恆星磁場：修订间差异
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恆星的磁場或形成延伸至周圍太空中的[[磁層]]。磁力線會從恆星的一個磁極發出，進入另一個磁極結束，形成封閉的環圈。磁層包含從[[恆星風]]中陷入的帶電粒子，胎門會岩著磁力線運動。當恆星自轉時，磁層也拖著帶電粒子隨著轉動<ref name=harpaz2004>{{cite book |
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| issue=1 | pages=150–159 |
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== 磁星 == |
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== 相關條目 == |
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2011年4月17日 (日) 14:34的版本
恆星磁場是恆星內部有傳導力的電漿運動產生的磁場。這種運動是經由對流產生的，是一種包含物質有形運動的能量傳輸。地區性的磁場會對電漿產生作用力，在密度沒有可以比較的增益下，有效的增加壓力。因此被磁化的地區相對於其它的電漿上升，直到抵達恆星的光球。這將在恆星的表面創造出星斑和冕圈的相關現象[1]。
測量
恆星的磁場可以利用則曼效應測量。通常，恆星大氣層中的原子會吸收電磁頻譜中特定頻率的能量，在光譜中產生特定的黑暗吸收線。但是，當原子在磁場內，這些譜線就會分裂成多條鄰近的譜線。能量也會被極化，而極化的方向取決於磁場原來的方向。因此可以通過檢驗則曼效應的譜線，確定恆星的磁場強度和方向[2][3]。
恆星的分光偏振譜儀可以用來測量恆星的磁場，這種儀器是攝譜儀和偏振計的結合。第一個來研究恆星磁場的儀器是NARVAL，它安裝在法國比利牛斯山比格爾地區的日中峰天文台的Bernard Lyot望遠鏡上[4]。
各種測量—包括磁強計的測量已經超過150年[5]， 14C用於數木的年輪；和10Be用於冰核[6]—已經建立了可靠的太陽磁場變化年代尺度，包括10年、百年和千年的時間尺度[7]。
場的產生
恆星磁場，依據太陽發電機理論，是在恆星的對流區域內造成的。導電的電漿形成的對流環圈功能很像發電機，這項活動破壞了恆星源史的磁場，然後生成一個偶極磁場。如果恆星經力較差自轉－在不同的緯度有不同的字轉速率－磁力將受到傷害而成為環形的"通量索"，纏繞著這顆恆星。這種場可以高度的集中，當他們出現在表面上可以產生一些活動[8]。
導電的氣體或液體在磁場中轉動會產生自感的電流，和自發的磁場，由於結合了較差自轉 (物體不同部分有不同的角速度)，就有科氏力和感應的組合。電流的分佈可以很複雜，有無數開放和封閉的迴圈，因此緊鄰這些電流的磁場也是多重纏繞的。但是，在遙遠的距離上，只會出現淨偶極場的存在，隨著距離的增加，在相反方向上流動的電流和磁場會互相抵消，而逐漸的減少。因為主要的電流流動是大規模的導電體運動 (赤道電流)，赤道電流迴圈的偶極場是產生的磁場主要成分，因此轉動體磁場的磁極會出現在地理兩極的附近。
幾乎所有天體的磁場都是與自轉方向保持一致的，但明顯例外的是一些脈衝星。這些發電機模型的另一特點是電流是交流電，而不是直流電。它們的方向，和因此而產生的磁場的方向，多少都有點周期性的交替，改變振幅和反轉方向，但仍然或多或少的與自轉軸的方向一致。
太陽的主要磁場元件每11年改變一次方向 (所以周期大約是22年)，導致磁場在接近反轉的時期會減弱。在蟄伏的時期，太陽黑子的活動處於最大化狀態 (因為缺乏磁場對電漿的磁制動)，導致大量的高能電漿粒子被拋射進入日冕和行星際空間中。磁場方向相反的相鄰黑子碰撞，磁場的快速消失導致強大的電場產生。電場加速電子和光子成為高能粒子 (數千電子伏特) 導致非常熱的噴流使高熱的電漿離開太陽的表面和加熱日冕中的電漿致很高的溫度 (百萬K)。
如果氣體或液體非常黏稠 (較差自轉的湍流造成的)，磁場的反轉可能就不會有明顯的週期。地球磁場就是這樣的例子，電流的湍流在黏稠的外核產生。
表面的活動
星斑是恆星表面上強磁性活動的區域 (在太陽，它們被稱為太陽黑子。)，這些由磁流量管構成的可見元件是在恆星的對流層內形成的。由於恆星的較差自轉，這些管子被拉伸和蜷縮，抑制了對流和使得這些區域的溫度比正常的低[9]。冕圈通常在星斑之上形成，由磁力線形成並擴展至冕中。這些提供冕的加熱機制使它達到百萬K的高溫[10]。
磁場聯結的星斑和冕圈還聯結了閃焰的活動，和結合日冕物質拋射。電漿倍加熱至數千萬K，和粒子倍加速到極端的高速度離開恆星表面[11]。
表面可見的活動似乎和主序星的年齡和自轉速度有關。有著高速自轉的年輕恆星展現出強大的活動。相較之下，像太陽這種自轉緩慢的中年恆星，顯示出低水平的活動和周期性的變化。一些年老的恆星幾乎沒有活動的現像，這可能意味著它們已經進入相當於太陽蒙德極小期的平靜。測量恆星活動變化的時間可以用於測量恆星較差自轉的速率[12]。
磁層
恆星的磁場或形成延伸至周圍太空中的磁層。磁力線會從恆星的一個磁極發出，進入另一個磁極結束，形成封閉的環圈。磁層包含從恆星風中陷入的帶電粒子，胎門會岩著磁力線運動。當恆星自轉時，磁層也拖著帶電粒子隨著轉動[13]。
由於恆星發出的物質是隨著恆星風從光球出來的，磁層會在這些拋出的物質上產生轉矩。這將導致恆星的角動量傳輸至周圍的空間內，造成恆星自轉速率的減緩。快速自轉的恆星有較高的質量損失率，導致動量的損失也較快。當自轉的速率減緩，也會使角速率減緩。經由這種方法，一顆恆星會逐步接近，但永遠不會達到零旋轉的狀態[14]。
磁星
相關條目
參考資料
- ^ Brainerd, Jerome James. X-rays from Stellar Coronas. The Astrophysics Spectator. July 6, 2005 [2007-06-21].
- ^ 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.
- ^ Basri, Gibor. Big Fields on Small Stars. Science. 2006, 311 (5761): 618–619. PMID 16456068. doi:10.1126/science.1122815.
- ^ Staff. NARVAL: First Observatory Dedicated To Stellar Magnetism. Science Daily. February 22, 2007 [2007-06-21].
- ^ 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.
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- ^ Harpaz, Amos. Stellar evolution. Ak Peters Series. A. K. Peters, Ltd. 1994: 230. ISBN 1568810121.
- ^ 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.
外部鏈結
- Donati, Jean-François. Surface magnetic fields of non degenerate stars. Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse. June 16, 2003 [2007-06-23].
- Donati, Jean-François. Differential rotation of stars other than the Sun. Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse. November 5, 2003 [2007-06-24].
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