الكبح المغناطيسي (علم الفلك)

الكبح المغناطيسي هو نظرية تفسر فقدان الزخم الزاوي النجمي بسبب احتجاز المادة بواسطة المجال المغناطيسي النجمي وقذفها على مسافة كبيرة من سطح النجم. تلعب دورًا مهمًا في تطور أنظمة النجوم الثنائية .

تنص النظرية المقبولة حاليًا لتطور النظام الكوكبي على أن النظام ينشأ من سحابة غازية متقلصة. ومع انكماش السحابة، يجب الحفاظ على الزخم الزاوي . سيؤدي أي دوران صافٍ صغير للسحابة إلى زيادة الدوران مع انهيار السحابة، مما يجبر المادة على الدخول في قرص دوار. في المركز الكثيف لهذا القرص يتشكل نجم أولي ، يكتسب الحرارة من طاقة الجاذبية الناتجة عن الانهيار. ومع استمرار الانهيار، يمكن أن يزيد معدل الدوران إلى النقطة التي يمكن عندها للنجم الأولي المتراكم أن يتفكك بسبب قوة الطرد المركزي عند خط الاستواء. ${\displaystyle L}$

وبالتالي، يجب كبح معدل الدوران خلال أول 100000 عام من عمر النجم لتجنب هذا السيناريو. أحد التفسيرات المحتملة للكبح هو تفاعل المجال المغناطيسي للنجم الأولي مع الرياح النجمية. في حالة النظام الشمسي ، عندما تتم مقارنة الزخم الزاوي للكواكب بالزخم الزاوي للشمس، فإن الشمس لديها أقل من 1٪ من زخمها الزاوي المفترض. بعبارة أخرى، تباطأت الشمس في دورانها بينما لم يحدث ذلك للكواكب.

المادة المتأينة التي تلتقطها خطوط المجال المغناطيسي ستدور مع الشمس كما لو كانت جسمًا صلبًا. عندما تهرب المادة من الشمس بسبب الرياح الشمسية ، ستلتقط خطوط المجال المادة شديدة التأين وتدور بنفس السرعة الزاوية للشمس، على الرغم من حملها بعيدًا عن سطح الشمس، حتى تهرب في النهاية. يؤدي تأثير حمل الكتلة بعيدًا عن مركز الشمس وإلقائها بعيدًا إلى إبطاء دوران الشمس. ^{[1] [2]} يتم استخدام نفس التأثير في إبطاء دوران قمر صناعي دوار ؛ هنا يخرج سلكان أوزانًا إلى مسافة تبطئ دوران الأقمار الصناعية، ثم يتم قطع الأسلاك، مما يسمح للأوزان بالهروب إلى الفضاء ويحرم المركبة الفضائية بشكل دائم من زخمها الزاوي .

لا يستشهد هذا القسم بأي مصادر . يرجى المساعدة في تحسين هذا القسم عن طريق إضافة الاستشهادات إلى مصادر موثوقة . قد يتم الطعن في المواد غير الموثقة وإزالتها . ( أبريل 2013 ) ( تعرف على كيفية ومتى يمكنك إزالة هذه الرسالة )

من المحتمل أن يحتوي هذا القسم على أبحاث أصلية . يرجى تحسينه من خلال التحقق من الادعاءات المقدمة وإضافة الاستشهادات المضمنة . يجب إزالة البيانات التي تتكون فقط من أبحاث أصلية. ( أبريل 2013 ) ( تعرف على كيفية ومتى يمكنك إزالة هذه الرسالة )

عندما تتبع المادة المؤينة خطوط المجال المغناطيسي للشمس، بسبب تأثير خطوط المجال المتجمدة في البلازما ، تشعر الجسيمات المشحونة بقوة مقدارها: ${\displaystyle \mathbf {F} }$

${\displaystyle \mathbf {F} =q\mathbf {v} \times \mathbf {B} }$

حيث تكون الشحنة، وتكون السرعة، وتكون متجه المجال المغناطيسي. تجبر هذه الحركة الانحناءية الجسيمات على " الالتواء " حول خطوط المجال المغناطيسي بينما يتم تثبيتها في مكانها بواسطة "ضغط مغناطيسي" ، أو "كثافة طاقة"، أثناء الدوران مع الشمس كجسم صلب: ${\displaystyle q}$${\displaystyle \mathbf {v} }$${\displaystyle \mathbf {ب} }$${\displaystyle P_{B}}$

${\displaystyle P_{B}={\frac {B^{2}}{2\mu _{0}}}}$

نظرًا لأن قوة المجال المغناطيسي تتناقص مع مكعب المسافة، فسيكون هناك مكان حيث يكون ضغط الغاز الحركي للغاز المؤين كبيرًا بما يكفي للانفصال عن خطوط المجال: ${\displaystyle P_{g}}$

${\displaystyle P_{g}=nmv^{2}}$

حيث أن n هو عدد الجسيمات، وm هي كتلة الجسيم الفردي وv هي السرعة الشعاعية بعيدًا عن الشمس، أو سرعة الرياح الشمسية.

