Sterrekunde

Hoe word magnetiese veld oor die son gegenereer?

Hoe word magnetiese veld oor die son gegenereer?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Dynamo-teorie stel voor hoe magnetiese veld op die aarde ontstaan. As gevolg van vloeiende magma wat gesmelte yster bevat, genereer dit magnetiese veld op aarde. Maar hoe word magnetiese veld oor son gegenereer?


Die binnekant van die Sun is gedeeltelik of heeltemal geïoniseer en ondersteun dus die vloei van elektriese strome. Die sonmagnetiese veld word verklaar deur 'n sondynamo wat die kinetiese energie van elektriese gelaaide vloeistowwe in die son omskakel (as gevolg van differensiële rotasie en konveksie) in elektromagnetiese energie.


Die huidige aanvaarde teorie van die evolusie van die sonnestelsel stel dat die sonnestelsel afkomstig is van 'n krimpende gaswolk. Aangesien die wolk saamtrek, moet die hoekmomentum L < displaystyle L> behoue ​​bly. Elke klein netto-rotasie van die wolk sal veroorsaak dat die draai toeneem namate die wolk ineenstort, wat die materiaal in 'n draaiende skyf dwing. In die digte middelpunt van hierdie skyf vorm 'n protostêr wat die swaartekrag van die ineenstorting verkry. Namate die ineenstorting voortduur, kan die rotasiesnelheid styg tot op die punt waar die aanwas protostar kan breek weens sentrifugale krag by die ewenaar.

Dus moet die rotasiesnelheid gedurende die eerste 100 000 jaar van die ster se lewe gerem word om hierdie scenario te vermy. Een moontlike verklaring vir die rem is die interaksie van die protostêr se magnetiese veld met die sterwind. In die geval van ons eie son, wanneer die planeten se hoekmomenta vergelyk word met die son se eie, het die son minder as 1% van sy vermeende hoekmomentum. Met ander woorde, die son het sy draai vertraag, terwyl die planete nie.

Geïoniseerde materiaal wat deur die magneetveldlyne vasgelê word, sal met die son draai asof dit 'n soliede liggaam is. Aangesien materiaal weens die sonwind uit die son ontsnap, sal die hoogs geïoniseerde materiaal deur die veldlyne vasgevang word en met dieselfde hoeksnelheid as die son draai, al word dit ver van die sonoppervlak af weggevoer totdat dit uiteindelik ontsnap . Hierdie effek van die vervoer van massa ver van die middelpunt van die son af en weggooi, vertraag die draai van die son. [1] [2] Dieselfde effek word gebruik om die draai van 'n roterende satelliet te vertraag. Hier word twee drade gewigte uitgespoel tot 'n afstand wat die satelliete laat draai, dan word die drade geknip, sodat die gewigte in die ruimte ontsnap en die ruimtetuig permanent beroof van sy hoekmomentum.

Aangesien geïoniseerde materiaal die son se magnetiese veldlyne volg, voel die gelaaide deeltjies 'n krag F < displaystyle mathbf as gevolg van die effek van die veldlyne in die plasma. > van die grootte:

Aangesien die magneetveldsterkte afneem met die kubus van die afstand, sal daar 'n plek wees waar die kinetiese gasdruk P g < displaystyle P_> van die geïoniseerde gas is groot genoeg om weg te breek van die veldlyne:

waar n die aantal deeltjies is, m die massa van die individuele deeltjie is en v die radiale snelheid van die son of die snelheid van die sonwind is.

As gevolg van die hoë geleidingsvermoë van die sterwind, neem die magnetiese veld buite die son af met 'n radius soos die massadigtheid van die wind, dit wil sê afneem as 'n omgekeerde vierkantige wet. [3] Die magneetveld word dus gegee deur

Hedendaagse waarde Wysig

Tans word beraam dat:

Die hoeveelheid sonmassa wat langs die veldlyne uitgegooi moet word om die son heeltemal te laat draai, kan dan met die spesifieke hoekmomentum bereken word:

Daar word voorgestel dat die son 'n soortgelyke hoeveelheid materiaal gedurende die loop van sy leeftyd verloor het. [4]

In 2016 het wetenskaplikes van Carnegie Observatories 'n ondersoek gepubliseer wat daarop dui dat sterre in 'n soortgelyke lewensfase as die son vinniger draai as wat magnetiese remteorieë voorspel het. [5] Om dit te bereken, het hulle die donker kolle op die oppervlak van sterre vasgestel en opgespoor terwyl hulle beweeg met die sterre se draai. Alhoewel hierdie metode suksesvol was om die draai van jonger sterre te meet, was die 'verswakte' magnetiese rem in ouer sterre moeiliker om te bevestig, aangesien laasgenoemde minder sterrekolle het. In 'n studie wat in 2021 in Nature Astronomy gepubliseer is, het navorsers aan die Universiteit van Birmingham 'n ander benadering gebruik, naamlik asteroseismologie, om te bevestig dat ouer sterre blykbaar vinniger draai as wat verwag is. [6]


Verstaan ​​die magnetiese son

'N Raam uit die film (sien hieronder) waar die NASA Goddard-sonwetenskaplike Holly Gilbert 'n rekenaarmodel van die son se magnetiese veld verduidelik. Om vas te stel wat die magnetiese stelsel dryf, is van kardinale belang om die aard van die ruimte in die sonnestelsel te verstaan. Die onsigbare magnetiese veld van die Son is verantwoordelik vir alles, van die sonontploffings wat ruimteweer op aarde en mdash veroorsaak, soos aurorae en mdash tot die interplanetêre magnetiese veld en bestraling waardeur ons ruimtetuig wat deur die sonnestelsel reis, moet reis. Beeldkrediet: NASA & # 8217 s Goddard Space Flight Center / Duberstein. Die oppervlak van die son kronkel en dans. Ver van die stil, witgeel skyf lyk dit asof dit van die grond af kom, die Son draai kronkelende, toringlope en wervelende siklone wat in die boonste atmosfeer van die son uitsteek, die miljoen grade korona en mdash, maar dit kan nie in sigbare lig gesien word nie. Toe, in die vyftigerjare, het ons die eerste keer 'n blik op hierdie balletiese sonmateriaal gekry, wat slegs lig uitstraal in golflengtes wat onsigbaar is vir ons oë.

