Курсовая работа (т): Происхождение магнитных полей звёзд

Необходимое условие работы гидромагнитного динамо обычно заключается в том, чтобы Rm превышало некоторое значение Rm крит ≥10. В космической плазме Rm, как правило, очень велико, и этот критерий выполнен с большим запасом. К достаточным условиям работы гидромагнитного динамо относится ряд ограничений на геометрические, точнее топологические, свойства течения.

Эти ограничения достаточно полно установлены для случая, когда рассматривается поведение магнитного поля при заданном течении плазмы (кинематическое динамо). В частности, гидромагнитное динамо невозможно, когда движение происходит вдоль сферических или плоских поверхностей. При движениях проводящей среды вдоль поверхностей других типов оно возможно. Магнитное поле при этом (если пренебречь его влиянием на движение) растёт экспоненциально. Однако скорость роста поля оказывается малой в случае больших Rm (медленное динамо). Такое динамо может работать в ядрах планет, где Rm относительно невелики: в земном ядре Rm>>150. Поскольку для большинства космических объектов значения Rm очень велики, принципиально важно ответить на вопрос, существует ли быстрое динамо со скоростью роста, не стремящейся к нулю (или к отрицательному значению) при Rm >> 1.

Рисунок 3.1 - Усиление магнитного поля путём перекручивания и удвоения петель

Пример быстрого динамо, предложенный Я.Б. Зельдовичем, показан на рисунке 3.1. Быстрое динамо может работать в типичной для космических условий турбулентной среде. В то же время турбулентные движения запутывают магнитные силовые линии, уменьшая их характерный масштаб. Для усиления и поддержания крупномасштабных магнитных полей турбулентные движения не должны обладать зеркальной симметрией. Нарушение зеркальной симметрии означает преобладание вихрей одного знака (правовинтовых или левовинтовых). Такая турбулентность не типична для лабораторных экспериментов, однако естественным образом возникает в космических условиях благодаря вращению неоднородных небесных тел. Как показали теоретические исследования, зеркально-несимметричные случайные движения способны генерировать крупномасштабное магнитное поле.

Рисунок 3.2 - Генерация магнитного поля в случае неоднородного вращения плазмы

На рисунке 3.2 изображена генерация магнитного поля в случае неоднородного вращения плазмы. В результате накручивания вмороженных магнитных силовых линий из исходного полоидального (меридионального) поля Вр образуется азимутальное поле Вj. Штриховым кружком отмечена одна петля, созданная турбулентными движениями.

Рисунок 3.3 - Гидромагнитное динамо при наличии средней спиральности движений плазм

На рисунке 3.3 изображено гидромагнитное динамо при наличии средней спиральности движений плазмы. Преобладание течений указанного типа (левоcторонняя спираль) приводит к появлению электрического тока jj, параллельного магнитному полю Bj. Такой ток в свою очередь создаёт магнитное поле, перпендикулярное исходному полю. Повторное применение эффекта к новому полю позволяет создать поле, параллельное (или антипараллельное) исходному, т. е. приводит к самовозбуждению системы.

Эффекты генерации магнитного поля благодаря неоднородному (дифференциальному) вращению и спиральности турбулентности составляют основу теории турбулентного гидромагнитного динамо крупномасштабных магнитных полей. Эта теория используется при решении ряда астрофизических задач: генерация магнитных полей в ядрах планет, в дисках двойных рентгеновских источников, в галактическом диске, существование солнечного цикла и др.

В дополнение к указанным двум эффектам крупномасштабное поле подвергается турбулентной диффузии, которая гораздо эффективнее омической. Кроме того, неоднородная (в частности, у границ) турбулизованная проводящая среда с большим Rm ведёт себя подобно диамагнетику, т. е. крупномасштабное магнитное поле выталкивается из турбулентной области. К выталкиванию магнитных силовых линий приводят и крупномасштабные течения плазмы с замкнутыми линиями тока. Своеобразный эффект вытеснения поля возможен в ячеистой конвекции, в которой жидкость поднимается в центре ячейки и опускается у её границ.

