Сунчево магнетно поље
Сунчево магнетно поље је магнетно поље генерисано унутар Сунца путем кретања проводне плазме унутар њега. Кретање плазме је покренуто конвекцијом, врстом енергетског транспорта преко померања материјала. Локализовано магнетно поље делује магнетном силом на плазму и тако јој ефективно повећава притисак. Намагнетисане области се подижу у односу на остатак плазме све до фотосфере. Ово ствара звездане пеге[1][2][3] на површини и сродни феномен короналних петљи.[4]
Аналогно Сунчевом магнетном пољу, постоје и магнетна поља других звезда.
Карактеристике уреди
Опште магнетно поље Сунца је диполно и слабо. Његова јачина се креће од 10-4 до 5*10-4 Т, а линије силе магнетног поља налазе се у меридијанској равни. Линије магнетног поља истежу се и постављају у правцу од истока ка западу.
Сматра се да магнетно поље настаје у конвективној зони динамо механизмом. Принцип рада динамо машине на Сунцу је да је унутрашњост Сунца због високе температуре јонизована, а средина је електропроводна плазма, те када се плазма креће у магнетном пољу, она индукује струју која појачава магнетно поље. У Сунчевој конвективној зони тај механизам настаје динамиком плазме, тј. интеракцијом брзинских и магнетних поља уз учешће турбуленције.[5]
Глобална кретања уреди
У савременим теоријским моделима претпостављају се две врсте глобалних кретања на Сунцу: диференцијална ротација и меридијанска циркулација.
- Диференцијална ротација
Диференцијална ротација настаје интеракцијом Сунчеве ротације и конвекције уз деловање Кориолисове силе у конвективној зони. Диференцијална ротација деформише ротациони профил у меридијанској равни. Она појачава првобитно слабо диполно магнетно поље намотавајући магнетне линије сила које су у електропроводном флуиду плазме замрзнуте у свом окружењу. Ротација је нарочито појачана у области где је угао φ≤40°. Намотане магнетне линије сила стварају тороидално магнетно поље које се одржава у конвективној зони и знатно је јаче од почетног поља. Када то поље достигне одређену јачину, избија на Сунчеву површину и његовим избијањем започиње циклус Сунчеве активности.
- Осно-симетрична меридијанска циркулација
Осно-симетрична меридијанска циркулација је глобално кретање које производе џиновске конвективне ћелије. Ово кретање има смер ка екватору за хелиогрфске ширине φ<40°, а ка половима за φ>40°.[6]
Узрок настанка магнетног поља уреди
Постоји неколико идеја о томе шта би могао да буде узрок настанка новог диполног магнетног поља приликом Сунчевог циклуса.[7]
- Хеликоидална или циклонска турбуленција
Хеликоидална или циклонска турбуленција једна је од претпоставки настанка новог диполног магнетног поља. Овом претпоставком турбуленција подразумева настанак поља комбинацијом локалног вертикалног кретања плазме и њеног увртања око радијалне осе.
- Миграција површинских магнетних поља ка половима
Друга хипотеза о настанку новог диполног поља је хипотеза миграције површинских магнетних поља ка половима. Миграција настаје због меридијанске циркулације брзином од 10 м/с за углове φ>40°. Основане су претпоставке да се узрок и градијент брзине ротације миграције налази у конвективној зони. Ново поље је супротног поларитета од старог, јер га ослабљује, поништава и ствара ново тороидално поље истим механизмом. Тако је свако ново тороидално поље супротно оријентисано у односу на претходно. Промена поларитета магнетног поља доказана је мерењима у сваком новом циклусу. Трајање циклуса није увек 11 година, већ он може да траје од 8 до 14 година. Диполно магнетно поље је најјаче близу минимума циклуса, а тороидално или азимутално је најјаче близу максимума Сунчеве активности.
Локална магнетна поља уреди
Локална магнетна поља су поља у ограниченим малим областима фотосфере. Њих је још 1908. године измерио Хејл помоћу Земановог ефекта. Ова мала магнетна поља се појављују на местима где густо паковане тороидалне линије силе магнетног поља пречника мањим од 1.000 км изненада избијају на површину.