Nadat hierdie dinamiese stelsel raakgesien is, was die volgende stap om te verstaan ​​wat dit veroorsaak het. Hiervoor het wetenskaplikes na 'n kombinasie van intydse waarnemings en rekenaarsimulasies gewend om die beste te ontleed hoe materiaal deur die korona loop. Ons weet dat die antwoorde daarin geleë is dat die son 'n reuse-magnetiese ster is, gemaak van materiaal wat beweeg in ooreenstemming met die wette van elektromagnetisme.

& # 8220Ons is nie seker presies waar in die son die magneetveld geskep word nie, & # 8221 het Dean Pesnell, 'n ruimtewetenskaplike van die NASA's Goddard Space Flight Centre in Greenbelt, Maryland, gesê. & # 8220Dit kan naby die sonoppervlak of diep binne-in die Sun & mdash of oor 'n wye verskeidenheid dieptes wees. & # 8221

Die hantering van wat die magnetiese stelsel dryf, is van kardinale belang vir die begrip van die aard van die ruimte in die sonnestelsel: die son se magnetiese veld is verantwoordelik vir alles, van die sonontploffings wat ruimteweer op aarde en mdash veroorsaak, soos aurorae en mdash tot die interplanetêre magnetiese veld en bestraling waardeur ons ruimtetuig wat deur die sonnestelsel reis, moet beweeg.

Hoe sien ons selfs hierdie onsigbare velde? Eerstens neem ons die materiaal op die son waar. Die son is gemaak van plasma, 'n gasagtige toestand van materie waarin elektrone en ione geskei het, wat 'n superwarm mengsel van gelaaide deeltjies skep. Wanneer gelaaide deeltjies beweeg, skep dit natuurlik magnetiese velde, wat weer 'n addisionele uitwerking het op die beweging van die deeltjies. Die plasma in die son stel dus 'n ingewikkelde stelsel van oorsaak en gevolg op waarin plasma binne-in die son & mdash gevloei word deur die enorme hitte wat geproduseer word deur kernfusie in die middel van die son en mdash wat die magnetiese velde van die son skep. Hierdie stelsel staan ​​bekend as die sonkragdynamo.

Ons kan die vorm van die magnetiese velde bo die son se oppervlak waarneem, omdat dit die beweging van die plasma lei en die lusse en torings van die materiaal in die korona gloei in EUV-beelde. Daarbenewens kan die voetpunte op die sonoppervlak, of fotosfeer, van hierdie magnetiese lusse meer presies gemeet word met behulp van 'n instrument genaamd 'n magnetograaf, wat die sterkte en rigting van magnetiese velde meet.

Vervolgens gaan wetenskaplikes na modelle. Hulle kombineer hul waarnemings en mdash-metings van die magneetveldsterkte en -rigting op die sonoppervlak en mdash met 'n begrip van hoe sonmateriaal beweeg en magnetisme om die gapings in te vul. Simulasies soos die potensiële veldbronoppervlak, of PFSS, model en mdash wat in die video hieronder getoon word & mdash kan help om presies te illustreer hoe magnetiese velde rondom die son golwe. Modelle soos PFSS kan ons 'n goeie idee gee van hoe die sonmagnetiese veld in die Corona van die son en selfs aan die ander kant van die son lyk.

'N Volledige begrip van die son se magneetveld en mdash, insluitend die wete presies hoe dit gegenereer is en die struktuur daarvan diep binne die son en mdash, is nog nie gekarteer nie, maar wetenskaplikes weet nogal 'n bietjie. Eerstens is dit bekend dat die magnetiese sonnestelsel die ongeveer 11-jarige aktiwiteitsiklus op die son dryf. Met elke uitbarsting glad die magnetiese son van die son effens uit totdat dit sy eenvoudigste toestand bereik. Op daardie stadium ervaar die son die & # 8217; s bekend as sonminimum, wanneer sonontploffings die minste voorkom. Vanaf daardie punt word die son se magnetiese veld mettertyd ingewikkelder totdat dit op die maksimum van die son bereik, ongeveer 11 jaar na die vorige maksimum van die son. In Januarie 2011, drie jaar na die minimum sonkrag, is die magnetiese sonkrag relatief eenvoudig, met oop veldlyne naby die pole. Beeldkrediet: NASA / SVS. & # 8220Op maksimum sonkrag het die magnetiese veld 'n baie ingewikkelde vorm met baie klein strukture regdeur en dit is die aktiewe streke wat ons sien, & # 8221 het Pesnell gesê. & # 8220Minder as sonkrag is die veld swakker en by die pole gekonsentreer. Dit is 'n baie gladde struktuur wat nie sonvlekke vorm nie. & # 8221 Die maksimum sonkrag, in Julie 2014, is die struktuur baie ingewikkelder, met geslote en oop magneetveldlyne wat die ideale omstandighede vir sonontploffings bied. Beeldkrediet: NASA / SVS.


