Магнитные поля массивных звезд А.Ф.Холтыгин 25 марта 2015 года
реклама
Магнитные поля массивных звезд А.Ф.Холтыгин Санкт-Петербургский госуниверситет, СанктПетербург, Россия 25 марта 2015 года ИПА РАН, Санкт-Петербург Содержание доклада • Соавторы • Магнитные поля во Вселенной • Этапы исследования магнитных полей звезд • Эффект Зеемана • Токи и магнитные поля • Проекты исследования магнитных полей • Статистика магнитных полей и магнитных псевдо-потоков • Образование и эволюция магнитного поля массивных звезд • Локальные Магнитные поля. Пятна и протуберанцы • Магнитные поля звезд типа Вольфа-Райе • Моделирование эволюции магнитного поля массивных звезд • Выводы Соавторы Участники проекта BOB T. Morel AGO Department, University of Liège PI M. Briquet AGO Department, University of Liège N. Castro Argelander Institute for Astronomy (AIfA), Bonn L. Fossati Argelander Institute for Astronomy (AIfA), Bonn N. Langer Argelander Institute for Astronomy (AIfA), Bonn F. Schneider Argelander Institute for Astronomy (AIfA), Bonn R. Barbá Depart. de Física, Univers. de La Serena, La Serena, Chile G. Mathys European Southern Observatory (ESO), Garching M. Schöller European Southern Observatory (ESO), Garching N. Przybilla Insbruck University, Insbruck A. Piskunov Institute of Astronomy (INASAN), Moscow A. Herrero Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), Tenerife J. Maíz Apellániz Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA), Granada S. Simon-Díaz Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), Tenerife J. F. González Instituto de Ciencias Astronómicas, San Juan R. Arlt Institute for Astrophysics (AIP), Potsdam T. A. Carroll Institute for Astrophysics (AIP), Potsdam S. Hubrig Institute for Astrophysics (AIP), Potsdam I. Ilyin Institute for Astrophysics (AIP), Potsdam R. Scholz Institute for Astrophysics (AIP), Potsdam N. Kharchenko Main Astronomical Observatory, Kiev H. Spruit MPA, Garching A. Reisenegger Pontificia Univers. Católica de Chile (PUC), Santiago W.-R. Hamann Potsdam Universität, Potsdam L. Oskinova Potsdam Universität, Potsdam P. L. Dufton Queen's University, Belfast A. Kholtygin Saint-Petersburg State University, St. Petersburg S.-C. Yoon Seoul National University, Seoul A. Irrgang Sternwarte, Universität Erlangen, Bamberg M.-F. Nieva Sternwarte, Universität Erlangen, Bamberg A. de Koter University of Amsterdam (UvA), Amsterdam H. Sana University of Amsterdam (UvA), Amsterdam Сотрудники СПбГУ ГАО и САО Н.П.Судник В.В.Душин А.С.Медведев А.П.Игошев Н.А.Драке С.Н.Фабрика Г.А.Чунтонов Г.Г.Валявин Т.А.Бурлакова Д.О.Кудрявцев М.А.Погодин Магнитные поля, встречающие ся в природе и технике Этапы исследования магнитных полей звезд 1897 - открытие расщепления линий дублета линий D1 и D2 натрия (Zeeman). С этого времени явление расщепления линий в магнитном поле, названное по имени своего первооткрывателя эффектом Зеемана, используется для поиска магнитных полей и, в том числе, магнитных полей звезд. 1908 – открытие Джорджем Хэйлом магнитных полей солнечных пятен 1947 - Бэбкок обнаружил магнитное поле звезды 78 Vir, имеющее дипольную структуру, с напряженностью на полюсах около 1500 Гс 1949 – открытие межзвездной поляризации света (Хилтнер & Холл). Интерпретация – из-за выстраивания пылинок в магнитном поле Галактики 1967 – открытие нейтронных звезд, самых сильных магнитов во Вселенной 1970 – открытие магнитных полей белых карликов 2002 – открытие магнитного поля O-звезды 1 Ori C 2005 – обнаружение магнитных полей центральных звезд планетарных