恒星の磁場

恒星磁場は恒星内部の導電性プラズマの運動によって生成される磁場である。この運動は対流によって生成され、対流は物質の物理的運動を伴うエネルギー輸送の一形態である。局所的な磁場はプラズマに力を及ぼし、密度の増加に匹敵することなく圧力を効果的に増加させる。その結果、磁化された領域はプラズマの残りの部分に対して上昇し、恒星の光球に達する。これにより表面に星黒点が形成され、コロナループという関連現象が発生する。^[1]

星の磁場はゼーマン効果を使って測定できる。通常、星の大気中の原子は電磁スペクトルの特定の周波数のエネルギーを吸収し、スペクトルに特徴的な暗い吸収線を生成する。しかし、原子が磁場内にある場合、これらの線は複数の密集した線に分割される。エネルギーはまた、磁場の方向に応じて方向が偏向する。したがって、星の磁場の強さと方向は、ゼーマン効果線を調べることで判断できる。^{[2] [3]}

恒星分光偏光計は恒星の磁場を測定するのに使用されます。この装置は分光器と偏光計を組み合わせたものです。恒星の磁場の研究に特化した最初の装置は、フランスのピレネー山脈にあるピク・デュ・ミディ・ド・ビゴールのベルナール・リオ望遠鏡に搭載されたNARVALでした。^[4]

過去150年間の磁力計測定^[5] 、木の年輪中の14C ^、氷床コア中の^{10Be [6]}などのさまざまな測定により、太陽の磁気は10年、100年、1000年のスケールで大きく変動していることが明らかになっています。^[7]

太陽ダイナモ理論によれば、恒星の磁場は恒星の対流帯内で発生する。伝導性プラズマの対流循環はダイナモのように機能する。この活動は恒星の原始磁場を破壊し、双極磁場を生成する。恒星が差動回転（緯度によって異なる速度で回転）を起こすと、磁気は「磁束ロープ」のトロイダル磁場に巻き込まれ、恒星の周囲に巻き付く。磁場は高度に集中し、表面に現れると活動を生み出す。^[8]

導電性ガスまたは液体の回転体の磁場は、差動回転（体の異なる部分の異なる角速度）、コリオリの力、および誘導の組み合わせにより、自己増幅電流、ひいては自己生成磁場を発生します。電流の分布は、多数の開ループと閉ループを伴って非常に複雑になる可能性があり、そのため、これらの電流のすぐ近くの磁場も非常にねじれています。ただし、距離が離れると、反対方向に流れる電流の磁場は打ち消し合い、正味の双極子場だけが残り、距離とともに徐々に減少します。主要な電流は導電性の質量運動の方向に流れるため（赤道電流）、生成される磁場の主な成分は赤道電流ループの双極子場であり、回転体の地理的極の近くに磁極が生成されます。

すべての天体の磁場は、特定のパルサーなどの顕著な例外を除いて、多くの場合、自転の方向と一致しています。

このダイナモ モデルのもう 1 つの特徴は、電流が DC ではなく AC であることです。電流の方向、つまり電流が生成する磁場の方向は、ほぼ周期的に変化し、振幅が変化して方向が反転しますが、それでも回転軸とほぼ一致しています。

太陽の磁場の主要成分は 11 年ごとに方向を反転し (つまり周期は約 22 年)、その結果、反転時期に近づくと磁場の大きさが減少します。この休止期間中、黒点の活動は最大になり (プラズマに対する磁気ブレーキがないため)、その結果、高エネルギープラズマが太陽コロナと惑星間空間に大量に放出されます。反対方向の磁場を持つ隣接する黒点の衝突により、急速に消失する磁場領域の近くに強力な電場が生成されます。この電場は電子と陽子を高エネルギー (キロ電子ボルト) に加速し、その結果、太陽の表面から非常に高温のプラズマのジェットが放出され、コロナのプラズマが高温 (数百万ケルビン) に加熱されます。

気体または液体の粘性が非常に高い場合（乱流差動運動が生じる）、磁場の反転はそれほど周期的ではない可能性があります。これは、粘性外核の乱流によって生成される地球の磁場の場合に当てはまります。

黒点は恒星の表面で磁気活動が活発な領域です。（太陽では黒点と呼ばれます。）黒点は恒星の対流域で形成される磁束管の目に見える部分です。恒星の差動回転により、管は丸まって伸び、対流を妨げ、通常よりも温度の低い領域を作り出します。^{[9]黒点の上には}恒星コロナに伸びる磁力線から形成されるコロナループが形成されることがよくあります。これが今度はコロナを百万ケルビンを超える温度に加熱する役割を果たします。^[10]

恒星黒点とコロナループに関連する磁場は、フレア活動とそれに伴うコロナ質量放出に関連しています。プラズマは数千万ケルビンまで加熱され、粒子は極めて速い速度で恒星の表面から加速されます。^[11]

表面活動は主系列星の年齢と自転速度に関係していると思われる。自転速度の速い若い星は活発な活動を示す。対照的に、自転速度の遅い中年の太陽のような星は、周期的に変化する低レベルの活動を示す。一部の古い星はほとんど活動を示さないが、これは太陽のマウンダー極小期に匹敵する小休止期に入っていることを意味するのかもしれない。恒星活動の時間変化の測定は、恒星の差動自転速度を決定するのに役立つ可能性がある。^[12]

磁場を持つ恒星は、周囲の空間に向かって広がる磁気圏を生成します。この磁場からの磁力線は、恒星の一方の磁極から始まり、もう一方の磁極で終わり、閉じたループを形成します。磁気圏には、恒星風から捕捉された荷電粒子が含まれており、これらの荷電粒子は磁力線に沿って移動します。恒星が回転すると、磁気圏も一緒に回転し、荷電粒子を引きずります。^[13]