Локална магнетна поља су јака поља, хиљаду пута су јача од просечног интензитета поља у околини и концентрисана су у магнетне цеви. Избијањем овог поља у фотосфери активност постаје видљива, јављају се светле факуле и плаже, а у њиховој непосредној близини и тамне пеге. Током година, интензитет магнетног поља се најпре појачава, па слаби, да би се поље сасвим поништило на екватору где се сустичу супротни поларитети.[8]
Локална магнетна поља не остају у фотосфери, већ испливавају вертикално кроз хромосферу до короне као затворене петље или лукови. Димензије ових, такозваних хладних петљи, се у све ређој средини повећавају и у корони постају џиновске конфигурације затвореног магнетног поља које задржавају хладнију и гушћу плазму нижих слојева, скоро неизмењене температуре и густине. Оне одолевају динамичком дејству сила и живећи недељама чине везу активности између фотосфере короне. Лукови и петље свих облика и димензија чине затворено магнетно поље и супротстављају се кретању плазме нормално до линије сила. Насупрот њима, постоје облаци отвореног магнетног поља где динамичке силе савладавају баријеру, пробијају је и тако настају отворене линије магнетног поља. Кроз отворене линије поља плазма брзо и непрекидно истиче у више слојеве и напушта Сунце.
Корона је нехомоген Сунчев слој. У регионима отвореног поља концентрација честица је бар 3 пута мања од околине. Отворена и затворена магнетна поља одређују структуру короне, то јест настају нехомогености великих размера. Короналне кондензације су области затвореног магнетног поља са већом концентрацијом честица, а короналне рупе су области отвореног магнетног поља са знатно смањеном концентрацијом честица. Пошто је мера емисије зрачења функција концентрације честица, може се објаснити зашто су на сателитским снимцима короне у X-зрачењу поларне области тамне.
Корона у минимуму активности у поларним областима показује карактеристичну структуру, када зраци и пера дивергирају. Опште је мишљење да ови облици манифестују диполно магнетно поље. У максимуму активности облик короне је потпуно измењен и има скоро сферан облик, а поларне области нису јасно назначене. То је фаза најслабијег диполног магнетног поља. Да би се објаснила зашто магнетна активност у једном циклусу најпре слаби, достиже максимум, па ишчезава да би се поново јавила и појачала, претпоставља се појава новог слабог диполног поља супротно оријентисаног у односу на претходно.[9]
Посматрања уреди
Сунце је једина звезда за коју можемо добити детаљну расподелу јачине магнетног поља по површини, а не само средњу вредност јачине поља за целу звезду. Све што је познато о Сунчевом магнетном пољу засновано је на његовом директном мерењу у фотосфери и праћењу промене његовог флукса. Емпиријски је установљено да циклус активности Сунца зависи од модулације магнетног флукса кроз његову површину. Период промене флукса има период од 11 година, тј. од 22 године ако се рачуна другачији поларитет магнетног поља у сваком другом циклусу.[10]
Посматрања показују да магнетни флукс из унутрашњости избија на површину у локализованим малим областима. Према брзини избијања оцењује се да би се укупни магнетни флукс могао удвостручити за 10 дана, али се то не дешава, већ се флукс од минимума до максимума активности повећа само 3 пута у току једног периода. Из периодичности се добија да је брзина појављивања у равнотежи са брзином ишчезавања магнетног флукса на површини, то јест да постоје извори и понори површинских поља. Између та два ефекта, боље су проучени извори магнетног поља. Магнетно поље из фотосфере делом одлази у хромосферу и корону, што запажамо по динамици плазме, а пошто део флукса не региструјемо, претпоставља се да он понире у конвективну зону.
Тахоклин уреди
Једно од вероватно најзначајнијих открића хелиосеизмологије је откриће тахоклина, једног врло танког слоја у Сунчевој унутрашњости. Он представља границу диференцијално ротирајуће конвектинве зоне и униформно ротирајуће радијативне зоне. То је танак ротирајући слој сложене структуре који има значајну улогу у формирању општег или глобалног магнетног поља. Претпоставља се да испод конвективне зоне нема значајнијег магнетног поља, што потврђују и хелиосеизмолошка мерења. Због различитих просторних структура конвективне ћелије и разних размера временских промена, данас није задовољавајућа ни теорија диполног, као ни тироидалног магнетног поља, али оне представљају апроксимацију реалне ситуације на Сунцу помоћу које се могу моделирати нека од Сунчевих понашања. Како су теорије диполног и тороидалног поља апроксимације, то се облици Сунчеве активности не могу тачно предвидети.[11]
Види још уреди
Референце уреди
- ^ Цамерон, Андреw Цоллиер. „Маппинг старспотс анд магнетиц фиелдс он цоол старс”. Университy оф Ст Андреwс. Архивирано из оригинала 30. 05. 2019. г. Приступљено 2008-08-28.
- ^ Бердyугина, Светлана V. (2005). „Старспотс: А Кеy то тхе Стеллар Дyнамо”. Ливинг Ревиеwс ин Солар Пхyсицс. Институте оф Астрономy ЕТХЗ, Маx Планцк Социетy. 2 (8): 8. Бибцоде:2005ЛРСП....2....8Б. С2ЦИД 54791515. дои:10.12942/лрсп-2005-8
. Приступљено 2008-08-28.