Sterrekunde Ch 9 Son

Energie wat in die kern opgewek word, moet na die oppervlak gaan en in die ruimte uitstraal.

Energie wat deur bestraling (fotone) in die stralingsone vervoer word.

Son lyk donkerder om sy rand b / c van die boonste fotosfeer
relatief koel = gloei minder helder

- Koeler sinkende gas gee die grense 'n donker voorkoms en die stygende warm gas produseer helder korrels

Wissel in grootte gewoonlik vergelykbaar met die deursnee van die aarde

Sonvlekke kom en gaan, gewoonlik oor 'n paar dae.

Die sterk magnetiese veld word verdraai as dit om die ewenaar draai.

Die N-S magneetveld word uiteindelik 'n E-W veld.

Wanneer die magnetiese velde van twee boë naby is, kan dit herrangskik en gekombineer word.

Kan tienduisende kilometers bokant die fotosfeer strek.

Hou 'n paar uur tot maande

Verskyn pienkerig b / c sy warm gasse straal lig uit op sekere golflengtes

Nie baie helder kan slegs gesien word as die lig uit die fotosfeer geblokkeer word nie

Temp. & GT temp. in chromosfeer

lyk soos talle stroompies wat in verskillende rigtings strek tot ver bo die sonoppervlak en oor dae en weke verander

Die korona is amper 'n vakuum, maar die atome daar beweeg teen baie hoë snelhede = hitte


Inhoud

Die magnetiese veld van 'n ster kan met behulp van die Zeeman-effek gemeet word. Normaalweg absorbeer die atome in 'n ster se atmosfeer sekere frekwensies van energie in die elektromagnetiese spektrum, wat kenmerkende donker absorpsielyne in die spektrum oplewer. Wanneer die atome binne 'n magneetveld is, word hierdie lyne egter verdeel in veelvoudige, nou gespasieerde lyne. Die energie word ook gepolariseer met 'n oriëntasie wat afhang van die oriëntasie van die magnetiese veld. Dus kan die sterkte en rigting van die ster se magnetiese veld bepaal word deur die Zeeman-effeklyne te ondersoek. [2] [3]

'N Sterspektropolarimeter word gebruik om die magnetiese veld van 'n ster te meet. Hierdie instrument bestaan ​​uit 'n spektrograaf gekombineer met 'n polarimeter. Die eerste instrument wat toegewy is aan die bestudering van sterre magnetiese velde was NARVAL, wat op die Bernard Lyot-teleskoop by die Pic du Midi de Bigorre in die Franse Pireneë berge gemonteer is. [4]

Verskeie metings - insluitend magnetometermetings gedurende die afgelope 150 jaar [5] 14 C in boomringe en 10 Wees in yskerne [6] - het 'n aansienlike magnetiese veranderlikheid van die son op dekale, eeufees- en duisendjarige tydskale vasgestel. [7]

Sterre magnetiese velde word volgens die son-dinamo-teorie binne die konvektiewe sone van die ster veroorsaak. Die konvektiewe sirkulasie van die geleidende plasma funksioneer soos 'n dinamo. Hierdie aktiwiteit vernietig die oermagnetiese veld van die ster en genereer dan 'n dipolêre magnetiese veld. Aangesien die ster differensiële rotasie ondergaan - teen verskillende snelhede wat vir verskillende breedtegrade draai - word die magnetisme in 'n toroidale veld van 'vloedtoue' gewikkel wat om die ster draai. Die velde kan sterk gekonsentreerd raak en aktiwiteit lewer wanneer dit op die oppervlak verskyn. [8]

Die magnetiese veld van 'n roterende liggaam van geleidende gas of vloeistof ontwikkel selfversterkende elektriese strome, en dus 'n selfgenereerde magnetiese veld, as gevolg van 'n kombinasie van differensiële rotasie (verskillende hoeksnelheid van verskillende liggaamsdele), Corioliskragte en induksie . Die verspreiding van strome kan redelik ingewikkeld wees, met talle oop en toe lusse, en dus is die magnetiese veld van hierdie strome in hul onmiddellike omgewing ook baie verdraai. Op groot afstande verdwyn die magnetiese velde van strome wat in teenoorgestelde rigtings vloei, en slegs 'n netto dipoolveld oorleef, wat stadig verminder met afstand. Omdat die hoofstrome in die rigting van geleidende massabeweging (ekwatoriale strome) vloei, is die hoofkomponent van die gegenereerde magnetiese veld die dipoolveld van die ekwatoriale stroomlus, wat dus magnetiese pole produseer naby die geografiese pole van 'n roterende liggaam.

Die magnetiese velde van alle hemelliggame is dikwels in lyn met die draairigting, met opvallende uitsonderings soos sekere pulse.

Periodieke veldomskakeling Wysig

'N Ander kenmerk van hierdie dinamo-model is dat die strome wisselstroom eerder as gelykstroom het. Hul rigting, en dus die rigting van die magneetveld wat hulle genereer, wissel min of meer periodiek af, en verander amplitude en omgekeerde rigting, hoewel dit nog min of meer in lyn is met die rotasie-as.

