Крупномасштабные магнитные поля и активность звезд поздних спектральных классов

• Автор: Лившиц, Илья Моисеевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2002
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 107 с. : ил

Содержание
Введение

Глава I. Магнитные поля активных звезд поздних

спектральных классов

1.1. Вращательная модуляция общего магнитного поля Солнца

1.2. Обзор первых результатов измерений глобальных магнитных

полей активных поздних звезд

1.3. Дипольная аппроксимация наблюдаемых глобальных попей

поздних звезд

1.4. Выводы главы I

Глава II. Длительные рентгеновские вспышки на активных

поздних звездах
II. 1. Введение к главе II
II.2. Рентгеновские наблюдения длительных звездных вспышек
И.З. Результаты численного моделирования эволюции гигантских
корональных петель при вспышках на поздних субгигантах .
11.4. Оценка энергии крупномасштабного магнитного поля
11.5. Заключение главы II
Глава III. Свидетельства большой потери массы в системах
типа RS CVn
111.1. Введение к главе III
111.2. Численное моделирование взаимодействия звездных ветров
в двойной системе
111.3. Особенность в распределении меры эмиссии и ее возможная
интерпретация
111.4. Выводы главы III
Заключение
Список литературы
Приложение
Введение
Как известно, большинство основных явлений солнечной активности связывают с эволюцией локальных магнитных полей. Она приводит к формированию солнечных пятен и активных областей в целом - образований размером несколько угловых минут (порядка десятых долей радиуса Солнца). Активные области захватывают все слои: фотосферу, хромо-сферу, переходную область и корону. На нижнем уровне располагаются пятна и фотосферные факелы, на среднем - флоккулы (хромосферные факелы) и уже в короне - совокупность плотных корональных петель, составляющих корональную конденсацию. Время жизни отдельных активных областей заключено в широких пределах - от нескольких дней до года. Их число меняется в ходе 11-летнего цикла.
В последние десятилетия, однако, стало выясняться, что некоторые долгоживущие (квазистационарные) процессы на Солнце, связанные с циклом активности, захватывают большую часть или даже всю его поверхность (де Ягер 1962). Это относится к системам волокон (протуберанцев) и громадных стримеров над ними, к корональным дырам и полярным факелам. Форма солнечной короны изменяется в ходе цикла, отражая эволюцию полей самого большого масштаба.
Масштаб некоторых нестационарных явлений, таких как длительные вспышки и гигантские корональные выбросы массы (Coronal Mass Ejection - СМЕ), превосходит размер активных областей. Начавшись в некоторой активной области, нестационарный процесс быстро распространяется вдоль линии, на которой радиальная составляющая крупномасштабного поля обращается в ноль. Иногда над этой нейтральной линией крупномасштабного магнитного поля развиваются системы гигантских арок, уходящих на громадные расстояния от поверхности Солнца.
Развитие как квазистационарных, так и нестационарных явлений создает впечатление, что циклом солнечной активности в целом управляют магнитные поля большого масштаба, а эволюция локальных полей, собственно и являющаяся причиной активных процессов, определяется крупномасштабным полем.
При наблюдениях с высоким пространственным разрешением крупномасштабные поля на Солнце не видны. Они достаточно хорошо выделяются на Стэнфордских синоптических картах, разрешение которых составляет 3x3 угловые минуты. На магнитных картах можно условно выделить локальные (размером несколько угловых минут) и крупномас-

штабные (размером ~ 0.3 — 1Д3) магнитные поля. Самый крупный масштаб связан с дипольной составляющей магнитного поля, иногда называемой глобальным полем. Следуя терминологии (Словарь 1980), будем называть:
• глобальным полем - осредненное поле дипольного типа, наблюдающееся на полюсах в минимум активности.
• крупномасштабным полем - большие участки слабых магнитных полей одной и той же полярности. Крупномасштабное поле включает в себя две высокоширотные области, занятые противоположно направленными полями, и набор униполярных структур на средних и низких широтах, размером от нескольких до десяти-двадцати угловых минут. Униполярные магнитные области, иногда формирующиеся как остатки больших активных областей, существуют от полугода до 1 - 2 лет.
Замагниченный солнечный ветер вытягивает силовые линии крупномасштабного поля из внешней короны в межпланетное пространство. Глобальный диполь Солнца проявляется в гелиосфере в виде двух противоположно направленных магнитных потоков в северной и южной частях гелиосферы. На поверхности, разделяющей эти магнитные потоки, течет ток. Граница раздела магнитных потоков называется гелиосферным токовым слоем. Заметим, что силовые линии оказываются закрученными в паркеровскую спираль. Ток течет по направлению к Солнцу, причем направление тока всюду перпендикулярно силовым линиям магнитного поля.
В минимум активности этот слой является почти плоским. Вблизи его основания около Солнца располагается пояс корональных стримеров. При заметном уровне активности нейтральная линия на фотосферном уровне сложна и занимает значительный интервал широт, что приводит к развитию гофрированного токового слоя. Изменение знака полярных полей - переполюсовка - происходит близ максимума цикла, так что возврат к той же самой магнитной конфигурации глобального поля происходит только через 22 года.
Параллельная солнечной поверхности компонента магнитного поля в короне препятствует формированию солнечного ветра. Поэтому пояс стримеров является источником низкоскоростного солнечного ветра. Плотность плазмы в этом ветре выше, чем в высокоскоростных потоках

Рисунок 1.1.
Магнитное поле Солнца как звезды в микротеслах, (1 дТл = 0.01 Гс) (сплошная кривая). Пунктир — вычисленные по фотосферным данным значения ОМПС в условных единицах.