Модели генерации магнитных полей Солнца и звёзд

Институт солнечно-земной физики СО РАН

Авторы – Пипин В.В., Кичатинов Л.Л.

Рис. а) Модель вариаций пятенной активности и тороидального магнитного поля Солнца в периоды минимумов Маундера.

Магнитная активность звёзд с конвективной оболочкой обусловлена действием гидромагнитного динамо.  Согласно современным представлениям механизм солнечного динамо приводит к циклическому преобразованию полоидального магнитного поля  в азимутальное за счет дифференциального вращения и генерации полоидальных магнитных полей из крупномасштабного азимутального магнитного поля благодаря  действию циклонической конвекции. Стохастическая природа турбулентных источников генерации магнитных полей на звёздах  приводит к флуктуации амплитуды магнитных циклов.

Модель позволяет воспроизвести статистические закономерности появления периодов слабой солнечной активности и отсутствия солнечных пятен на поверхности Солнца (Рисунок а).  Численные модели  динамо  достаточно хорошо воспроизводят основные параметры  11-летнего солнечного магнитного цикла. Однако остаётся вопрос насколько хорошо мы можем описать и моделировать турбулентные механизмы генерации. Наиболее мощная магнитная активность наблюдается у полностью конвективных звёзд. Обладая мощным магнитным полем эти звезды показывают высокую переменность блеска и интенсивную вспышечную активность.

Рис. б) Модель динамо полностью конвективной звёзды. Рисунок показывает распределение радиального магнитного поля на поверности, конфигурации силовых линий поля и уровень напряжённости коронального поля в 1 кГ

Для изучения  выбрана звезда с массой 0.3 M⊙ вращающаяся с периодом 10 дней. Исследование проводилось при помощи численного моделирования. Результаты показывают, что на полностью конвективных звёздах преобладают неосесимметричные магнитные поля со средней плотностью радиального магнитного поля на поверхности более 3кГ (см. Рисунок б, силовые линии поля и радиальное поле красным и синим цветом). Такое поле формирует мощную корону звезды с полями до 1кГ (см. Рисунок б, синее облако вокруг звезды обозначает уровень напряжённости поля >1кГ), способную индуцировать белые вспышки   и вариации блеска звезды в рентгеновском свете.

Публикации:

  1. Pipin V.V.,  Kosovichev A.G., «On the Origin of Solar Torsional Oscillations and Extended Solar Cycle», Astrophysical Journal, 2019 (December), v887,215
  2. Pipin, V. V., Non-linear regimes in mean-field full-sphere dynamo, 2017, MNRAS, 466, 3007
  3. Pipin V.V.,  Kosovichev A.G., «Torsional Oscillations in Dynamo Models with Fluctuations and Potential for Helioseismic Predictions of the Solar Cycles», 2020, Astrophysical Journal, V900,  26
  4. Kitchatinov, L. Nepomnyashchikh, A., «Modelling differential rotation of red giants: the case of the evolved sun», 2019, MNRAS, 490,71
  5. Kitchatinov, L. L.; Mordvinov, A. V., Nepomnyashchikh, A. A., «Modelling variability of solar activity cycles», 2018,A&A, 615, A38
  6. Kitchatinov, L. L.; Olemskoy, S. V., «Dynamo model for grand maxima of solar activity: can superflares occur on the Sun?», 2016, MNRAS, 459, 4353.