Die son se belangrikste komponent van magnetiese veld keer elke 11 jaar van rigting om (dus is die periode ongeveer 22 jaar), wat lei tot 'n verminderde omvang van die magneetveld naby die omkeringstyd. Tydens hierdie rustyd is die sonvlekaktiwiteit op die maksimum (as gevolg van die gebrek aan magnetiese remming op plasma) en gevolglik vind massiewe uitstoot van hoë-energieplasma in die sonkorona en die interplanetêre ruimte plaas. Botsings van naburige sonkolle met teenoorgestelde magnetiese velde lei tot die opwekking van sterk elektriese velde naby magnetiese veldstreke wat vinnig verdwyn. Hierdie elektriese veld versnel elektrone en protone tot hoë energie (kilo-elektronvolt), wat daartoe lei dat strale van uiters warm plasma die sonoppervlak verlaat en koronale plasma verhit tot hoë temperature (miljoene kelvin).

As die gas of vloeistof baie viskos is (wat turbulente differensiële beweging tot gevolg het), is die omkering van die magneetveld dalk nie baie periodiek nie. Dit is die geval met die Aarde se magnetiese veld, wat gegenereer word deur onstuimige strome in 'n viskose buitenste kern.

Sterrepotjies is streke met intense magnetiese aktiwiteit op die oppervlak van 'n ster. (Op die son word dit sonvlekke genoem.) Dit vorm 'n sigbare komponent van magnetiese vloedbuise wat binne 'n ster se konveksiesone gevorm word. As gevolg van die differensiële rotasie van die ster, word die buis opgekrul en gestrek, wat die konveksie verhinder en die sones van laer as normale temperatuur produseer. [9] Koronale lusse vorm dikwels bo sterpotjies en vorm uit magnetiese veldlyne wat uitstrek tot in die sterre-korona. Dit dien weer om die korona te verhit tot temperature van meer as 'n miljoen kelvin. [10]

Die magnetiese velde gekoppel aan sterpotjies en koronale lusse is gekoppel aan fakkelaktiwiteit en die gepaardgaande koronale massa-uitwerping. Die plasma word verhit tot tienmiljoene kelvin, en die deeltjies word teen die uiterste snelhede van die ster se oppervlak versnel. [11]

Oppervlakaktiwiteit hou verband met die ouderdom en rotasiesnelheid van hoofreekssterre. Jong sterre met 'n vinnige rotasie toon sterk aktiwiteit. Daarenteen vertoon die middeljarige, sonagtige sterre met 'n stadige rotasietempo lae aktiwiteitsvlakke wat wissel in siklusse. Sommige ouer sterre vertoon byna geen aktiwiteit nie, wat kan beteken dat hulle 'n stilte betree het wat vergelykbaar is met die Sun se Maunder-minimum. Metings van die tydvariasie in steraktiwiteit kan nuttig wees om die differensiële rotasiesnelheid van 'n ster te bepaal. [12]

'N Ster met 'n magneetveld sal 'n magnetosfeer opwek wat na buite in die omliggende ruimte strek. Veldlyne van hierdie veld het oorsprong by die een magnetiese pool op die ster en eindig dan by die ander pool en vorm 'n geslote lus. Die magnetosfeer bevat gelaaide deeltjies wat uit die sterwind vasgevang word, wat dan langs hierdie veldlyne beweeg. Soos die ster roteer, draai die magnetosfeer daarmee en sleep die gelaaide deeltjies saam. [13]

Aangesien sterre materie met 'n sterwind uit die fotosfeer uitstraal, skep die magnetosfeer 'n wringkrag op die uitgestote materie. Dit lei tot 'n oordrag van die hoekmomentum van die ster na die omliggende ruimte, wat die sterrotasietempo vertraag. Snel draaiende sterre het 'n hoër massaverlieskoers, wat vinniger verlies aan momentum tot gevolg het. Namate die rotasiesnelheid vertraag, word die vertraagde hoek ook vertraag. Op hierdie manier sal 'n ster geleidelik die toestand van nulrotasie nader, maar nooit heeltemal bereik nie. [14]

'N T Tauri-ster is 'n tipe voorhoofreeksster wat deur gravitasiekrimping verhit word en nog nie waterstof in sy kern begin verbrand het nie. Dit is veranderlike sterre wat magneties aktief is. Daar word vermoed dat die magnetiese veld van hierdie sterre met sy sterk sterwind in wisselwerking tree en die hoekmomentum na die omliggende protoplanetêre skyf oordra. Dit laat die ster toe om sy rotasiesnelheid te rem as dit ineenstort. [15]

Klein M-klas sterre (met 0,1–0,6 sonmassas) wat vinnige, onreëlmatige wisselvalligheid vertoon, staan ​​bekend as fakkelsterre. Daar word vermoed dat hierdie skommelinge deur fakkels veroorsaak word, hoewel die aktiwiteit baie sterker is in verhouding tot die grootte van die ster. Die fakkels op hierdie klas sterre kan tot 20% van die omtrek uitsteek en baie van hul energie in die blou en ultraviolet gedeelte van die spektrum uitstraal. [16]

Die ultrakoele dwerge is die grens tussen sterre wat kernfusie in hul kerne ondergaan en nie-waterstofversmeltende bruin dwerge. Hierdie voorwerpe kan radiogolwe uitstraal weens hul sterk magnetiese velde. Ongeveer 5-10% van hierdie voorwerpe het hul magnetiese velde laat meet. [17] Die coolste hiervan, 2MASS J10475385 + 2124234 met 'n temperatuur van 800-900 K, behou 'n magneetveld sterker as 1,7 kG, wat dit 3000 keer sterker maak as die aarde se magneetveld. [18] Radiowaarnemings dui ook daarop dat hul magnetiese velde van tyd tot tyd hul oriëntasie verander, soortgelyk aan die Son gedurende die sonsiklus. [19]

