Campo magnético estelar
Un campo magnético estelar es un campo magnético generado dentro de una estrella de secuencia principal por el movimiento del plasma de su zona convectiva ; este movimiento es causado por el fenómeno de la convección , un modo de transferencia de energía que involucra el movimiento físico de la materia . El campo magnético, ubicado inicialmente en la zona convectiva, ejerce una fuerza sobre el plasma que lo constituye, aumentando la presión sin un aumento de densidad comparable; en consecuencia, la región magnetizada se extiende al resto del plasma hasta llegar a la fotosfera de la estrella. De esta forma se crean las características manchas estelares y el fenómeno de los anillos coronales . [1]
Mediciones
El campo magnético de una estrella se puede medir mediante el efecto Zeeman . Normalmente los átomos que componen la atmósfera estelar absorben algunas frecuencias , correspondientes a niveles de energía específicos del espectro electromagnético , produciendo las características líneas oscuras de absorción del espectro . Sin embargo, cuando los átomos se transportan dentro del campo magnético, estas líneas se subdividen en varias líneas estrechamente espaciadas, mientras que la energía se polariza , asumiendo una orientación que depende de la orientación del campo magnético. De esta manera, la fuerza y la dirección del campo magnético de la estrella se pueden determinar examinando las líneas del efecto Zeeman. [2] [3]
Un instrumento válido para medir el campo magnético estelar es el espectropolarímetro, un instrumento que consiste en un espectrógrafo combinado con un polarímetro . El primer ejemplo de tales instrumentos fue el NARVAL, montado en el telescopio Bernard Lyot del observatorio Pic du Midi en los Pirineos franceses . [4]
Generación del campo magnético
Se cree que los campos magnéticos estelares se originan dentro de la zona convectiva de la estrella a partir del movimiento convectivo del plasma , que se comporta como una dínamo que genera un campo bipolar. Dado que las estrellas están sujetas a una rotación diferencial (diferentes velocidades y tiempos de rotación según la latitud de la estrella), el campo magnético se fuerza a un campo toroidal , similar a un conjunto de cuerdas que se retuercen alrededor del cuerpo celeste. Los campos pueden ser extremadamente intensos en algunos casos, generando actividad que emerge en la superficie de la estrella. [5]
Actividad de superficie
Las manchas estelares son regiones de la superficie de una estrella en las que la actividad magnética es intensa y constituyen el componente visible de los flujos tuboidales magnéticos que se forman en la zona convectiva. La rotación diferencial provoca un estiramiento y torsión de los flujos, inhibiendo la convección y produciendo áreas a menor temperatura que el resto de la superficie. [6] Los anillos coronales a menudo se forman por encima de las manchas, que son el resultado de la interacción entre el campo magnético y los gases corona . Estas formaciones anulares son la causa de la altísima temperatura de las coronas estelares (más de un millón de kelvin ). [7]
El campo magnético también es responsable de las llamaradas y eyecciones de masa coronal , fenómenos en los que calienta el plasma hasta varias decenas de millones de grados y acelera las partículas a velocidades extremas, tanto que escapan a la atracción gravitacional de la estrella. [8]
La actividad de la superficie parece estar relacionada con la edad y la velocidad de rotación de las estrellas de la secuencia principal . Las estrellas jóvenes, dotadas de altas velocidades de rotación, muestran una fuerte actividad; en contraste, las estrellas de mediana edad, similares al sol , con bajas velocidades de rotación, exhiben bajos niveles de actividad que varían con la periodicidad cíclica . Algunas de las estrellas más antiguas casi no muestran actividad, lo que puede significar que se encuentran en un momento de calma, comparable al mínimo de Maunder registrado por el Sol. Las mediciones de los cambios de periodicidad en las actividades estelares pueden ser útiles para determinar las diferentes velocidades de rotación de una estrella. [9]
Estrellas magnéticas
Las estrellas T Tauri son un tipo de estrellas de pre-secuencia principal que se calientan por contracción gravitacional y aún no han comenzado a fusionar hidrógeno en helio en su núcleo. Se trata de estrellas variables que muestran una gran actividad magnética. Se cree que los campos magnéticos de estas estrellas interactúan con los fuertes vientos estelares que producen, transfiriendo su momento angular al disco protoplanetario circundante; esto permite que la estrella reduzca su velocidad de rotación a medida que colapsa. [10]
Las pequeñas estrellas de clase M (con masas entre 0,1 y 0,6 masas solares ) que muestran fenómenos de variabilidad rápidos e irregulares se denominan estrellas fulgurantes . Los astrónomos creen que estas fluctuaciones son causadas por llamaradas , a pesar de que la actividad magnética general es más fuerte en relación con el tamaño de la estrella. Las llamaradas de esta categoría de estrellas se extienden al espacio por más del 20% de la circunferencia estelar e irradian gran parte de su energía en las longitudes de onda azul y ultravioleta . [11]
