तारकीय चुंबकीय क्षेत्र
तारकीय चुंबकीय क्षेत्र किसी तारे के भीतर स्थित चालक प्लाज़्मा की गति से उत्पन्न चुंबकीय क्षेत्र होता है। यह गति संवहन द्वारा उत्पन्न होती है, जो ऊर्जा परिवहन का एक ऐसा रूप है जिसमें पदार्थ का वास्तविक स्थानांतरण सम्मिलित होता है। एक स्थानीय चुंबकीय क्षेत्र प्लाज़्मा पर बल लगाता है, जिससे घनत्व में समान वृद्धि के बिना दाब बढ़ जाता है। परिणामस्वरूप, चुंबकीय क्षेत्र वाला क्षेत्र शेष प्लाज़्मा की अपेक्षा ऊपर उठता है और तारे के फोटोस्फीयर तक पहुँच जाता है। इससे सतह पर तारकीय धब्बे बनते हैं तथा उनसे संबंधित कोरोनल लूप जैसी घटनाएँ उत्पन्न होती हैं।[1]
मापन
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किसी तारे के चुंबकीय क्षेत्र को ज़ीमन प्रभाव के माध्यम से मापा जा सकता है। सामान्यतः तारे के वायुमंडल के परमाणु विद्युतचुंबकीय वर्णक्रम की विशिष्ट आवृत्तियों को अवशोषित करते हैं, जिससे वर्णक्रम में विशिष्ट अंधकार रेखाएँ बनती हैं। परंतु जब ये परमाणु चुंबकीय क्षेत्र में होते हैं, तो ये रेखाएँ कई निकटवर्ती रेखाओं में विभाजित हो जाती हैं। ऊर्जा ध्रुवीकृत भी हो जाती है, जिसका अभिविन्यास चुंबकीय क्षेत्र की दिशा पर निर्भर करता है। इस प्रकार इन रेखाओं के अध्ययन से तारे के चुंबकीय क्षेत्र की शक्ति और दिशा ज्ञात की जा सकती है।[2][3]
तारकीय स्पेक्ट्रोपोलारीमीटर नामक उपकरण का उपयोग चुंबकीय क्षेत्र मापन हेतु किया जाता है। यह एक स्पेक्ट्रोग्राफ और पोलारीमीटर का संयोजन है। तारकीय चुंबकत्व के अध्ययन हेतु समर्पित प्रथम उपकरण नार्वाल था, जो बर्नार्ड ल्योट दूरदर्शी पर स्थापित था और पिक दु मिडी द बिगोर पर्वत (फ्रांस) में स्थित है।[4]
क्षेत्र उत्पत्ति
[संपादित करें]सौर डायनेमो सिद्धांत के अनुसार तारकीय चुंबकीय क्षेत्र तारे के संवहन क्षेत्र के भीतर उत्पन्न होता है। चालक प्लाज़्मा का संवहन एक डायनेमो की भाँति कार्य करता है। तारे का विभेदक घूर्णन (विभिन्न अक्षांशों पर भिन्न घूर्णन दर) चुंबकीय क्षेत्र को लपेटकर टोरॉयडल क्षेत्र बनाता है, जिससे “फ्लक्स रस्सियाँ” बनती हैं। ये सतह पर प्रकट होकर सक्रिय घटनाएँ उत्पन्न करती हैं।[5]
आवर्ती क्षेत्र उत्क्रमण
[संपादित करें]इस डायनेमो सिद्धांत मॉडल के अनुसार धाराएँ प्रत्यावर्ती होती हैं। उनके परिवर्तन से चुंबकीय क्षेत्र की दिशा भी आवर्ती रूप से परिवर्तन होता है। उदाहरण के लिए, सूर्य का मुख्य चुंबकीय क्षेत्र लगभग प्रत्येक 11 वर्ष में दिशा बदलता है (अतः पूर्ण आवर्ती समय लगभग 22 वर्ष है)। इस अवधि में सूर्य धब्बे की सक्रियता अधिकतम होती है और विशाल ऊर्जा उत्सर्जन की घटनाएँ घटित होती हैं।
पृष्ठीय गतिविधि
[संपादित करें]तारकीय धब्बे तारे की सतह पर तीव्र चुंबकीय सक्रियता के क्षेत्र होते हैं। सूर्य पर इन्हें सूर्य धब्बे कहा जाता है। ये चुंबकीय फ्लक्स ट्यूबों से निर्मित होते हैं, जो तारे के संवहन क्षेत्र में बनते हैं। विभेदक घूर्णन के कारण ये मुड़ते और फैलते हैं, जिससे संवहन अवरुद्ध होता है और तापमान कम हो जाता है।[6]
धब्बों के ऊपर कोरोनल लूप बनते हैं, जो तारे के कोरोना में चुंबकीय रेखाओं से निर्मित होते हैं। ये कोरोना को लाखों केल्विन तापमान तक गर्म करते हैं।[7]