Planetêre newels word geskep as 'n rooi reuse-ster sy buitenste omhulsel uitstoot en 'n uitbreidende gasskulp vorm. Dit bly egter 'n raaisel waarom hierdie skulpe nie altyd sferies simmetries is nie. 80% van die planetêre newels het nie 'n sferiese vorm nie, maar vorm bipolêre of elliptiese newels. Een hipotese vir die vorming van 'n nie-sferiese vorm is die effek van die ster se magneetveld. In plaas daarvan om eweredig in alle rigtings uit te brei, is die uitgestote plasma geneig om deur middel van die magnetiese pole te vertrek. Waarnemings van die sentrale sterre in ten minste vier planetêre newels het bevestig dat hulle inderdaad kragtige magnetiese velde besit. [20]

Nadat sommige massiewe sterre die termonukleêre samesmelting beëindig het, stort 'n gedeelte van hul massa in 'n kompakte neutronestelsel wat 'n neutronster genoem word. Hierdie liggame behou 'n beduidende magneetveld vanaf die oorspronklike ster, maar die ineenstorting in grootte laat die sterkte van hierdie veld dramaties toeneem. Die vinnige rotasie van hierdie neergestorte neutronsterre lei tot 'n pulsar wat 'n smal straal energie uitstraal wat periodiek na 'n waarnemer kan wys.

Kompakte en vinnig draaiende astronomiese voorwerpe (wit dwerge, neutronsterre en swart gate) het baie sterk magnetiese velde. Die magnetiese veld van 'n pasgebore vinnig-draaiende neutronster is so sterk (tot 108 teslas) dat dit elektromagneties genoeg energie uitstraal om die sterrotasie 100 tot 1000 keer vinnig (binne enkele miljoene jare) te demp. Materie wat op 'n neutronster val, moet ook die magneetveldlyne volg, wat twee warm kolle op die oppervlak tot gevolg het waar dit kan bereik en met die ster se oppervlak kan bots. Hierdie kolle is letterlik 'n paar voet (ongeveer 'n meter) breed, maar geweldig helder. Daar word vermoed dat hul periodieke verduistering tydens sterrotasie die bron van pulserende bestraling is (sien pulsars).

'N Ekstreme vorm van 'n gemagnetiseerde neutronster is die magnetar. Dit word gevorm as gevolg van 'n kernval-supernova. [21] Die bestaan ​​van sulke sterre is in 1998 bevestig met die meting van die ster SGR 1806-20. Die magnetiese veld van hierdie ster het die oppervlaktemperatuur tot 18 miljoen K verhoog en dit stel enorme hoeveelhede energie vry in gammastralings. [22]

Strale van relativistiese plasma word dikwels waargeneem in die rigting van die magnetiese pole van aktiewe swart gate in die sentrums van baie jong sterrestelsels.

In 2008 het 'n span sterrekundiges die eerste keer beskryf hoe die exoplaneet wat HD 189733 A wentel, 'n sekere plek in sy baan bereik, dit verhoogde sterrefloed veroorsaak. In 2010 het 'n ander span bevind dat hulle elke keer as hulle die eksoplaneet op 'n sekere posisie in sy baan waarneem, ook X-straalfakkies opspoor. Teoretiese navorsing sedert 2000 het voorgestel dat 'n eksoplaneet wat baie naby aan die ster is wat dit wentel, kan toeneem as gevolg van die interaksie van hul magnetiese velde, of as gevolg van getykragte. In 2019 het sterrekundiges data van Arecibo Observatory, MOST en die outomatiese foto-elektriese teleskoop gekombineer, benewens historiese waarnemings van die ster op radio-, optiese, ultraviolet- en X-straal golflengtes om hierdie bewerings te ondersoek. In hul ontleding is bevind dat die vorige aansprake oordrewe was en dat die gasheerster nie die helderheid en spektrale eienskappe van sterrefakkings en sonaktiewe streke, insluitend sonvlekke, vertoon het nie. Hulle het ook bevind dat die eise nie statistiese ontledings kon weerstaan ​​nie, aangesien baie sterre fakkels gesien word, ongeag die posisie van die eksoplanet, en dus die vroeëre eise ontrafel. Die magnetiese velde van die gasheerster en eksoplanet wissel nie, en daar word nie meer geglo dat hierdie stelsel 'n "ster-planeet-interaksie" het nie. [23]


Die Solar Polar Magnetic Field

Hierdie visualisering bied die potensiële veldbronoppervlak (PFSS) magnetiese veldmodel aan wat gebaseer is op sonwaarnemings wat die jare 2017-2019 dek. Een weergawe bied ook die 'gat' in ons metings van die sonpoolgebied. Die gebied ossilleer in die loop van die jaar in grootte as gevolg van die veranderende perspektief wat geskep word deur die kanteling van die aarde se wentelvlak met die sonekwator. In hierdie streek moet navorsers gebruik maak van benaderings om 'n vollediger beeld van die sonmagnetiese veld te skep.

Waarom is die sonmagnetiese veld in hierdie streek belangrik? Omdat die magnetiese veldlyne van die poolgebiede saam met die uitgaande stroom van die sonwind opwaarts krom, en dan weer afwaarts na die ekwatoriale vlak van die Son, wat nog redelik naby die baanvlak van die aarde en ander planete in ons sonnestelsel. Dit gee die son se polêre magnetiese veld 'n beduidende invloed op die ruimteweer wat die aarde en bemanning en onbemande bates rondom die sonnestelsel beïnvloed.