بسبب الموصلية العالية للرياح النجمية، فإن المجال المغناطيسي خارج الشمس يتناقص بنصف قطر مثل كثافة كتلة الرياح، أي يتناقص وفقًا لقانون التربيع العكسي. ^[3] وبالتالي، فإن المجال المغناطيسي يُعطى بواسطة

${\displaystyle B(r)=B_{s}{\frac {R^{2}}{r^{2}}}}$

أين هو المجال المغناطيسي على سطح الشمس و هو نصف قطرها. يمكن بعد ذلك حساب المسافة الحرجة حيث تنفصل المادة عن خطوط المجال باعتبارها المسافة التي يتساوى فيها الضغط الحركي والضغط المغناطيسي، أي ${\displaystyle B_{s}}$${\displaystyle R}$

${\displaystyle P_{B}=P_{g}\سهم لليمين }$

${\displaystyle {\frac {B(r_{c})^{2}}{2\mu _{0}}}=nmv^{2}\Rightarrow }$

${\displaystyle {\frac {B_{s}^{2}R^{4}}{2\mu _{0}r_{c}^{4}}=nmv^{2}}$

إذا كانت خسارة الكتلة الشمسية متعددة الاتجاهات، فإن خسارة الكتلة ؛ بإدخال هذا في المعادلة أعلاه وعزل نصف القطر الحرج، يتبع ذلك ${\displaystyle nm={\frac {dM/dt}{4\pi r^{2}v}}}$

${\displaystyle r_{c}=R\left({\frac {2\pi B_{s}^{2}R^{2}}{\mu _{0}v{\dot {M}}}}\right)^{1 \over 2}}$

ومن المقدر حاليًا أن:

• معدل فقدان كتلة الشمس حوالي${\displaystyle {\dot {M}}=dM/dt=2\cdot 10^{9}\,{\rm {كجم/ثانية}}}$
• سرعة الرياح الشمسية هي${\displaystyle v=5\cdot 10^{5}\,{\rm {m/s}}}$
• المجال المغناطيسي على السطح هو${\displaystyle B_{s}\approx 10^{-4}{\rm {T}}}$
• نصف قطر الشمس هو${\displaystyle R=7\cdot 10^{5}\,{\rm {km}}}$

وهذا يؤدي إلى نصف قطر حرج . وهذا يعني أن البلازما المتأينة سوف تدور مع الشمس كجسم صلب حتى تصل إلى مسافة تقارب 15 ضعف نصف قطر الشمس؛ ومن هناك سوف تنفصل المادة وتتوقف عن التأثير على الشمس. ${\displaystyle r_{c}=15R_{\odot }}$

يمكن بعد ذلك حساب كمية الكتلة الشمسية التي يجب إخراجها على طول خطوط المجال لجعل الشمس تتوقف تمامًا عن الدوران باستخدام الزخم الزاوي المحدد:

${\displaystyle {\frac {j_{\odot }}{j_{c}}}=\left({\frac {R_{\odot }}{r_{c}}}\right)^{2}\approx 0.5\%}$

وقد اقترح أن الشمس فقدت كمية مماثلة من المادة على مدار حياتها. ^[4]

في عام 2016، نشر العلماء في مراصد كارنيجي بحثًا يشير إلى أن النجوم في مرحلة مماثلة من العمر مثل الشمس تدور بشكل أسرع مما تنبأت به نظريات الكبح المغناطيسي. ^[5] لحساب ذلك، حددوا البقع الداكنة على سطح النجوم وتتبعوها أثناء تحركها مع دوران النجوم. في حين نجحت هذه الطريقة في قياس دوران النجوم الأصغر سنًا، فقد ثبت أن الكبح المغناطيسي "الضعيف" في النجوم الأكبر سنًا أصعب في التأكيد، حيث أن الأخيرة لديها عدد أقل من البقع النجمية. في دراسة نُشرت في مجلة Nature Astronomy في عام 2021، استخدم الباحثون في جامعة برمنغهام نهجًا مختلفًا، ألا وهو علم الزلازل النجمية ، لتأكيد أن النجوم الأكبر سنًا تبدو وكأنها تدور بشكل أسرع من المتوقع. ^[6]

• كسر كرافت
• المجال المغناطيسي النجمي
• دوران النجوم