恒星が光球から恒星風とともに物質を放出すると、磁気圏は放出された物質にトルクを発生させます。これにより、角運動量が恒星から周囲の空間に伝達され、恒星の自転速度が低下します。高速で回転する恒星は質量損失率が高く、運動量の損失が速くなります。自転速度が遅くなると、角減速も遅くなります。このため、恒星は徐々に自転ゼロの状態に近づきますが、決して到達することはありません。^[14]

Tタウリ型星は、重力収縮によって加熱され、中心核で水素を燃焼し始めていない、主系列前期の星の一種です。これらは磁気的に活発な変光星です。これらの星の磁場は強い恒星風と相互作用し、角運動量を周囲の原始惑星系円盤に伝達すると考えられています。これにより、星は収縮するときに自転速度を減速させることができます。^[15]

急速で不規則な変動を示す小型のM型星（太陽質量の0.1～0.6倍）はフレア星として知られている。これらの変動はフレアによって引き起こされると考えられているが、活動は星の大きさに比べてはるかに強い。このクラスの星のフレアは円周の最大20％にまで広がり、スペクトルの青色と紫外線部分で多くのエネルギーを放射する。^[16]

核融合反応を起こす恒星と水素を核融合しない褐色矮星の境界にまたがるのが、超低温矮星である。これらの天体は、強い磁場があるため電波を放射することができる。これらの天体の約5～10%で磁場が測定されている。^[17] これらのうち最も低温の2MASS J10475385+2124234は、温度が800～900 Kで、1.7 kGを超える磁場を保持しており、これは地球の磁場の約3000倍の強さである。^{[18]電波観測では、太陽が}太陽周期 中に行うのと同様に、磁場が周期的に方向を変えることも示唆されている。^[19]

惑星状星雲は、赤色巨星が外殻を放出して膨張するガスの殻を形成することで形成される。しかし、これらの殻が必ずしも球対称ではない理由は謎のままである。惑星状星雲の 80% は球形ではなく、双極星雲または楕円星雲を形成している。非球形が形成される理由の 1 つの仮説は、星の磁場の影響である。放出されたプラズマは、すべての方向に均等に膨張するのではなく、磁極を通って放出される傾向がある。少なくとも 4 つの惑星状星雲の中心星の観測により、確かに強力な磁場があることが確認されている。^[20]

一部の大質量星が熱核融合を停止すると、その質量の一部が中性子星と呼ばれる中性子の密集した天体に収縮します。これらの天体は元の星からの大きな磁場を保持しますが、サイズの収縮によりこの磁場の強度が劇的に増加します。収縮した中性子星の急速な回転によりパルサーが形成され、パルサーは定期的に観測者の方向を向く細いエネルギービームを放射します。

コンパクトで高速で自転する天体（白色矮星、中性子星、ブラックホール）は、極めて強力な磁場を持っています。生まれたばかりの高速で自転する中性子星の磁場は非常に強力（最大 10 ⁸テスラ）であるため、電磁的に十分なエネルギーを放射し、数百万年以内に星の自転を 100 ～ 1000 倍急速に弱めます。中性子星に落下する物質も磁力線に沿って進むため、表面に 2 つのホットスポットができ、そこに到達して星の表面に衝突する可能性があります。これらのスポットは文字通り直径数フィート（約 1 メートル）ですが、非常に明るいです。星の自転中に定期的に起こるこれらの現象が、脈動放射の源であると考えられています（パルサーを参照）。

磁化された中性子星の極端な形態はマグネターである。これらはコア崩壊型超新星の結果として形成される。^{[21]このような星の存在は、1998年に}SGR 1806-20という星の測定によって確認された。この星の磁場は表面温度を1800万Kまで上昇させ、ガンマ線バーストで膨大な量のエネルギーを放出する。^[22]

相対論的プラズマのジェットは、非常に若い銀河の中心にある活動的なブラックホールの磁極の方向に沿って観測されることが多い。

2008年、天文学者のチームが、 HD 189733 Aを周回する太陽系外惑星が軌道上の特定の場所に到達すると、恒星のフレアが増加する仕組みを初めて説明しました。2010年には、別のチームが、太陽系外惑星を軌道上の特定の位置で観測するたびに、 X線フレアも検出することを発見しました。2000年以降の理論的研究では、太陽系外惑星が周回する恒星に非常に近い場合、磁場の相互作用や潮汐力によってフレアが増加する可能性があることが示唆されています。 2019年、天文学者らは、アレシボ天文台、MOST、自動光電望遠鏡のデータに加えて、電波、可視光、紫外線、X線波長での恒星の過去の観測結果を組み合わせ、これらの主張を検証しました。彼らの分析により、以前の主張は誇張されており、主星は恒星フレアや太陽黒点を含む太陽活動領域に関連する明るさとスペクトル特性の多くを示していないことが判明しました。また、多くの恒星フレアは太陽系外惑星の位置に関係なく見られるため、以前の主張は統計分析に耐えられないことが判明し、以前の主張が誤りであることが証明されました。主星と太陽系外惑星の磁場は相互作用せず、この系はもはや「恒星と惑星の相互作用」があるとは考えられていません。^[23]

• ジャン＝フランソワ・ドナティ（2003年6月16日）。 「非縮退星の表面磁場」。トゥールーズ天体物理学研究所。2007 年 6 月 23 日に取得。
• ドナティ、ジャン＝フランソワ（2003 年 11 月 5 日）。 「太陽以外の星の回転差」。トゥールーズ天体物理学研究所。2007 年 6 月 24 日に取得。