туманностей 2010 – обнаружение магнитного поля Веги (A0V, B ~ 1 Гс) 2013 –обнаружение магнитного поля звезд типа Вольфа-Райе на уровне 2 Эффект Зеемана Наблюдения эффекта Зеемана Зеемановское расщепление дублета натрия 5890, 5896 Zeeman (1897) - компоненты (M=0) - компоненты (M=1) Эффект Зеемана Зеемановское расщепление дублета натрия 5890, 5896 Расщепление линий в результате эффекта Зеемана ez 2 Z q H 2 0 4me c 9.34 10 13 z H 20 Спектры звезды HD37776 (B2IV), соответствующие разнонаправленным циркулярным поляризациям: L и R компоненты профиля линии Структура поля: диполь+квадруполь+октуполь (квадрупольная компонента достигает 60 кГс. Романюк и Кудрявцев, 2003 z – эффективный фактор Гаунта Токи и магнитные поля Магнитные поля Fм агн qv Β, Fм агн qv B, c СИ СГС (1 тесла 1 10 4 Гс) Сила, действующая на заряд q в магнитном поле напряженностью B ( Гс) B 0 2 IS c 3 r 3 0 2 Pm c 3 r3 Магнитное поле кругового тока вдоль оси конура с током. S – площадь контура, Pm =I*S магнитный момент Магнитное поле Земли Магнитный полюс 1 Гс B(r,,) I = 3.4109 A 5000 км Bz Br Bp ( R / R0 )3 Bp ( R / Ro ) 3 cos 1 / 3 2 cos sin Для генерации такого тока достаточно одной трубки тока с площадью 2640 м2 и скоростью дрейфа зарядов 0.1 мм/с. Ось вращения Оценка звездных токов (звезда Ap спектрального класса A5) Bp = 1 кГс I = 1014 A R*=3R 2 R Ось вращения звезды Для генерации тока 1014 A достаточно одной трубки тока с площадью 21 km2 и скоростью дрейфа зарядов 1 м/с. Project MIMES: Magnetism in Massive Stars Head of the Project: Gregg Wade, Canada http://www.physics.queensu.ca/~wade/mimes/MiMeS__Magnetism_in_Massive_Stars.html Project BOB Principal Investigator T. Morel , AGO Department, University of Liège + (30 collaborators) Цели проекта: Исследование слабых магнитных полей массивных звезд для выяснения вопроса: все ли массивные звезды обладают магнитным полем, или только звезды конкретных спектральных классов, химсостава, возрастов и т.д. Телескопы и спектрографы VLT, 8-m Antu telescope FORS2+HARPS, NOT Results: 2011 + 2013 65 звезд > 100 спектров магнитное поле на уровне 3 sigma впервые обнаружено для 14 O звезд. 30% 26% 21% http://www.astro.uni-bonn.de/BOB/ 24% Что измеряется? i 1 Bl W 2 /2 d B l 0 cos sin d r ( , )d 0 I ( , ) I r I (1 u u cos ) 15 u cos cos i sin sin i cos 2 ( 0 ) Bl B p 20(3 u ) Preston G.W., 1967, ApJ, 150, 547 Cep Sco Donati et al. (2001) Sco, Donati et al. (2006) Статистические характеристики магнитного поля Поляриметрическое наблюдения дают нам только эффективные магнитные поля Bl. Эти значение сильно меняются с фазой вращения и не могут быть использованы для статистического анализа. Очень важно найти статистические характеристики магнитного поля звезды, которые можно легко получить из наблюдений и которые, в то же время не сильно зависят от фаз вращения. в которые наблюдения были проведены Используются 3 параметра, характеризующие магнитное поля звезды 1 n i B Bl n i 1 Среднеквадратичное магнитное поле 2 B n 1 i B l n 1 i 1 2 Средняя точность измерений магнитной индукции 2 1 n ( Bli ) 2 n n i 1 ( Bi ) 2 Приведенная статистика 2 Хотя бы для одного измерения |B| >3B => B 2 B , 2 1 n Критерии выбора реальных данных из измерений магнитной индукции CPD-28 2561: B= 239 Гс, B=93 Гс, 2/n = 5 Магнитные поля нормальных звезд усредненные по спектральным классам Магнитная пустыня Функция распределения магнитного поля для BA звезд Функция магнитного поля для B и A-звёзд} (пустые и заполненные символы соответственно). Степенная аппроксимация показана прерывистой линией. Заполненные (для Bзвёзд) и пустые (для Азвёзд) пятиугольники обозначают данные в области B < Bth. Являет ся ли провал при B < 0.3 кГс реальным? Распределение среднего магнитного поля звезд O: Аппроксимация степенной функцией f B f B 0.035 B0 obs N (B, B B) ( B) N 0 B 2.78 B f B A0 B 0 Функция распределения магнитных полей: новый подход Bychkov et al. (2009) lg(B0)=2.53 B0=340 Гс =0.54 Нет магнитной пустыни x lg( B), f ( X ) 1 e 2 ( x x0 ) 2 2 2 , x0 lg( B0 ) Магнитные псевдо-потоки массивных звезд 2 F R*2 Br sin d d 0 B Br F 4 B R 2 * Постоянны ли магнитные псевдо-потоки? Зависимость индукции магнитного поля звезд от их радиусов. Magnetars WD NS F 4 B R const 2 * A B O WD B RGB B 1 R 2 * Распределения магнитных потоков А и В звезд B stars A stars Функции распределения магнитных потоков В и А звезд близки Функция распределения магнитных потоков может быть описана логарифм-нормальным законом Функции распределения магнитных потоков массивных OB звезд, пульсаров, и магнитаров Magnetars WR stars (upper limit) Millisecond pulsars Normal pulsars Massive OB stars Стабильность и эволюция магнитного поля Образование магнитного поля • Динамо-механизм (M<2-3 M) • Эволюция реликтового поля (M>23 M) •Слияние двойных звезд и быстрое динамо (Carrier et al. 2002, Ferrario et al. 2009, Wickramasinghe et al. 2014). • Динамо механизм в подповерхностной FeC конвективной зоне и выход магнитных трубок на поверхность звезды Общая схема эволюции массивных звезд 1 кГс 10-6 Гс 1012 Гс Выделены области знания о величине магнитного поля Общая схема образования магнитного поля звезд Белые карлики Протозвездное облако 0.01 пк 10-6 Гс 103-104 км 103-108 Гс 3-5 R Нейтронные звезды 104 Гс Черные дыры 10 км 108-105 Гс П F 4R 2 B const B1 R12 2 B2 R2 Образование магнитного поля динамо механизмом Усиление магнитного поля путём перекручивания и удвоения петель: движения среды придают линиям начального тороидального магнитного поля форму восьмёрки, затем совмещают петли восьмёрки и растягивают получившийся тор до начальных размеров. После этого процесс повторяется. При каждом удвоении числа петель происходит двукратное усиление магнитного поля Стабильные конфигурации магнитного поля Braithwaite & Spruit (2004) Средние магнитные поля B A-B звезд в функции абсолютного T или относительного S возрастов Landstreet et al. (2008) 2-3 M Критическое поле 2-3 M 3-4 M 4-5 M 3-4 M 4-5 M Aurière et al., A&A 475, 1053–1065 (2007) Значение Beq может быть найдено из условия (Beq)2/8=P, где P – газовое давление на глубине τ5000=2/3 1 / 2 Bc P r T 4 2 rot Beq 5day 3R 10 K Beq = 170 G (для типичной Ap звезды с log g=4 и Teff=104K, Bc=300 Гс B4-B9 stars Для звезды 1 Ori C (O6 ) P=15d, R=8 Rsun -> Bc=300 G Есть ли звезды с B < Beq ? Локальные Магнитные Поля. Пятна и протуберанцы Слабое регулярное поле и сильные локальные магнитные поля Среднее глобальное магнитное поле (Дипольное) – 1 Гс. Магнитное поле в пятнах: 1-4 кГс Магнитное поле Солнца http://astrobob.areavoices.com/tag/hydrogen-alpha/ Солнечная хромосфера, протубераны и корональные петли Протуберанцы и Магнитные петли Протуберанцы и Магнитные петли на Солнце http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/36/Protuber ancja_s%C5%82oneczna_TRACE.jpg http://astronomy.net.ua/photo/800-90-1/66_doubleprom.jpg http://koledj.ru/tw_refs/9/8974/8974_html_3ee2abb8.jpg http://gfx.dagbladet.no/labrador/270/270738/27073818/jpg/active/729x.jpg Субповерхностная конвективная зона Cantiello et al. (2009)) Модель: образование протуберанцев на экваторе звезды Henrichs & Sudnik (2013) Вклады протуберанцев в профили линий в зависимости от их положений относительно наблюдателя Моделирование профилей линий в модели звездных протуберанцев 21.11.2007/20.11.2007 22.11.2007/21.11.2007 16.12.2007/22.11.2007 Наблюдаемые (с шумом) и модельные (без шума) отношения профилей линий для линии He II 𝜆 4685.682˚A. Магнитные поля звезд типа Вольфа-Райе Краткая история исследований. 