходящееся на единицу площади сечения звезды, т. е. растет напряженность магнитного поля. Очевидно, напряженность поля нарастает обратно пропорционально квадрату радиуса звезды. В этом смысле магнитное поле при сжатии увеличивается.

Однако если мы будем измерять напряженность магнитного поля на некотором расстоянии от сжимающейся звезды, то обнаружим уменьшение поля. Это легко понять, если вспомнить, что напряженность поля на некотором расстоянии от системы токов прямо пропорциональна ее магнитному дипольному моменту, который в данном случае есть произведение магнитного потока, пронизывающего звезду, на ее радиус (для простоты вычислений примем его равным 7 км). Очевидно, при таком сжатии магнитное поле на поверхности усилится в 10 млрд. раз (дипольный момент уменьшится в 100 тыс. раз, а квадрупольный в 10 млрд. раз).

Полученная оценка весьма приближенная, хотя бы уже потому, что из звезды типа Солнца нейтронной звезды не сделаешь. Нужны более массивные звезды. И все-таки эта оценка дает правильное представление о порядке величины магнитного поля.

Изменение магнитного поля при коллапсе звезды

Поле на поверхности звезды возрастает от величины В0 до величины В (нейтронная звезда). В некоторой пробной точке А, удаленной на расстояние Кд, напряженность поля, наоборот, падает от величины В к величине Вд.

Распространив приведенные рассуждения на более высокие мультипольные моменты магнитного поля, мы легко получим изящный результат: коллапс звезды очищает ее магнитное поле; так как более высокие мультиполи звезды пропорциональны более высоким степеням ее радиуса, при сжатии они исчезают еще быстрее, чем дипольный момент. Коллапс звезды является как бы чистилищем для ее магнитного поля. Это свойство коллапса оправдывает традиционное предположение о чисто дипольном характере магнитного поля нейтронных звезд.

2. Теории происхождения магнитного поля звёзд

Исследование магнитных звезд может дать некоторую информацию о происхождении поля. Причём не только в этих звездах, но и в обычных, где напряженность меньше.

Наблюдениям доступны только магнитные поля, выходящие из звезды в окружающее пространство <#"869260.files/image005.gif"> ,

где Rm - магнитное число Рейнольдса, v - характерная скорость движений.

Необходимое условие работы гидромагнитного динамо обычно заключается в том, чтобы Rm превышало некоторое значение Rm крит ≥10. В космической плазме Rm, как правило, очень велико, и этот критерий выполнен с большим запасом. К достаточным условиям работы гидромагнитного динамо относится ряд ограничений на геометрические, точнее топологические, свойства течения.

Эти ограничения достаточно полно установлены для случая, когда рассматривается поведение магнитного поля при заданном течении плазмы (кинематическое динамо). В частности, гидромагнитное динамо невозможно, когда движение происходит вдоль сферических или плоских поверхностей. При движениях проводящей среды вдоль поверхностей других типов оно возможно. Магнитное поле при этом (если пренебречь его влиянием на движение) растёт экспоненциально. Однако скорость роста поля оказывается малой в случае больших Rm (медленное динамо). Такое динамо может работать в ядрах планет, где Rm относительно невелики: в земном ядре Rm>>150. Поскольку для большинства космических объектов значения Rm очень велики, принципиально важно ответить на вопрос, существует ли быстрое динамо со скоростью роста, не стремящейся к нулю (или к отрицательному значению) при Rm >> 1.

Рисунок 3.1 - Усиление магнитного поля путём перекручивания и удвоения петель

Пример быстрого динамо, предложенный Я.Б. Зельдовичем, показан на рисунке 3.1. Быстрое динамо может работать в типичной для космических условий турбулентной среде. В то же время турбулентные движения запутывают магнитные силовые линии, уменьшая их характерный масштаб. Для усиления и поддержания крупномасштабных магнитных полей турбулентные движения не должны обладать зеркальной симметрией. Нарушение зеркальной симметрии означает преобладание вихрей одного знака (правовинтовых или левовинтовых). Такая турбулентность не типична для лабораторных экспериментов, однако естественным образом возникает в космических условиях благодаря вращению неоднородных небесных тел. Как показали теоретические исследования, зеркально-несимметричные случайные движения способны генерировать крупномасштабное магнитное поле.

Рисунок 3.2 - Генерация магнитного поля в случае неоднородного вращения плазмы

На рисунке 3.2 изображена генерация магнитного поля в случае неоднородного вращения плазмы. В результате накручивания вмороженных магнитных силовых линий из исходного полоидального (меридионального) поля Вр образуется азимутальное поле Вj. Штриховым кружком отмечена одна петля, созданная турбулентными движениями.

Рисунок 3.3 - Гидромагнитное динамо при наличии средней спиральности движений плазм

На рисунке 3.3 изображено гидромагнитное динамо при наличии средней спиральности движений плазмы. Преобладание течений указанного типа (левоcторонняя спираль) приводит к появлению электрического тока jj, параллельного магнитному полю Bj. Такой ток в свою очередь создаёт магнитное поле, перпендикулярное исходному полю. Повторное применение эффекта к новому полю позволяет создать поле, параллельное (или антипараллельное) исходному, т. е. приводит к самовозбуждению системы.

