Un campo magnético estelar es un campo magnético generado por el movimiento del plasma conductor dentro de una estrella . Este movimiento se crea mediante convección , que es una forma de transporte de energía que implica el movimiento físico de la materia. Un campo magnético localizado ejerce una fuerza sobre el plasma, aumentando efectivamente la presión sin una ganancia comparable de densidad. Como resultado, la región magnetizada se eleva con respecto al resto del plasma, hasta alcanzar la fotosfera de la estrella . Esto crea manchas estelares en la superficie y el fenómeno relacionado de bucles coronales . [1]
El campo magnético de una estrella se puede medir mediante el efecto Zeeman . Normalmente, los átomos de la atmósfera de una estrella absorberán ciertas frecuencias de energía en el espectro electromagnético , produciendo líneas de absorción oscuras características en el espectro. Sin embargo, cuando los átomos están dentro de un campo magnético, estas líneas se dividen en múltiples líneas muy espaciadas. La energía también se polariza con una orientación que depende de la orientación del campo magnético. Así, la fuerza y dirección del campo magnético de la estrella pueden determinarse examinando las líneas del efecto Zeeman. [2] [3]
Se utiliza un espectropolarímetro estelar para medir el campo magnético de una estrella. Este instrumento consta de un espectrógrafo combinado con un polarímetro . El primer instrumento dedicado al estudio de los campos magnéticos estelares fue NARVAL, que se montó en el telescopio Bernard Lyot en el Pic du Midi de Bigorre, en los Pirineos franceses . [4]
Diversas mediciones, incluidas mediciones de magnetómetros realizadas en los últimos 150 años; [5] 14 C en anillos de árboles; y 10 Be en núcleos de hielo [6] , han establecido una variabilidad magnética sustancial del Sol en escalas de tiempo decenales, centenarias y milenarias. [7]
Los campos magnéticos estelares, según la teoría de la dinamo solar , se generan dentro de la zona convectiva de la estrella. La circulación convectiva del plasma conductor funciona como una dinamo . Esta actividad destruye el campo magnético primordial de la estrella y luego genera un campo magnético dipolar. A medida que la estrella sufre una rotación diferencial (girando a diferentes velocidades en distintas latitudes), el magnetismo se enrolla en un campo toroidal de "cuerdas de flujo" que se enrollan alrededor de la estrella. Los campos pueden volverse altamente concentrados, produciendo actividad cuando emergen a la superficie. [8]
El campo magnético de un cuerpo giratorio de gas o líquido conductor desarrolla corrientes eléctricas autoamplificadas y, por lo tanto, un campo magnético autogenerado, debido a una combinación de rotación diferencial (diferente velocidad angular de diferentes partes del cuerpo), fuerzas de Coriolis e inducción. . La distribución de las corrientes puede ser bastante complicada, con numerosos bucles abiertos y cerrados, por lo que el campo magnético de estas corrientes en su entorno inmediato también está bastante torcido. Sin embargo, a grandes distancias, los campos magnéticos de las corrientes que fluyen en direcciones opuestas se anulan y sólo sobrevive un campo dipolar neto, que disminuye lentamente con la distancia. Debido a que las corrientes principales fluyen en la dirección del movimiento de masa conductora (corrientes ecuatoriales), el componente principal del campo magnético generado es el campo dipolar del bucle de corriente ecuatorial, produciendo así polos magnéticos cerca de los polos geográficos de un cuerpo en rotación.
Los campos magnéticos de todos los cuerpos celestes suelen estar alineados con el sentido de rotación, con notables excepciones como ciertos púlsares .
Otra característica de este modelo de dinamo es que las corrientes son CA en lugar de CC. Su dirección, y por tanto la dirección del campo magnético que generan, se alterna más o menos periódicamente, cambiando de amplitud e invirtiendo la dirección, aunque todavía más o menos alineada con el eje de rotación.
El componente principal del campo magnético del Sol invierte su dirección cada 11 años (por lo que el período es de aproximadamente 22 años), lo que resulta en una magnitud disminuida del campo magnético cerca del tiempo de inversión. Durante este letargo, la actividad de las manchas solares es máxima (debido a la falta de frenado magnético del plasma) y, como resultado, se produce una eyección masiva de plasma de alta energía hacia la corona solar y el espacio interplanetario. Las colisiones de manchas solares vecinas con campos magnéticos de direcciones opuestas dan como resultado la generación de fuertes campos eléctricos cerca de regiones de campos magnéticos que desaparecen rápidamente. Este campo eléctrico acelera electrones y protones a altas energías (kiloelectronvoltios), lo que da como resultado chorros de plasma extremadamente caliente que abandonan la superficie del Sol y calientan el plasma coronal a altas temperaturas (millones de kelvin ).