Die magnetiese aard van tornado's in die atmosfeer van die son

Krediet: CC0 Publieke domein

Die eerste direkte metings van die magnetiese veld in die chromosfeer van die son deur 'n groep natuurkundiges van die Universiteit van Warwick, het die eerste waarnemingsbewyse gelewer dat groot tornado's in die atmosfeer van ons son deur draaiende magnetiese velde geproduseer word.

Rotasiebeweging kom algemeen voor in die natuur, van maalstrome in riviere, onstuimigheid in vliegtuie, tot weerstornados en siklone. In die heelal vind ons rotasie in die wervels in die atmosfeer van Jupiter, in aanwas-skywe van sterre en in spiraalvormige sterrestelsels.

Die konstante bewegings van die sonoppervlak skep reuse-tornado's in die chromosfeer, 'n atmosferiese laag wat vernoem is na sy rooi kleur wat gesien word tydens totale sonsverduisterings. Die tornados is 'n paar duisend kilometer in deursnee, en soos hul naamgenote op aarde dra hulle massa en energie hoog in die atmosfeer in. Hulle word dus deeglik bestudeer as energiekanale om die buitengewone verhitting van die sonkorona te verklaar.

Die vernaamste bousteen van sonkragtornado's is deurmekaar magnetiese velde. Dit is egter moeilik moeilik om die magnetiese veld in die son se chromosfeer te meet. Hierdie werk bied die eerste direkte waarneming van die magnetiese veld van die chromosfeer om die magnetiese aard van sonkragtornado's te openbaar.

In 'n studie wat in die Sterrekunde & Astrofisika 'n span medewerkers van die Italiaanse Nasionale Instituut vir Astrofisika (INAF), die Universiteit van Warwick en die Italiaanse Ruimteagentskap (ASI) het die eerste driedimensionele tomografie van die magnetiese velde wat in 'n sonkragtornado draai, gemeet en hulle meet flou polarimetriese seine. Hierdie deurbraak is moontlik gemaak danksy uitstaande metings wat met die INAF IBIS-instrument (Interferometric Bidimensional Spectrometer) by die DST-sonteleskoop in New Mexico (VS) geneem is.

Dr Juie Shetye van die Sentrum vir Fusie, Ruimte en Astrofisika aan die Universiteit van Warwick, is 'n deurbraak vir die identifisering van gedraaide magnetiese velde in sulke tornado's. Dr. Shetye sê: "Direkte metings van die magnetiese veld in die chromosfeer van die son was tot dusver ontwykend en hierdie studie maak die deur oop na 'n nuwe era van sonkragnavorsing. Daarbenewens gaan sonkragnavorsing na 'n nuwe tydvak van sonkrag. waarnemings met die opening van die volgende generasie teleskope, soos die 4 meter Daniel K. Inouye-sonteleskoop op Hawaii, waaraan die Verenigde Koninkryk en die Universiteit van Warwick deelneem. Hierdie teleskoop sal sonfisici in staat stel om magnetiese velde op te los op plaaslike graafvlak. Ons is aan die begin van 'n opwindende reis wat die nuwe magnetiese verwikkelinge van die son sal ontrafel. '

Die gesofistikeerde analitiese metodes van Dr. Erwin Verwichte van die Universiteit van Warwick is gebruik om die fundamentele aard van hierdie golwe te ondersoek. Dr. Verwichte verduidelik: "Hierdie chromosferiese tornado's is natuurlike laboratoriums vir die bestudering van die voortplanting van golwe en die energie wat dit na die korona vervoer. Ons studie toon dat fasepatrone van klankgolwe in die tornado rotasie kan naboots en dat daar rekening gehou moet word wanneer hulle gemeet word die sterkte van sonkragtornados. '

"Sedert hul ontdekking in 2011, het die numeriese simulasies voorgestel dat die roterende strukture wat in die sonchromosfeer waargeneem word, spore van magnetiese strukture is wat die sonplasma dwing om deur middel van sentrifugale kragte opwaarts te beweeg langs die magneetveldlyne," sê Mariarita Murabito. , navorser by Rome-INAF.

"Hierdie plasmavloei kan versnel word na die boonste lae van die son se atmosfeer. Daar was egter geen waarnemingsbewyse van hierdie prosesse nie. Die bevestiging van die magnetiese aard van sonkragtornado's is 'n belangrike kennisstap."

"Die studie van die vervoer en verspreiding van energie in die atmosfeer van die son is van fundamentele belang vir die begrip van die verwarmingsmeganismes van die buitenste streke van die son en die versnelling van die sonwind." Sê Marco Stangalini (ASI) van die navorsingspan. "Die magnetiese velde wat in hierdie draaikolke draai, verteenwoordig die ideale fisiese toestande vir magnetiese golwe, wat beskou word as een van die belangrikste rolspelers in die verwarming van die sonkorona en om die sonwind te versnel. Dit is die eerste keer dat , danksy hoë-resolusie-spektropolimetriese IBIS-data, is dit die driedimensionele tomografie van die magnetiese velde in hierdie strukture behaal, 'sê Stangalini.

Die waarnemings wat die afgelope jare met IBIS uitgevoer is, het ons kennis van die sonatmosfeer bevorder, veral die struktuur en dinamika van die chromosfeer, die evolusie van magnetiese elemente op klein en groot skaal, en die opwekking en voortplanting van golwe in magnetiese streke. "Kommentaar Ilaria Ermolli (INAF)." 'n Span navorsers en tegnoloë van verskillende INAF-institute en universiteite is besig om die instrument op te dateer om dit binnekort te laat werk om nuwe waarnemings van die son se atmosfeer te kry met die resolusie wat nodig is om bevorder ons begrip van fisiese prosesse onderliggend aan die sonaktiwiteit en ruimteweer. '


Hoe aktief sal die son hierdie siklus kry? Wetenskaplikes maak hul voorspelling.

