[科普中國]-恒星磁場

測量

較低處的頻譜顯示磁場作用在頂端的光源后產(chǎn)生的則曼效應恒星的磁場可以利用塞曼效應測量。通常，恒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(chǎn)生特定的黑暗吸收線。但是，當原子在磁場內(nèi)，這些譜線就會分裂成多條鄰近的譜線。能量也會被極化，而極化的方向取決于磁場原來的方向。因此可以通過檢驗則曼效應的譜線，確定恒星的磁場強度和方向。

恒星的分光偏振譜儀可以用來測量恒星的磁場，這種儀器是攝譜儀和偏振計的結合。第一個來研究恒星磁場的儀器是NARVAL，它安裝在法國比利牛斯山比格爾地區(qū)的日中峰天文臺的Bernard Lyot望遠鏡上。

各種測量—包括磁強計的測量已經(jīng)超過150年， 14C用于數(shù)木的年輪；和10Be用于冰核—已經(jīng)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。

磁場的產(chǎn)生恒星磁場，依據(jù)太陽發(fā)電機理論，是在恒星的對流區(qū)域內(nèi)造成的。導電的等離子形成的對流環(huán)圈功能很像發(fā)電機，這項活動破壞了恒星原始的磁場，然后生成一個偶極磁場。如果恒星經(jīng)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(huán)形的“通量索”，纏繞著這顆恒星。這種場可以高度的集中，當他們出現(xiàn)在表面上可以產(chǎn)生一些活動。

導電的氣體或液體在磁場中轉動會產(chǎn)生自感的電流，和自發(fā)的磁場，由于結合了較差自轉（物體不同部分有不同的角速度），就有科氏力和感應的組合。電流的分布可以很復雜，有無數(shù)開放和封閉的循環(huán)，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(xiàn)凈偶極場的存在，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(guī)模的導電體運動（赤道電流），赤道電流循環(huán)的偶極場是產(chǎn)生的磁場主要成分，因此轉動體磁場的磁極會出現(xiàn)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沖星。這些發(fā)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(chǎn)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，太陽黑子的活動處于最大化狀態(tài)（因為缺乏磁場對等離子的磁制動），導致大量的高能等離子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(chǎn)生。電場加速電子和光子成為高能粒子（數(shù)千電子伏特）導致非常熱的噴流使高熱的等離子離開太陽的表面和加熱日冕中的等離子致很高的溫度（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周期。地球磁場就是這樣的例子，電流的湍流在黏稠的外核產(chǎn)生。

表面活動星斑是恒星表面上強磁性活動的區(qū)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恒星的對流層內(nèi)形成的。由于恒星的較差自轉，這些管子被拉伸和蜷縮，抑制了對流和使得這些區(qū)域的溫度比正常的低。冕圈通常在星斑之上形成，由磁力線形成并擴展至冕中。這些提供冕的加熱機制使它達到百萬K的高溫。

磁場聯(lián)結的星斑和冕圈還聯(lián)結了閃焰的活動，和結合日冕物質拋射。等離子倍加熱至數(shù)千萬K，和粒子倍加速到極端的高速度離開恒星表面。

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恒星展現(xiàn)出強大的活動。相較之下，像太陽這種自轉緩慢的中年恒星，顯示出低水平的活動和周期性的變化。一些年老的恒星幾乎沒有活動的現(xiàn)像，這可能意味著它們已經(jīng)進入相當于太陽蒙德極小期的平靜。測量恒星活動變化的時間可以用于測量恒星較差自轉的速率。

磁層太陽磁場駕馭著大規(guī)模的等離子物質拋射。NOAA影像。恒星的磁場或形成延伸至周圍太空中的磁層。磁力線會從恒星的一個磁極發(fā)出，進入另一個磁極結束，形成封閉的環(huán)圈。磁層包含從恒星風中陷入的帶電粒子，它門會沿著磁力線運動。當恒星自轉時，磁層也拖著帶電粒子隨著轉動。

由于恒星發(fā)出的物質是隨著恒星風從光球出來的，磁層會在這些拋出的物質上產(chǎn)生轉矩。這將導致恒星的角動量傳輸至周圍的空間內(nèi)，造成恒星自轉速率的減緩。快速自轉的恒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(jīng)由這種方法，一顆恒星會逐步接近，但永遠不會達到零旋轉的狀態(tài)。

磁星以則曼-多普勒攝影重建的御夫座SU表面磁場（一顆年輕的金牛T型）。金牛T星是一種通過重力收縮加熱，核心還沒有開始燃燒氫的前主序星。它們是磁場活躍的變星，這些恒星的磁場被認為有強烈的恒星風，將角動量轉移置環(huán)繞在周圍的原行星盤。當他塌縮時，會對齊旋轉速物產(chǎn)生剎車作用。

