Tähtien magneettinen aktiivisuus; 1. luento

Koko: px

Aloita esitys sivulta:

Download "Tähtien magneettinen aktiivisuus; 1. luento"

Hannele Majanlahti
6 vuotta sitten
Katselukertoja:

1 Tähtien magneettinen aktiivisuus; 1. luento Periodi III: teoriaa; luentoja, demonstraatiota ja harjoituksia luentoaikaan ke Harjoitukset: laskarityyppisiä kotitehtäviä, jotka palautetaan luennon alussa Demonstraatiot: MEFISTO ja PENCIL CODE ohjelmistoilla toteutettuja havaintoesityksiä luennon aihepiiristä Kirjallisuutta teoriaosaan: L. Mestel: Stellar magnetism, 1999, Oxford University Press (tilattu kirjastoon) Schrijver & Zwaan: Solar and stellar magnetic activity, 2000, Cambridge University Press (Ilmatieteen laitoksen käsikirjastossa)

2 Tähtien magneettinen aktiivisuus; 1. luento Kurssin suoritus: tentti Luentomateriaali ja kotitehtävät löytyvät kurssin kotisivulta ja wiki.helsinki.fi/display/sma

3 Johdanto: Karkea yhteenveto havainnoista Useimmilla tähdillä on magneettikenttä 1.Magneettiset tähdet Varhaisen tyypin tähdet (T> K), jotka joko kokonaan radiatiivisia tai niillä on pieni konvektiivinen ydin Voimakkaita (>1000 G), stabiileja magneettikenttiä Periodista vaihtelua, joka selitetään ns. oblique rotator mallin avulla: tähdellä dipolikenttä, jonka symmetria akseli kallistunut pyörimisakseliin nähden

6 Ap tähdet: magneettiset A spektriluokan tähdet ( G, Zeeman efekti) Magneettiset valkoiset kääpiöt: ( G, sirkulaaripolarisaation kontinuumi) Magnetarit: neutronitähdet, joilla erittäin voimakas magneettikenttä ( G, röntgenspektrin syklotroniviiva, optiset syklotroniviivat, epäsuorat menetelmät esim. spin down rates) Kentät staattisia kuin sauvamagneetti; ei varsinaista magneettista aktiivisuutta Kentän voimakkuus ei riipu pyörimisnopeudesta Fossiilikenttäkö? Tarvitaanko dynamoteoriaa?

7 2. Magneettisesti aktiiviset tähdet (periodi IV) myöhäisen tyypin tähdet, joilla konvektiokerros aktiivisuusilmiötä, joilla magneettinen alkuperä tähdenpilkkuja, joilla periodista vaihtelua flare tyyppisiä purkauksia tähden koronaan magneettisen aktiivisuuden taso sitä korkeampi mitä nopeammin tähti pyörii Auringosta kattavia havaintoja ja aikasarjoja, muista tähdistä fotometrisia, spektroskopisia, spektropolarimetrisia havaintoja turbulenttinen konvektio > fossiilikentät eivät säily tähden elinikää; dynamoko?

8 Aurinko pieniä pilkkuja matalilla latitudeilla aksiaalisymmetrinen; kuukausien ikäisiä hot spoteja perhosdiagramma Halen polariteettilaki 22 vuoden sykli epäsäännöllistä pitkäaikaisvaihtelua flarepurkauksia prominensseja plage alueita fakuloita granulaatio Nopeasti pyörivä viileä tähti suuria pilkkuja korkeilla latitudeilla aktiivinen longitudi; ei aksiaalisymmetrinen syklistä flip flopia; vaihtuuko polariteetti? flarepurkauksia

9 The original butterfly diagram (top left), drawn by E. Walter Maunder and Annie S.D. Maunder in 1904, is preserved in the NCAR Archives. It demonstrated for the first time the movement of sunspot emergence from the poles toward the equator over the Sun's 11 year cycle. The color image (right) represents sunspot activity from (Images courtesy NCAR High Altitude Observatory

12 Mitkä fysikaaliset tekijät säätelevät aktiivisuutta? Massa < > spektriluokka < > konvektiokerroksen paksuus Ympäristö kumppanit tähtijoukko Pyörimisnopeus Konvektion ominaisuudet Kulmanopeuden jakautuminen tähden sisällä Meridionaalinen sirkulaatio ja onko sitä