- ^ К. Г. Страссмеиер (1997), Активе Стерне. Лабораториен дер соларен Астропхyсик, Спрингер, ISBN 3-211-83005-7
- ^ Браинерд, Јероме Јамес (6. 7. 2005). „X-раyс фром Стеллар Цоронас”. Тхе Астропхyсицс Спецтатор. Приступљено 2007-06-21.
- ^ Како функционише Сунчево магнетно поље?, приступљено: 21. јануар 2015.
- ^ Општа астрофизика, Вукићевић-Карабин Мирјана, Атанацковић Олга. . 2010. стр. 218—221. ИСБН 978-86-17-16947-1. Недостаје или је празан параметар
|титле=(помоћ)., Завод за уџбенике и наставна средства - ^ Сунчев магнетизам, 2001; приступљено: 21. јануар 2015.
- ^ Магнетно поље Сунца, http://csep10.phys.utk.edu/ Архивирано на сајту Wayback Machine (29. август 2008); приступљено: 21. јануар 2015.
- ^ Сунчево магнетно поље се мења, http://solar.physics.montana.edu/; приступљено: 21. јануар 2015.
- ^ Сунчево магнетно поље ће се окренути, НАСА, Август 2013; приступљено: 21. јануар 2015.
- ^ Сунчев тахоклин: пренос угаоног момента, усредњени токови и нестабилност Архивирано на сајту Wayback Machine (5. март 2016), Стив Тобијас, Универзитет Лидс; приступљено: 21. јануар 2015.
Литература уреди
- Паркс Ј, et al. (24. 5. 2021). „Interferometric Imaging of λ Andromedae: Evidence of Starspots and Rotation”. The Astrophysical Journal. 913 (1): 54. Bibcode:2021ApJ...913...54P. doi:10.3847/1538-4357/abb670 .
- Konchady T (23. 6. 2021). „Searching for Spots with Interferometry”. AASnova.
- Sanchis-Ojeda, Roberto; Winn, Joshua N.; Marcy, Geoffrey W.; et al. (2013). „Кеплер-63б: А Гиант Планет ин а Полар Орбит Ароунд а Yоунг Сун-лике Стар”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 775 (1): 54. Бибцоде:2013АпЈ...775...54С. ИССН 0004-637X. С2ЦИД 36615256. арXив:1307.8128 . дои:10.1088/0004-637X/775/1/54.
- Страссмеир, Клаус Г. (септембар 2009). „Старспотс”. Тхе Астрономy анд Астропхyсицс Ревиеw. 17 (3): 251—308. Бибцоде:2009А&АРв..17..251С. дои:10.1007/с00159-009-0020-6 .
- Поппенхäгер, К.; Робраде, Ј.; Сцхмитт, Ј. Х. M. M.; Халл, Ј. C. (2009-12-01). „51 Пегаси – а планет-беаринг Маундер минимум цандидате”. Астрономy & Астропхyсицс (на језику: енглески). 508 (3): 1417—1421. Бибцоде:2009А&А...508.1417П. ИССН 0004-6361. С2ЦИД 118626420. арXив:0911.4862 . дои:10.1051/0004-6361/200912945.
- Схах, Схивани П.; Wригхт, Јасон Т.; Исаацсон, Хоwард; Хоwард, Андреw; Цуртис, Јасон L. (2018-08-16). „ХД 4915: А Маундер Минимум Цандидате”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 863 (2): Л26. Бибцоде:2018АпЈ...863Л..26С. ИССН 2041-8213. С2ЦИД 119358595. арXив:1801.09650 . дои:10.3847/2041-8213/аад40ц .
- Баум, Анна C.; Wригхт, Јасон Т.; Лухн, Јацоб К.; Исаацсон, Хоwард (2022-04-01). „Фиве Децадес оф Цхромоспхериц Ацтивитy ин 59 Сун-лике Старс анд Неw Маундер Минимум Цандидате ХД 166620”. Тхе Астрономицал Јоурнал. 163 (4): 183. Бибцоде:2022АЈ....163..183Б. ИССН 0004-6256. арXив:2203.13376 . дои:10.3847/1538-3881/ац5683 .
- „Астрономерс сее стар ентер а 'Маундер Минимум' фор тхе фирст тиме”. Пхyсицс Wорлд (на језику: енглески). 2022-04-05. Приступљено 2022-04-06.
Спољашње везе уреди
- Донати, Јеан-Франçоис (16. 6. 2003). „Сурфаце магнетиц фиелдс оф нон дегенерате старс”. Лаборатоире д’Астропхyсиqуе де Тоулоусе. Приступљено 2007-06-23.
- Донати, Јеан-Франçоис (5. 11. 2003). „Дифферентиал ротатион оф старс отхер тхан тхе Сун”. Лаборатоире д’Астропхyсиqуе де Тоулоусе. Приступљено 2007-06-24.