'N Paneel van kundiges oor die son het tot 'n eenparige gevolgtrekking gekom: die sonnesiklus wat pas begin het, sal baie soos die vorige een wees, en dit breek miskien die neiging van dalende magnetiese aktiwiteit wat die son gedurende die afgelope dekades toon.

Die son het 'n magneetveld wat gegenereer word deur die beweging van plasma (gas waar die elektrone deur die intense hitte van hul atome verwyder is) diep onder die oppervlak. Dit is nie soos 'n staafmagneet nie, maar met eenvoudige noord- en suidmagnetiese pole, is dit kwaai kompleks, soos 'n sak vol miljoene magnete wat beweeg en gly en van vorm verander en soms hul koppe bo die oppervlak steek.

Meer slegte sterrekunde

Wanneer 'n pakkie gemagnetiseerde plasma na die oppervlak borrel, kan dit sonvlekke skep: effens koeler, donkerder streke op die son se gesig. Met verloop van tyd neem die aantal sonvlekke toe en neem dit af op 'n los siklus van ongeveer 11 jaar. Hulle bereik 'n piekgetal (wat ons noem son maksimum), dan kwyn die volgende 5,5 jaar of so (bereik son minimum), begin dan weer toeneem. Die siklus is glad nie goed gedefinieër nie. Daar is tye wanneer die sonkrag byvoorbeeld oor 'n paar jaar strek.

Sonvlek tel die afgelope paar sonkragmagnetiese siklusse vanaf die 1960's tot September 2020. Krediet: SILSO / Observatory of Belgium

Die laaste maksimum was in 2014/15 (vir die sogenaamde Cycle 24), en die minimum is bereik in Desember 2019. Nou het Cycle 25 begin, met nuwe sonvlekke wat op die Son verskyn. Wel, dit was tot dusver swak, met baie min kolle wat al meer as 'n jaar gesien is.

Dit is waaroor die paneel sonkundiges kennis gemaak het. As ons kyk na waarnemings van die son, tesame met die hersiening van artikels oor die gedrag van die son, het hulle voorspel dat die nuwe siklus ongeveer dieselfde sal wees as die vorige, waar die maksimum 120 plekke op die oomblik op die son gesien is. Hulle dink dat die nuwe maksimum ongeveer 115 sal bereik en 'n hoogtepunt in Julie 2025 sal bereik.

Op die minimum son (Desember 2019, links) word 'n vlek gesien, terwyl die son se gesig maksimum (Julie 2014, regs) besaai is met kolle. Krediet: NASA / SDO / Joy Ng

Dit op sigself sou interessant wees. The cycle that peaked around 1980 (Cycle 21) reached about 250 spots on the Sun at one time, but the next one was a tad weaker. Cycle 23 peaked in 2003 or so and had even fewer spots (

175), and then the last one, 24 was the weakest yet. If this new one stays about the same as the last one, that may be an indication the Sun is turning things around, and the peaks will get higher again over time. However, that's not really possible to say yet.

The Sun's magnetic field is responsible for some fairly dramatic events like solar flares and coronal mass ejections (together with the behavior of the solar wind this is all called space weather), immensely powerful storms that blast out subatomic particles and/or radiation and massive levels a powerful flare can release as much energy as 10% of the Sun's entire output in just a few minutes. These can profoundly affect the Earth, causing radio communication issues, power outages, strong aurorae, damaging or destroying satellites, and can even be a danger to astronauts on missions in space. In 2012 there was an outburst so strong that had it hit us things would be vastly different today, and not in a good way. Happily it missed us, but another one like it aimed at us is just a matter of time.

Even if Cycle 25 turns out to be much like 24 in terms of sunspot number, it's hard to say what it will do on a daily basis. Cycle 23 was weaker than the two before it, but blasted out the most intense solar flares ever seen. Even before it peaked it blew out some seriously huge flares.

For these reasons astronomers take the solar cycle very seriously. The Space Weather Prediction Center (part of NOAA) is tasked with monitoring all this, and they co-chaired the expert panel along with NASA. With a new solar cycle ramping up, astronomers and space scientists all over the world will be keeping an eye toward our nearest star to see what it's up to.

I'll be very curious to see how the prediction stands up. The Sun is notoriously difficult to understand, and its magnetic field even more so. But we must understand them if we are to maintain a presence in space and, even more importantly, protect our technological civilization on the ground.


How is magnetic field is generated over the sun? - Sterrekunde

Shallow submerged lines of force of an initial axisymmetric dipolar field of 8 X 1021 maxwells are drawn out in longitude by the differential rotation (after the suggestion of Cowling) to produce a spiral wrapping of five turns in the north and south hemispheres after 3 years. The amplification factor approaches 45, with a marked dependence on latitude. Twisting of the irregular flux strands by the faster shallow layers in low latitudes forms "ropes" with local concentrations that are brought to the surface by magnetic buoyancy to produce bipolar magnetic regions (BMR's) with associated sunspots and related activity. The field intensity required for producing BMR's is reached at progressively lower latitudes according to the derived formula sin = + 1.5/(n + 3), where n is the number of years since the beginning of the sunspot cycle. This accounts satisfactorily for 's law and the Maunder "butterfly diagram." Sufficient flux rope for more than 102 BMR's is produced. "Preceding" parts of BMR's expand toward the equator as they age, to be neutralized by merging "following" parts expand or migrate poleward so that their lines of force neutralize and then replace the initial dipolar field. This process, which involves severing and reconnection of lines of force in the corona, as well as expulsion of flux loops, need be only 1 per cent efficient. The result, after sunspot maximum, is a main dipolar field of reversed polarity. The process repeats itself, so that the initial conditions are reproduced after a complete 22-year magnetic cycle. This model accounts for Hale's laws of sunspot polarity and provides a qualitative explanation of the proponderance of "preceding" spots, of the forward tilt of the axes of older spots, of the recurrence of activity in preferred longitudes, and of Hale's chromospheric "whirls."