Si el gas o el líquido es muy viscoso (lo que produce un movimiento diferencial turbulento ), la inversión del campo magnético puede no ser muy periódica. Este es el caso del campo magnético de la Tierra, que se genera por corrientes turbulentas en un núcleo externo viscoso.
Las manchas estelares son regiones de intensa actividad magnética en la superficie de una estrella. (En el Sol se denominan manchas solares ). Forman un componente visible de los tubos de flujo magnético que se forman dentro de la zona de convección de una estrella . Debido a la rotación diferencial de la estrella, el tubo se curva y se estira, inhibiendo la convección y produciendo zonas de temperatura más baja de lo normal. [9] Los bucles coronales a menudo se forman sobre las manchas estelares, formándose a partir de líneas de campo magnético que se extienden hacia la corona estelar . Estos, a su vez, sirven para calentar la corona a temperaturas superiores al millón de Kelvin . [10]
Los campos magnéticos vinculados a las manchas estelares y los bucles coronales están relacionados con la actividad de las llamaradas y la eyección de masa coronal asociada . El plasma se calienta a decenas de millones de kelvin y las partículas se alejan de la superficie de la estrella a velocidades extremas. [11]
La actividad de la superficie parece estar relacionada con la edad y la tasa de rotación de las estrellas de la secuencia principal. Las estrellas jóvenes con una velocidad de rotación rápida exhiben una fuerte actividad. Por el contrario, las estrellas de mediana edad, similares al Sol, con una velocidad de rotación lenta, muestran bajos niveles de actividad que varían en ciclos. Algunas estrellas más antiguas casi no muestran actividad, lo que puede significar que han entrado en una pausa comparable al mínimo de Maunder del Sol . Las mediciones de la variación temporal de la actividad estelar pueden resultar útiles para determinar las velocidades de rotación diferenciales de una estrella. [12]
Una estrella con un campo magnético generará una magnetosfera que se extenderá hacia el espacio circundante. Las líneas de campo de este campo se originan en un polo magnético de la estrella y luego terminan en el otro polo, formando un circuito cerrado. La magnetosfera contiene partículas cargadas que quedan atrapadas por el viento estelar , que luego se mueven a lo largo de estas líneas de campo. A medida que la estrella gira, la magnetosfera gira con ella, arrastrando las partículas cargadas. [13]
A medida que las estrellas emiten materia con un viento estelar desde la fotosfera, la magnetosfera crea un torque sobre la materia expulsada. Esto da como resultado una transferencia de momento angular de la estrella al espacio circundante, provocando una desaceleración de la velocidad de rotación estelar . Las estrellas que giran rápidamente tienen una mayor tasa de pérdida de masa, lo que resulta en una pérdida de impulso más rápida. A medida que la velocidad de rotación disminuye, también lo hace la desaceleración angular. De esta manera, una estrella se acercará gradualmente, pero nunca alcanzará del todo, el estado de rotación cero. [14]
Una estrella T Tauri es un tipo de estrella anterior a la secuencia principal que se calienta mediante contracción gravitacional y aún no ha comenzado a quemar hidrógeno en su núcleo. Son estrellas variables que son magnéticamente activas. Se cree que el campo magnético de estas estrellas interactúa con su fuerte viento estelar, transfiriendo momento angular al disco protoplanetario circundante . Esto permite que la estrella frene su velocidad de rotación a medida que colapsa. [15]
Las estrellas pequeñas de clase M (con 0,1 a 0,6 masas solares ) que exhiben una variabilidad rápida e irregular se conocen como estrellas fulgurantes . Se supone que estas fluctuaciones son causadas por llamaradas, aunque la actividad es mucho más fuerte en relación con el tamaño de la estrella. Las llamaradas de esta clase de estrellas pueden extenderse hasta el 20% de la circunferencia e irradiar gran parte de su energía en la porción azul y ultravioleta del espectro. [dieciséis]
A caballo entre las estrellas que experimentan fusión nuclear en sus núcleos y las enanas marrones que no se fusionan con hidrógeno se encuentran las enanas ultrafrías . Estos objetos pueden emitir ondas de radio debido a sus fuertes campos magnéticos. Se han medido los campos magnéticos de aproximadamente entre el 5% y el 10% de estos objetos. [17] El más frío de ellos, 2MASS J10475385+2124234 con una temperatura de 800-900 K, retiene un campo magnético más fuerte que 1,7 kG, lo que lo hace unas 3000 veces más fuerte que el campo magnético de la Tierra. [18] Las observaciones de radio también sugieren que sus campos magnéticos cambian periódicamente su orientación, similar al Sol durante el ciclo solar . [19]