सतही गतिविधि तारे की आयु और घूर्णन दर से संबंधित है। युवा और तीव्र गति से घूमने वाले तारे अत्यधिक सक्रिय होते हैं, जबकि सूर्य जैसे मध्यम आयु के तारे चक्रों में सीमित सक्रियता दर्शाते हैं।
चुम्बकमंडल
[संपादित करें]चुंबकीय क्षेत्र वाला तारा एक चुंबकमंडल उत्पन्न करता है, जो अंतरिक्ष में दूर तक फैलता है। चुंबकीय रेखाएँ एक ध्रुव से निकलकर दूसरे ध्रुव तक जाती हैं। इनमें आवेशित कण फँस जाते हैं और तारे के साथ घूमते हैं। यह प्रक्रिया तारे से कोणीय संवेग का ह्रास कर सकती है और घूर्णन दर धीमी होती जाती है।[8]
चुंबकीय तारे
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टी टौरी तारा पूर्व-मुख्य-अनुक्रम तारे होते हैं जिनमें प्रबल चुंबकीय गतिविधि देखी जाती है। उनका चुंबकीय क्षेत्र आसपास की प्रोटोप्लानेटरी डिस्क से अंतःक्रिया कर घूर्णन को धीमा करता है।[9]
छोटे, तीव्र परिवर्ती फ्लेयर तारे शक्तिशाली चुंबकीय भड़क प्रदर्शित करते हैं। अल्ट्राकूल बौना तारे भी रेडियो तरंगें उत्सर्जित कर सकते हैं, जो उनके सशक्त चुंबकीय क्षेत्रों का संकेत देती हैं।[10]
विशाल तारे जब अपने जीवन के अंत में संकुचित होते हैं, तो वे न्यूट्रॉन तारा बन सकते हैं जिनका चुंबकीय क्षेत्र अत्यंत शक्तिशाली होता है। तीव्र गति से घूमने वाले न्यूट्रॉन तारे पल्सर कहलाते हैं। सबसे सशक्त रूप को मैग्नेटार कहा जाता है, जिनका चुंबकीय क्षेत्र अत्यधिक तीव्र होता है।[11]
सन्दर्भ
[संपादित करें]- ↑ Brainerd, Jerome James (July 6, 2005). "X-rays from Stellar Coronas". The Astrophysics Spectator. अभिगमन तिथि: 2007-06-21.
- ↑ Wade, Gregg A. (July 8–13, 2004). "Stellar Magnetic Fields: The view from the ground and space". Cambridge University Press. pp. 235–243. doi:10.1017/S1743921304004612.
- ↑ Basri, Gibor (2006). "Big Fields on Small Stars". Science. 311 (5761): 618–619. डीओआई:10.1126/science.1122815.
- ↑ "NARVAL: First Observatory Dedicated To Stellar Magnetism". Science Daily. February 22, 2007.
- ↑ Piddington, J. H. (1983). "On the origin and structure of stellar magnetic fields". Astrophysics and Space Science. 90: 217–230.
- ↑ Sherwood, Jonathan (December 3, 2002). "Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee". University of Rochester.
- ↑ Hudson, H. S. (1999). "How the Sun's Corona Gets Hot". Science. 285: 849.
- ↑ Nariai, Kyoji (1969). "Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation". Astrophysics and Space Science. 3: 150–159.
- ↑ Küker, M. (2003). "Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems". The Astrophysical Journal. 589: 397–409.
- ↑ Route, M. (2016). "The Second Arecibo Search for 5 GHz Radio Flares from Ultracool Dwarfs". The Astrophysical Journal. 830.
- ↑ "Magnetars, Soft Gamma Repeaters, and Very Strong Magnetic Fields". University of Texas at Austin. 2003.
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