Las nebulosas planetarias se originan cuando un gigante rojo expulsa sus capas exteriores al espacio, formando una capa de gas en expansión. Sin embargo, sigue siendo un misterio por qué tales conchas no siempre parecen simétricamente esféricas . Además, el 80% de las nebulosas planetarias no son esféricas, sino bipolares o elípticas . Una posible explicación de este fenómeno se puede encontrar en el papel que juega el campo magnético de la estrella: en lugar de expandirse en todas direcciones, el plasma expulsado tiende a escapar por los polos magnéticos de la estrella. Las observaciones de estrellas centrales en al menos cuatro nebulosas planetarias han confirmado que poseen fuertes campos magnéticos. [12]
Al final de su ciclo de vida, algunas estrellas masivas explotan como supernovas y dejan un objeto compacto, formado por neutrones , que se llama estrella de neutrones . Las estrellas de neutrones retienen gran parte del campo magnético de su estrella progenitora, pero, debido al colapso que ha sufrido, su campo magnético se fortalece enormemente. La estrella de neutrones gira rápidamente sobre su eje , manifestándose como un púlsar , es decir, una fuente de ondas de radio que emite haces de energía que periódicamente pueden ser dirigidos hacia un observador, quien los percibe como pulsaciones de ondas de radio. Una forma extremadamente magnetizada de estrellas de neutrones se llama magnetares , que se forman tras la explosión de una supernova de tipo II . [13] La existencia de tales estrellas fue confirmada en 1998 , a través de mediciones de la estrella SGR 1806-20 . El campo magnético de esta estrella ha aumentado su temperatura superficial hasta 18 millones de K y libera grandes cantidades de energía en estallidos de rayos gamma . [14]
Nota
- ^ Jerome James Brainerd, rayos X de Stellar Coronas , en astrophysicsspectator.com , The Astrophysics Spectator, 6 de julio de 2005. Consultado el 21 de junio de 2007 .
- ^ GA Wade, Campos magnéticos estelares: La vista desde el suelo y desde el espacio , en El rompecabezas de la estrella A: Actas Simposio No. 224 de la IAU; Cambridge University Press, Cambridge, Inglaterra , 8-13 de julio de 2004, págs. 235-243. Consultado el 21 de junio de 2007 .
- ^ G. Basri, Grandes campos en pequeñas estrellas , en Science , vol. 311, n. 5761, 2006, págs. 618-619. Consultado el 4 de febrero de 2007 .
- ^ Personal, NARVAL: primer observatorio dedicado al magnetismo estelar , sciencedaily.com , Science Daily, 22 de febrero de 2007. Consultado el 21 de junio de 2007 .
- ^ JH Piddington, sobre el origen y la estructura de los campos magnéticos estelares , en Astrofísica y ciencia espacial , vol. 90, n. 1, 1983, págs. 217-230. Consultado el 21 de junio de 2007 .
- ^ Jonathan Sherwood, Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee en rochester.edu, Universidad de Rochester, 3 de diciembre de 2002. Consultado el 21 de junio de 2007.
- ^ HS Hudson, T. Kosugi, Cómo se calienta la corona del sol , en Science , vol. 285, n. 5429, 1999, pág. 849. Consultado el 21 de junio de 2007 .
- ^ David H. Hathaway, Solar Flares , en solarscience.msfc.nasa.gov , NASA, 18 de enero de 2007. Consultado el 21 de junio de 2007 .
- ^ Svetlana V. Berdyugina, Starspots: A Key to the Stellar Dynamo , en solarphysics.livingreviews.org , Living Reviews, 2005. Consultado el 21 de junio de 2007 .
- ^ M. Küker, T. Henning, G. Rüdiger, Acoplamiento magnético estrella-disco en sistemas clásicos T Tauri [ enlace roto ] , en Astrophysical Journal , vol. 589, 2003, págs. 397-409. Consultado el 21 de junio de 2007 .
- ^ Matthew Templeton, estrella variable de la temporada: UV Ceti , en aavso.org , AAVSO. Consultado el 21 de junio de 2007 (archivado desde el original el 30 de septiembre de 2007) .
- ^ S. Jordan, K. Werner, S. O'Toole, Primera detección de campos magnéticos en estrellas centrales de cuatro nebulosas planetarias , spacedaily.com , Space Daily, 6 de enero de 2005. Consultado el 23 de junio de 2007 .
- ^ Robert C. Duncan, "magnetares", repetidores gamma suaves y campos magnéticos muy fuertes en solomon.as.utexas.edu, Universidad de Texas en Austin, 2003. Consultado el 21 de junio de 2007 (presentado por 'la url original '11 Junio de 2007) .
- ^ D. Isbell, T. Tyson, El campo magnético estelar más fuerte observado hasta ahora confirma la existencia de magnetares , en heasarc.gsfc.nasa.gov , NASA / Goddard Space Flight Center, 20 de mayo de 1998. Consultado el 24 de mayo de 2006 .
Artículos relacionados
enlaces externos
- Jean-François Donati, Campos magnéticos de superficie de estrellas no degeneradas , en ast.obs-mip.fr , Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse, 16 de junio de 2003. Consultado el 23 de junio de 2007 .
- Jean-François Donati, Rotación diferencial de estrellas distintas del Sol , en ast.obs-mip.fr , Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse, 5 de noviembre de 2003. Consultado el 24 de junio de 2007 .