Las nebulosas planetarias se crean cuando una estrella gigante roja expulsa su envoltura exterior, formando una capa de gas en expansión. Sin embargo, sigue siendo un misterio por qué estas conchas no siempre son esféricamente simétricas. El 80% de las nebulosas planetarias no tienen forma esférica; en su lugar formando nebulosas bipolares o elípticas. Una hipótesis para la formación de una forma no esférica es el efecto del campo magnético de la estrella. En lugar de expandirse uniformemente en todas direcciones, el plasma expulsado tiende a salir a través de los polos magnéticos. Las observaciones de las estrellas centrales en al menos cuatro nebulosas planetarias han confirmado que efectivamente poseen potentes campos magnéticos. [20]
Después de que algunas estrellas masivas han cesado la fusión termonuclear , una porción de su masa colapsa en un cuerpo compacto de neutrones llamado estrella de neutrones . Estos cuerpos retienen un campo magnético significativo de la estrella original, pero el colapso de tamaño hace que la fuerza de este campo aumente dramáticamente. La rápida rotación de estas estrellas de neutrones colapsadas da como resultado un púlsar , que emite un estrecho haz de energía que puede apuntar periódicamente hacia un observador.
Los objetos astronómicos compactos y de rápida rotación ( enanas blancas , estrellas de neutrones y agujeros negros ) tienen campos magnéticos extremadamente fuertes. El campo magnético de una estrella de neutrones recién nacida que gira rápidamente es tan fuerte (hasta 10 8 teslas) que irradia electromagnéticamente suficiente energía para amortiguar rápidamente (en cuestión de unos pocos millones de años) la rotación de la estrella entre 100 y 1.000 veces. La materia que cae sobre una estrella de neutrones también tiene que seguir las líneas del campo magnético, lo que da como resultado dos puntos calientes en la superficie donde puede alcanzar y colisionar con la superficie de la estrella. Estos puntos tienen literalmente unos pocos pies (aproximadamente un metro) de ancho pero son tremendamente brillantes. Se supone que sus eclipsamientos periódicos durante la rotación de las estrellas son la fuente de radiación pulsante (ver púlsares ).
Una forma extrema de estrella de neutrones magnetizada es el magnetar . Estos se forman como resultado del colapso de una supernova del núcleo . [21] La existencia de este tipo de estrellas fue confirmada en 1998 con la medición de la estrella SGR 1806-20 . El campo magnético de esta estrella ha aumentado la temperatura de la superficie a 18 millones K y libera enormes cantidades de energía en estallidos de rayos gamma . [22]
A menudo se observan chorros de plasma relativista a lo largo de la dirección de los polos magnéticos de los agujeros negros activos en los centros de galaxias muy jóvenes.
En 2008, un equipo de astrónomos describió por primera vez cómo, cuando el exoplaneta que orbita HD 189733 A alcanza un determinado lugar de su órbita, provoca un aumento de las llamaradas estelares . En 2010, un equipo diferente descubrió que cada vez que observaban el exoplaneta en una determinada posición de su órbita, también detectaban llamaradas de rayos X. La investigación teórica desde 2000 sugirió que un exoplaneta muy cercano a la estrella que orbita puede causar un aumento de las llamaradas debido a la interacción de sus campos magnéticos o debido a las fuerzas de marea . En 2019, los astrónomos combinaron datos del Observatorio de Arecibo , MOST y el Telescopio Fotoeléctrico Automatizado, además de observaciones históricas de la estrella en longitudes de onda de radio, óptica, ultravioleta y rayos X para examinar estas afirmaciones. Su análisis encontró que las afirmaciones anteriores eran exageradas y que la estrella anfitriona no mostraba muchas de las características espectrales y de brillo asociadas con las llamaradas estelares y las regiones solares activas , incluidas las manchas solares. También descubrieron que las afirmaciones no resistían el análisis estadístico, dado que muchas llamaradas estelares se ven independientemente de la posición del exoplaneta, desacreditando así las afirmaciones anteriores. Los campos magnéticos de la estrella anfitriona y el exoplaneta no interactúan, y ya no se cree que este sistema tenga una "interacción estrella-planeta". [23]
