Hamowanie magnetyczne (astronomia)

Linie pola magnetycznego obracają się razem ze Słońcem jako ciałem stałym. Zjonizowany materiał przenoszony wzdłuż linii pola w pewnym momencie

.

Słońca

Hamowanie magnetyczne to teoria wyjaśniająca utratę momentu pędu gwiazdy w wyniku przechwycenia materii przez pole magnetyczne gwiazdy i wyrzucenia jej na dużą odległość od powierzchni gwiazdy. Odgrywa ważną rolę w ewolucji podwójnych gwiazd .

Problem

Obecnie akceptowana teoria ewolucji Układu Słonecznego głosi, że Układ Słoneczny powstał z kurczącej się chmury gazowej. Gdy chmura się kurczy, moment $musi$ być zachowany . Każdy mały obrót netto chmury spowoduje wzrost wirowania, gdy chmura się zapadnie, zmuszając materiał do obracania się dysku. W gęstym centrum tego dysku protogwiazda , która czerpie ciepło z energii grawitacyjnej upadku. Gdy zapadanie się trwa, prędkość rotacji może wzrosnąć do punktu, w którym akreująca protogwiazda może się rozpaść z powodu siły odśrodkowej na równiku.

Dlatego prędkość rotacji musi zostać zahamowana podczas pierwszych 100 000 lat życia gwiazdy, aby uniknąć tego scenariusza. Jednym z możliwych wyjaśnień hamowania jest interakcja pola magnetycznego protogwiazdy z wiatrem gwiazdowym. W przypadku naszego własnego Słońca, kiedy momenty pędów planet porównuje się z momentami Słońca, Słońce ma mniej niż 1% swojego przypuszczalnego momentu pędu. Innymi słowy, Słońce zwolniło swój obrót, podczas gdy planety nie.

Idea hamowania magnetycznego

Zjonizowany materiał uchwycony przez linie pola magnetycznego będzie obracał się wraz ze Słońcem, jakby był ciałem stałym. Gdy materia ucieka ze Słońca z powodu wiatru słonecznego , silnie zjonizowany materiał zostanie przechwycony przez linie pola i obraca się z taką samą prędkością kątową jak Słońce, mimo że jest przenoszony daleko od powierzchni Słońca, aż w końcu ucieknie . Ten efekt przenoszenia masy daleko od centrum Słońca i wyrzucania jej spowalnia wirowanie Słońca. Ten sam efekt jest używany do spowolnienia wirowania obracającego się satelity ; tutaj dwa druty nawijają ciężarki na odległość, spowalniając wirowanie satelitów, następnie druty są przecinane, pozwalając ciężarkom uciec w przestrzeń kosmiczną i trwale okradając statek kosmiczny z momentu pędu .

Teoria hamowania magnetycznego

Gdy zjonizowany materiał podąża za liniami pola magnetycznego Słońca, w wyniku zamrożenia linii pola w plazmie , naładowane cząstki odczuwają siłę wielkości: ${\ displaystyle \ mathbf {F}}$

{\ Displaystyle \ mathbf {F} = q \ mathbf {v} \ razy \ mathbf {B}}

gdzie $to$ $to$ , prędkość, a wektor pola $.$ To działanie zginające zmusza cząstki do „ korkociągu ” wokół linii pola magnetycznego, gdy są utrzymywane w miejscu przez „ciśnienie magnetyczne” $gęstość$ energii”, podczas obracania się razem ze Słońcem jako ciało stałe:

{\ Displaystyle P_ {B} = {\ Frac {B ^ {2}} {2 \ mu _ {0}}}}

Ponieważ siła pola magnetycznego maleje wraz z sześcianem odległości, będzie miejsce, w którym kinetyczne ciśnienie gazu $sol {\ Displaystyle P_ {g}}$ gazu jest wystarczająco duże, aby oderwać się od linii pola:

{\ Displaystyle P_ {g} = nmv ^ {2}}

gdzie n to liczba cząstek, m to masa pojedynczej cząstki, a v to prędkość radialna od Słońca lub prędkość wiatru słonecznego.