13 Perus MHD käsitteitä 1 Magneettikentän aikakehitys: induktioyhtälö (johto esitetty esim. MHD kurssilla, löytyy myös Mestel: luku2) (1) (SI) (2) =magneettinen diffuusio, = sähkönjohtavuus, =permeabiliteetti, cgs yksiköissä =c 2 (4 ) -1, c=valonnopeus Advektiotermi Diffuusiotermi

14 Perus MHD käsitteitä 2 Magnetohydrodynaaminen approksimaatio: oletetaan, että virtausta voidaan kuvata fluidielementeillä (partikkelien vapaa matka on pieni verrattuna systeemin dimensioon) Ei relativistinen approksimaatio: systeemin nopeudet pieniä suhteessa valon nopeuteen > siirtymävirta voidaan jättää huomiotta Single fluid approksimaatio: varattuja ja neutraaleja hiukkasia käsitellään yhtenä fluidina, jos Debye pituus on pieni suhteessa systeemin dimensioon

15 Perus MHD käsitteitä 3 Jos diffuusio voidaan olettaa skalaariksi ja vakiosuureeksi, saadaan yksinkertainen muoto (3) Vektorien laskukaavoilla saadaan esitysmuoto Divergenssittömyysehdosta (5) seuraa (6) (4) (5) (6)

16 Perus MHD käsitteitä 4 Tärkeä dimensioton luku: Reynoldsin luku (7) L = systeemin tyypillinen pituusskaala, V=tyypillinen nopeus, =tyypillinen aikaskaala Kuvaa advektiotermin voimakkuutta diffuusiotermiin verrattuna Sen avulla (1) voidaan esittää dimensiottomassa muodossa (8)

17 Jos Rm >> 1, Perus MHD käsitteitä 5 (9) (10) Magneettikenttä jäätynyt plasmaan; Alfvénin teoreema: Magneettikentän viivat liikkuvat fluidin mukana. Kentän suunnassa tapahtuva liike ei muuta kenttää, mutta kenttää vastaan kohtisuorat liikkeet kuljettavat kenttää mukanaan. Jos Rm << 1, (11) (12) Magneettinen diffuusioyhtälö

18 Perus MHD käsitteitä 6 Kinemaattinen lähestymistapa: nopeuskenttä oletetaan tunnetuksi ja ajan suhteen muuttumattomaksi Auringon tapauksessa laajan mittakaavan nopeuskenttä tunnetaan melko hyvin helioseismologisista havainnoista Muiden tähtien pinnan pyörimistä on tutkittu spektroskopisista havainnoista; sisäosien liikkeitä ei tunneta Konvektiivinen turbulenssi??? Dynaaminen lähestymistapa: malliin otetaan ratkaistavaksi myös liikeyhtälö. (13) (SI) Lorentz voima (14)

19 Perus MHD käsitteitä 7 Lorentz voima voidaan esittää muodossa (SI) (15) Jännitysvoima Paine Alfvén waves: varatut hiukkaset värähtelevät tasapainotilansa ympärillä magneettikentässä v A = B (4 ) 1/2 Alfvénin nopeus (cgs) (16) A =L/v A Alfvén aikaskaala (17)

20 Perus MHD käsitteitä 8 Mean field approach: jos turbulenssia, mallinnus vaikeaa (nskaala suuri) suuren ja pienen mittakaavan kentät käsitellään erikseen pienten skaalojen kollektiivinen vaikutus suuriin parametrisoidaan ratkaistaan vain keskimääräisen kentän kehitystä

21 Harjoitus 1: 1. Johda Lorentz voiman yleisestä määritelmästä (14) esitysmuoto (15). Mitä (15) on cgs yksiköissä? Mitä (16) on SI yksiköissä? 2. Arvioi advektio, diffuusio, Alfvénin aikaskaalaa ja magneettista Reynoldsin lukua Auringonpilkussa ja auringonkaltaisen nopeasti pyörivän tähden pilkussa. Oletetaan, etta magneettinen diffuusio on luonteeltaan mikroskooppista ja saadaan kaavasta = 10 9 T 3/2 m 2 s 1

Samankaltaiset tiedostot

Tähtien magneettinen aktiivisuus; 3. luento Dynamoteoria 1

Tähtien magneettinen aktiivisuus; 3. luento Dynamoteoria 1 Yleisesti: etsitään sellaisia (1):n ratkaisuja, joissa valittu/dynaamisesti ratkaistu nopeuskenttä ylläpitää magneettikenttää diffuusiota vastaan