What creates Earth’s magnetic field?

The Earth’s core works like a giant bicycle dynamo in reverse.

Travelling to see the Northern or Southern lights has made its way into almost everyone’s bucket list. But unknown to most, these beautiful displays of light are caused by dangerous cosmic rays that have been deflected by our Earth’s magnetic field.

Magnetic fields around planets behave in the same way as a bar magnet. But at high temperatures, metals lose their magnetic properties. So it’s clear that Earth’s hot iron core isn’t what creates the magnetic field around our planet.

Instead, Earth’s magnetic field is caused by a dynamo effect.

The effect works in the same way as a dynamo light on a bicycle. Magnets in the dynamo start spinning when the bicycle is pedalled, creating an electric current. The electricity is then used to turn on the light.

This process also works in reverse. If you have a rotating electric current, it will create a magnetic field.

On Earth, flowing of liquid metal in the outer core of the planet generates electric currents. The rotation of Earth on its axis causes these electric currents to form a magnetic field which extends around the planet.

The magnetic field is extremely important to sustaining life on Earth. Without it, we would be exposed to high amounts of radiation from the Sun and our atmosphere would be free to leak into space.

This is likely what happened to the atmosphere on Mars. As Mars doesn’t have flowing liquid metal in its core, it doesn’t produce the same dynamo effect. This left the planet with a very weak magnetic field, allowing for its atmosphere to be stripped away by solar winds, leaving it uninhabitable.

Die Royal Institution of Australia het 'n onderwysbron gebaseer op hierdie artikel. U kan hier toegang verkry.

Vishnu Varma R Vejayan

Vishnu Varma R Vejayan is a physics student from Queen Mary University of London with an interest in scientific writing and research in physics. He interned at Cosmos in early 2017.

Lees wetenskaplike feite, nie fiksie nie.

Daar was nog nooit 'n belangriker tyd om die feite te verduidelik, bewyse-gebaseerde kennis te koester en die nuutste deurbrake in wetenskaplike, tegnologiese en ingenieurswese aan te bied nie. Cosmos word uitgegee deur The Royal Institution of Australia, 'n liefdadigheidsorganisasie wat toegewy is aan die koppeling van mense met die wêreld van die wetenskap. Finansiële bydraes, hoe groot of klein ook al, help ons om toegang te gee tot betroubare wetenskaplike inligting op 'n tydstip waar die wêreld dit die nodigste het. Ondersteun ons asseblief deur vandag 'n donasie te maak of 'n intekening aan te koop.

Maak 'n donasie

How is magnetic field is generated over the sun? - Sterrekunde

“Space weather” may sound like a contradiction. How can there be weather in the vacuum of space? Yet space weather, which refers to changing conditions in space, is an active field of research and can have profound effects on Earth. We are all familiar with the ups and downs of weather on Earth, and how powerful storms can be devastating for people and vegetation. Although we are separated from the Sun by a large distance as well as by the vacuum of space, we now understand that great outbursts on the Sun (solar storms, in effect) can cause changes in the atmosphere and magnetic field of Earth, sometimes even causing serious problems on the ground. In this chapter, we will explore the nature of the Sun’s outer layers, the changing conditions and activity there, and the ways that the Sun affects Earth.

Our Star. The Sun—our local star—is quite average in many ways. However, that does not stop it from being a fascinating object to study. From solar flares and coronal mass ejections, like the one seen coming from the Sun in the top right of this image, the Sun is a highly dynamic body at the center of our solar system. This image combines two separate satellite pictures of the Sun—the inner one from the Solar Dynamics Observatory and the outer one from the Solar and Heliospheric Observatory. (credit: modification of work by ESA/NASA)

By studying the Sun, we also learn much that helps us understand stars in general. The Sun is, in astronomical terms, a rather ordinary star—not unusually hot or cold, old or young, large or small. Indeed, we are lucky that the Sun is typical. Just as studies of Earth help us understand observations of the more distant planets, so too does the Sun serve as a guide to astronomers in interpreting the messages contained in the light we receive from distant stars. As you will learn, the Sun is dynamic, continuously undergoing change, balancing the forces of nature to keep itself in equilibrium. In this chapter, we describe the components of the Sun, how it changes with time, and how those changes affect Earth.

Die son. It takes an incredible amount of energy for the Sun to shine, as it has and will continue to do for billions of years. (credit: modification of work by Ed Dunens)

The Sun puts out an incomprehensible amount of energy—so much that its ultraviolet radiation can cause sunburns from 93 million miles away. It is also very old. As you learned earlier, evidence shows that the Sun formed about 4.5 billion years ago and has been shining ever since. How can the Sun produce so much energy for so long?

The Sun’s energy output is about 4 × 10 26 watts. This is unimaginably bright: brighter than a trillion cities together each with a trillion 100-watt light bulbs. Most known methods of generating energy fall far short of the capacity of the Sun. The total amount of energy produced over the entire life of the Sun is staggering, since the Sun has been shining for billions of years. Scientists were unable to explain the seemingly unlimited energy of stars like the Sun prior to the twentieth century.