Ze względu na wysoką przewodność wiatru gwiazdowego, pole magnetyczne na zewnątrz Słońca maleje wraz z promieniem, podobnie jak gęstość masy wiatru, tj. maleje zgodnie z prawem odwrotności kwadratów. Pole magnetyczne jest zatem dane przez

{\ Displaystyle B (r) = B_ {s} {\ Frac {R ^ {2}} {r ^ {2}}}}

gdzie $jest$ na powierzchni Słońca i $promieniem$ . Krytyczną odległość, na której materiał oderwie się od linii pola, można następnie obliczyć jako odległość, w której ciśnienie kinetyczne i ciśnienie magnetyczne są równe, tj.

{\ Displaystyle P_ {B} = P_ {g} \ Strzałka w prawo}

{\ Displaystyle {\ Frac {B (r_ {c}) ^ {2}} {2 \ mu _ {0}}} = nmv ^ {2} \ strzałka w prawo}

{\ Displaystyle {\ Frac {B_ {s} ^ {2}R^{4}}{2\mu _{0}r_{c}^{4}}}=nmv^{2}}

Jeśli utrata masy Słońca jest wielokierunkowa, to utrata masy ${\ Displaystyle nm = {\ Frac {dM / dt} {4 \ pi r ^ {2} v} }}$ ; podłączając to do powyższego równania i wyodrębniając promień krytyczny, wynika z tego

{\ Displaystyle r_ {c} = R \ lewo ({\ Frac {2 \ pi B_ {s} ^ {2} R ^ {2 }}{\mu _{0}v{\dot {M}}}}\right)^{1 \ponad 2}}

Dzisiejsza wartość

Obecnie szacuje się, że:

Tempo utraty masy Słońca wynosi około ${\ Displaystyle {\ kropka {M}} = dM / dt = 2 \ cdot 10 ^ {9} \ ,{\rm {kg/s}}}$
Prędkość wiatru słonecznego wynosi ${\ Displaystyle v = 5 \ cdot 10 ^ {5} \, {\ rm {m / s}}}$
Pole magnetyczne na powierzchni wynosi ${\ Displaystyle B_ {s} \ około 10 ^ {-4} {\ rm {T}}}$
Promień słoneczny wynosi ${\ Displaystyle R = 7 \ cdot 10 ^ {5} \, {\ rm {km}}}$

Prowadzi to do promienia krytycznego ${\ Displaystyle r_ {c} = 15 R _ {\ odot}}$ . Oznacza to, że zjonizowana plazma będzie obracać się razem ze Słońcem jako ciało stałe, aż osiągnie odległość prawie 15 razy większą od promienia Słońca; stamtąd materiał oderwie się i przestanie oddziaływać na Słońce.

Ilość masy słonecznej potrzebnej do wyrzucenia wzdłuż linii pola, aby Słońce całkowicie przestało się obracać, można następnie obliczyć za pomocą określonego momentu pędu:

{\ Displaystyle {\ Frac {j _ {\ odot}} {j_ {c}}} = \ lewo ({\ Frac {R_ {\ odot}}} r_{c}}}\right)^{2}\około 0,5\%}

Sugerowano, że słońce straciło porównywalną ilość materiału w ciągu swojego życia.

Osłabione hamowanie magnetyczne

W 2016 roku naukowcy z Carnegie Observatories opublikowali wyniki badań sugerujące, że gwiazdy na podobnym etapie życia jak Słońce obracały się szybciej niż przewidywały teorie hamowania magnetycznego. Aby to obliczyć, wskazali ciemne plamy na powierzchni gwiazd i śledzili je, gdy poruszały się wraz z ruchem obrotowym gwiazd. Chociaż ta metoda okazała się skuteczna w pomiarach rotacji młodszych gwiazd, „osłabione” hamowanie magnetyczne starszych gwiazd okazało się trudniejsze do potwierdzenia, ponieważ te ostatnie notorycznie mają mniej plam gwiazdowych. W badaniu opublikowanym w Nature Astronomy w 2021 roku naukowcy z University of Birmingham zastosował inne podejście, a mianowicie asterosejsmologię , aby potwierdzić, że starsze gwiazdy wydają się obracać szybciej niż oczekiwano.

Zobacz też