Эффекты генерации магнитного поля благодаря неоднородному (дифференциальному) вращению и спиральности турбулентности составляют основу теории турбулентного гидромагнитного динамо крупномасштабных магнитных полей. Эта теория используется при решении ряда астрофизических задач: генерация магнитных полей в ядрах планет, в дисках двойных рентгеновских источников, в галактическом диске, существование солнечного цикла и др.

В дополнение к указанным двум эффектам крупномасштабное поле подвергается турбулентной диффузии, которая гораздо эффективнее омической. Кроме того, неоднородная (в частности, у границ) турбулизованная проводящая среда с большим Rm ведёт себя подобно диамагнетику, т. е. крупномасштабное магнитное поле выталкивается из турбулентной области. К выталкиванию магнитных силовых линий приводят и крупномасштабные течения плазмы с замкнутыми линиями тока. Своеобразный эффект вытеснения поля возможен в ячеистой конвекции, в которой жидкость поднимается в центре ячейки и опускается у её границ.

В теоретических работах много внимания уделяется построению моделей гидромагнитного динамо для ламинарных течений плазмы. Первым примером такого динамо была модель самовозбуждения магнитного поля в системе, состоящей из двух сфер, вращающихся вокруг непараллельных осей и погружённых в среду с конечной проводимостью. Построены точные решения уравнений гидромагнитного динамо для системы из двух тороидальных вихрей, винтового движения вдоль цилиндрических поверхности и многое другое. Идеи ламинарного гидромагнитного динамо используются при объяснении происхождения магнитных полей в планетах и двойных звёздных системах. [14]

Заключение

В ходе выполнения работы по теме «Происхождение магнитных полей звёзд» был раскрыт ряд определенных вопросов.

В первой части работы были подробно рассмотрены магнитные поля звёзд различных типов а именно:

) Магнитные поля звёзд Главной Последовательности:

гелиевые звёзды, Si - звёзды, SrCrEu - звёзды, Am - звёзды и нормальные звёзды Главной Последовательности

) Магнитные поля звёзд на поздних стадиях эволюции:

гиганты, белые карлики и нейтронные звёзды.

Вторая часть работы посвящена изучению теорий происхождения магнитных полей звёзд:

)        Теория реликтового происхождения поля

)        Динамо-механизм генерации магнитного поля.

Разобран их механизм генерации.

Список использованной литературы

1. Hunger, K. Upper Main Sequence CP stars [Текст] / К. Hunger // IAU Coll. Crimea Reidel. - No.90. - р. 257.

. Любимков, Л.С. Химический состав звезд: метод и результаты анализа [Текст] / Л.С. Любимков // НПФ "Астропринт. - 1995. - 323 с.

3. Borra, E.F [Текст] / E.F. Borra, J.D. Landstreet // Astrophys.J - 1979. - р. 809.

. Борра и др. [Текст] / E.F. Borra, J.D. Landstreet, I.B. Thompson // Astrophys. J. Suppl. - 1983. - Ser. 53. - р. 151.

. Borra, E.F [Текст] / E.F. Borra, J.D. Landstreet // Astrophys.J. - 1979. - р. 809.

. Болендер и др. [Текст] / D. A. Bohlender, D.N. Brown, J.D. Landstreet, I.B. Thompson // Astrophys. J. - 1987. - р. 352.

. Романюк, И.И. Магнитные CP-звезды Главной последовательности II. Физические параметры и химический состав атмосфер [Текст] / И.И. Романюк // Астрофизический Бюллетень. - 2007. - т. 62 - 102 с.

. Романюк, И.И. Магнитные CP-звезды Главной последовательности III. Результаты измерений магнитных полей [Текст] / И.И. Романюк // Астрофизический Бюллетень. - 2010. - т. 65 - 403 с.

. Глаголевский, Ю.В. Изменение магнитного поля CP-звезд с возрастом [Текст] / Ю.В. Глаголевский, Е. Герт // Бюлл. Спец. астрофиз. Обсерв. - 2005. - т. 58 - 27 с.

.Магнитное поле Солнца и звёзд [Электронный ресурс] // НИЖ Биофаил. - Режим доступа: ( http://biofile.ru ).

. NGC 1624-2 - звезда с самым мощным магнитным полем [Электронный ресурс] // НПЖ наука 21 век. - Режим доступа: ( http://nauka21vek.ru ).

. Фабрика, С.Н. Первая регистрация магнитного поля и вращения нормальных белых карликов [Текст] / С.Н. Фабрика // САО РАН. - 2003. - 25 с.

. Пикельнер, С.Б. Магнитные звёзды [Текст] / С.Б. Пикельнер, В.Л. Хохлова // Успехи физических наук. - т. 107. - 389 с.

. Рузмайкин, А.А. Физика Космоса [Электронный ресурс] // Астронет. - Режим доступа: ( http://www.astronet.ru ).