小的M-型恒星（從0.1–0.6太陽質量）展現(xiàn)出快速、不規(guī)則的變化，被稱為耀星。雖然活動相對于恒星的大小是非常的強烈，但它們的波動被假設是由閃焰引起的。在這類恒星上的閃焰可以延伸到圓周的20%，和在光譜的藍色和紫色部分輻射出非常多的能量。

行星狀星云是紅巨星拋出的外圍封包層，形成向外膨脹的氣體殼層。然而，它仍然有許多未解的謎，為何這些氣咳不完全是球對稱的，80%的行星狀星云不是球形，而是形成雙極或橢圓的星云。形成非球面形狀的一個假設是受到恒星磁場的影響，等離子傾向于從磁極的方向拋出，而不是均勻的想所有的方向擴散。觀測已經(jīng)證實至少有4顆行星狀星云的中心恒星有著強大的磁場。

一些大質量的恒星在已經(jīng)停止熱核融合之后，有部分的質量會坍縮成為致密的中子，稱為中子星。這些天體保有原來恒星值得注意的磁場，但在尺寸上的坍縮造成磁場的強度戲劇性的增強。坍縮的中子星快速的自轉使它成為脈沖星，發(fā)射出狹窄的能量束周期性的指向觀測者。

致密和快速自轉的天體（白矮星中子星、和黑洞）都具有極強的磁場。剛誕生的以高速自轉的中子星磁場強度是如此的強大（可以高達 108泰斯拉）使它的電磁輻射有足夠的能量快速的（在短的數(shù)百萬年間）減緩恒星自轉速率的100至1000倍。掉落到中子星的物質也遵循著磁力線，當它們抵達和撞擊到恒星的表面時，到至表面產(chǎn)生兩個熱點。這些點確實的大小只有幾英尺（大約1米），但是非常明亮。它們隨著自轉周期性的發(fā)生被食，被假設為虛擬的脈沖輻射來源（參見脈沖星）。

被極端磁化的中子星稱為磁星，它們的形成是核心-坍縮超新星造成的。在1998年對SGR 1806-20的測量證實了這種恒星的存在。這顆恒星的磁場使表面的溫度高達1,800萬K，和以伽瑪射線暴釋放出大量的能量。

相對論性等離子噴流也曾經(jīng)在非常年輕星系中心，延著活躍黑洞的磁極方向被觀測到。

相關新聞大陵五雙子星共享了一個強大的永久磁場2010年1月利用附近兩顆不同尋常的恒星，天文學家第一次捕捉到了由太陽之外的其他恒星產(chǎn)生的磁場圖像。對這一磁場進行研究將幫助科學家更好地理解產(chǎn)生恒星磁場的內(nèi)部動力學機制——在太陽系中，它將對從天氣到人造衛(wèi)星乃至無線電通訊的許多事物產(chǎn)生影響。 2

這是麥克唐納天文臺的哈比-埃博利望遠鏡（HET）的主鏡片。這一鏡面由91塊小鏡片拼接而成，其有效孔徑達到9.2米。2012年9月一個由加拿大皇家軍事學院的格里格·韋德領銜的天文學家小組使用美國德克薩斯大學奧斯丁分校所屬麥克唐納天文臺的哈比-埃博利望遠鏡（HET）以及位于夏威夷群島莫納克亞山頂?shù)募幽么?法國-夏威夷望遠鏡（CFHT）對迄今（2012年）在恒星周圍發(fā)現(xiàn)的最強磁場進行了測量。這顆恒星的磁場強度比太陽強2萬倍，也比其它任何迄今（2012年）已知的大質量恒星磁場強上10倍以上。這顆恒星光譜型為O型，編號為NGC 1624-2，位于英仙座疏散星團NGC 1624中，其質量約為太陽質量的35倍，距離約為2萬光年。這顆恒星是天文學家們?nèi)媪私獯筚|量恒星性質的極端案例之一，其在星系演化過程中扮演著重要作用。3

科學家解讀超大質量黑洞對恒星磁場的影響

科學家第一次將恒星磁場加入計算機模擬，希望能夠解開銀河系中心的，離中心黑洞很近的恒星是怎樣的。銀河系中心的黑洞人馬座A*，是離我們最近的黑洞。我們對它了解甚少。發(fā)表在天體物理學雜志上的新文章中，天文學家預測天馬座A附近的年輕強磁場的恒星會發(fā)生什么。這是第一次在模擬中加上恒星磁場，黑洞的潮汐力會拉伸其附近的恒星。哈佛-史密松天體物理中心的天體物理學家James Guillochon在Seeker上說：“磁場數(shù)值模擬有點棘手?！?