В теоретических работах много внимания уделяется построению моделей гидромагнитного динамо для ламинарных течений плазмы. Первым примером такого динамо была модель самовозбуждения магнитного поля в системе, состоящей из двух сфер, вращающихся вокруг непараллельных осей и погружённых в среду с конечной проводимостью. Построены точные решения уравнений гидромагнитного динамо для системы из двух тороидальных вихрей, винтового движения вдоль цилиндрических поверхности и многое другое. Идеи ламинарного гидромагнитного динамо используются при объяснении происхождения магнитных полей в планетах и двойных звёздных системах. [14]

Заключение

В ходе выполнения работы по теме «Происхождение магнитных полей звёзд» был раскрыт ряд определенных вопросов.

В первой части работы были подробно рассмотрены магнитные поля звёзд различных типов а именно:

) Магнитные поля звёзд Главной Последовательности:

гелиевые звёзды, Si - звёзды, SrCrEu - звёзды, Am - звёзды и нормальные звёзды Главной Последовательности

) Магнитные поля звёзд на поздних стадиях эволюции:

гиганты, белые карлики и нейтронные звёзды.

Вторая часть работы посвящена изучению теорий происхождения магнитных полей звёзд:

)        Теория реликтового происхождения поля

)        Динамо-механизм генерации магнитного поля.

Разобран их механизм генерации.

Список использованной литературы

1. Hunger, K. Upper Main Sequence CP stars [Текст] / К. Hunger // IAU Coll. Crimea Reidel. - No.90. - р. 257.

. Любимков, Л.С. Химический состав звезд: метод и результаты анализа [Текст] / Л.С. Любимков // НПФ "Астропринт. - 1995. - 323 с.

3. Borra, E.F [Текст] / E.F. Borra, J.D. Landstreet // Astrophys.J - 1979. - р. 809.

. Борра и др. [Текст] / E.F. Borra, J.D. Landstreet, I.B. Thompson // Astrophys. J. Suppl. - 1983. - Ser. 53. - р. 151.

. Borra, E.F [Текст] / E.F. Borra, J.D. Landstreet // Astrophys.J. - 1979. - р. 809.

. Болендер и др. [Текст] / D. A. Bohlender, D.N. Brown, J.D. Landstreet, I.B. Thompson // Astrophys. J. - 1987. - р. 352.

. Романюк, И.И. Магнитные CP-звезды Главной последовательности II. Физические параметры и химический состав атмосфер [Текст] / И.И. Романюк // Астрофизический Бюллетень. - 2007. - т. 62 - 102 с.

. Романюк, И.И. Магнитные CP-звезды Главной последовательности III. Результаты измерений магнитных полей [Текст] / И.И. Романюк // Астрофизический Бюллетень. - 2010. - т. 65 - 403 с.

. Глаголевский, Ю.В. Изменение магнитного поля CP-звезд с возрастом [Текст] / Ю.В. Глаголевский, Е. Герт // Бюлл. Спец. астрофиз. Обсерв. - 2005. - т. 58 - 27 с.

.Магнитное поле Солнца и звёзд [Электронный ресурс] // НИЖ Биофаил. - Режим доступа: ( http://biofile.ru ).

. NGC 1624-2 - звезда с самым мощным магнитным полем [Электронный ресурс] // НПЖ наука 21 век. - Режим доступа: ( http://nauka21vek.ru ).

. Фабрика, С.Н. Первая регистрация магнитного поля и вращения нормальных белых карликов [Текст] / С.Н. Фабрика // САО РАН. - 2003. - 25 с.

. Пикельнер, С.Б. Магнитные звёзды [Текст] / С.Б. Пикельнер, В.Л. Хохлова // Успехи физических наук. - т. 107. - 389 с.

. Рузмайкин, А.А. Физика Космоса [Электронный ресурс] // Астронет. - Режим доступа: ( http://www.astronet.ru ).