1999, 2 Vel (WR11) Eversberg et al. B< 280 Гс 2002, 2 Vel Chesneau & Moffat . No results 2006, WR6, St-Louis et al. B< 25 Гс 2011, Kholtygin et al. WR 135 B < 200 Гс WR 136 B < 50 Гс 2013WR 6 de la Chevrotière et al. B < 100 Гс 2014 de la Chevrotière et al. WR 134 B ~ 200 Гс WR 137 B ~ 130 Гс WR 138 B ~ 80 Гс Исследования нашей группы Наблюдения БТА: 2009 +2010 ОЗСП +анализатор линейной поляризации WR 135: 23 спектра (2009) WR136: 62 спектра (2009_2010) Спектр временных вариаций (TVS) Fullerton et al.(1996) Стандартное отклонение разностных профилей (TVS1/2) в долях интенсивности континуума. Горизонтальные линии соответствует уровням значимости гипотезы об отсутствии переменности профилей равным 0.01, 0.05, 0.5 (сверху вниз). Сглаженный спектр временных вариаций (smTVS) Холтыгин и др. (2003) Разностные профили сглаживаются с широким (Δλ) по сравнению с размером пикселя (δλ) гауссовым фильтром. После сглаживания амплитуда шумового компонента разносных профилей уменьшается в (/)1/2 раз Спектр сглаженных временных вариаций профилей линий HeII5411 Вверху: Сглаженный TVS спектр лево поляризованного компонента профилей линии HeII5411 (TVSL спектр) в спектре WR136, полученных в 2009; посередине: то же, что и на верней панели, но для право поляризованного компонента профилей (TVSR спектр) ; внизу: средний профиля линии HeII?5411 (Kholtygin et al. 2011). Спектр сглаженных временных вариаций параметра Стокса V Сглаженный smTVS спектр параметра Стокса V для звезды WR 136 по наблюдениям на БТА 25 июля 2010 г. Моделирование эволюции магнитного поля массивных звезд We create an ensemble of massive stars on the main sequence in order to obtain mass, age, radius distributions of these stars based on the AMUSE platform Initial distribution of magnetic fluxes Magnetic flux evolution d is the dissipation parameter. i =t/ MS Magnetic flux and rms magnetic field Threshold value of magnetic field Bth. Stars with B < Bth become nonmagnetic due to magnetic field dissipation (Auriere et al., 2007) Эволюция магнитных полей и магнитных потоков звезд с массами в интервале [3,4] масс Солнца А) Наблюдения Landstreet et al. (2007) Эволюция магнитных полей и магнитных потоков звезд с массами в интервале [3,4] масс Солнца B) Модель Medvedev & Kholtygin (2015) Выводы 1. Основные сведения о магнитных полях звезд (около 1000 2. 3. 4. 5. 6. 7. объектов) получены из анализа расщепления линий в спектре звезды. В настоящее время не существует согласия в результатах определений значения магнитного поля, полученных различными группами. . Наиболее вероятна реликтовая природа магнитного поля OB звезд. Однако вопрос о вкладе локальных магнитных полей в глобальное магнитное поле остается открытым. Возможно, что среднее магнитное поле OBA-звезд слабо убывает в ходе их эволюции на главной последовательности. Эволюция магнитных полей и магнитных потоков OBA звезд может быть объяснена в рамках предложенной модели популяционного синтеза Остается нерешенным вопрос, почему только малая часть O звезд и не более 10% B звезд обладают магнитным полем? До сих пор точно не установлено, есть ли магнитное поле у звезд типа Вольфа-Райе?
