Frenado magnético (astronomía)

Teoría para explicar la desaceleración del giro de una estrella

Las líneas del campo magnético giran junto con el Sol como un objeto sólido. El material ionizado transportado a lo largo de las líneas de campo en algún momento escapará de las líneas del campo magnético y, por lo tanto, le quitará el momento angular al Sol. ${\displaystyle r_{c}}$

El frenado magnético es una teoría que explica la pérdida de momento angular estelar debido a que el material es capturado por el campo magnético estelar y arrojado a gran distancia de la superficie de la estrella. Desempeña un papel importante en la evolución de los sistemas estelares binarios .

El problema

La teoría actualmente aceptada sobre la evolución de un sistema planetario establece que el sistema se origina a partir de una nube de gas que se contrae. A medida que la nube se contrae, el momento angular debe conservarse . Cualquier pequeña rotación neta de la nube hará que el giro aumente a medida que la nube colapsa, forzando al material a formar un disco giratorio. En el centro denso de este disco se forma una protoestrella , que obtiene calor de la energía gravitatoria del colapso. A medida que el colapso continúa, la velocidad de rotación puede aumentar hasta el punto en que la protoestrella en acreción puede romperse debido a la fuerza centrífuga en el ecuador. ${\displaystyle L}$

Por tanto, la velocidad de rotación de la estrella debe frenarse durante los primeros 100.000 años de vida de la estrella para evitar este escenario. Una posible explicación del frenado es la interacción del campo magnético de la protoestrella con el viento estelar. En el caso del Sistema Solar , cuando se comparan los momentos angulares de los planetas con los del propio Sol, este último tiene menos del 1% de su supuesto momento angular. En otras palabras, el Sol ha ralentizado su giro mientras que los planetas no.

La idea detrás del frenado magnético

El material ionizado capturado por las líneas de campo magnético rotará con el Sol como si fuera un cuerpo sólido. A medida que el material escapa del Sol debido al viento solar , el material altamente ionizado será capturado por las líneas de campo y rotará con la misma velocidad angular que el Sol, aunque sea llevado lejos de la superficie del Sol, hasta que finalmente escape. Este efecto de llevar masa lejos del centro del Sol y arrojarla lejos ralentiza el giro del Sol. ^{[1] [2]} El mismo efecto se utiliza para frenar el giro de un satélite giratorio ; aquí dos cables desenrollan pesos a una distancia que ralentiza el giro de los satélites, luego los cables se cortan, dejando que los pesos escapen al espacio y robando permanentemente a la nave espacial su momento angular .

Teoría detrás del frenado magnético

A medida que el material ionizado sigue las líneas del campo magnético del Sol, ^[3] debido al efecto de las líneas de campo que se congelan en el plasma , las partículas cargadas sienten una fuerza de la magnitud: ${\displaystyle \mathbf {F} }$

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

donde es la carga, es la velocidad y es el vector del campo magnético. Esta acción de flexión obliga a las partículas a " girar en espiral " alrededor de las líneas del campo magnético mientras se mantienen en su lugar mediante una "presión magnética" o "densidad de energía", mientras giran junto con el Sol como un cuerpo sólido: ${\displaystyle q}$ ${\displaystyle \mathbf {v} }$ ${\displaystyle \mathbf {B} }$ ${\displaystyle P_{B}}$

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

Dado que la intensidad del campo magnético disminuye con el cubo de la distancia, habrá un lugar donde la presión cinética del gas ionizado sea lo suficientemente grande como para separarse de las líneas de campo: ${\displaystyle P_{g}}$

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

donde n es el número de partículas, m es la masa de la partícula individual y v es la velocidad radial lejos del Sol, o la velocidad del viento solar.

Debido a la alta conductividad del viento estelar, el campo magnético fuera del sol disminuye con el radio como la densidad de masa del viento, es decir, disminuye como una ley del cuadrado inverso. ^[4] Por lo tanto, el campo magnético está dado por

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

donde es el campo magnético en la superficie del Sol y es su radio. La distancia crítica a la que el material se separará de las líneas de campo se puede calcular entonces como la distancia a la que la presión cinética y la presión magnética son iguales, es decir ${\displaystyle B_{s}}$ ${\displaystyle R}$

${\displaystyle P_{B}=P_{g}\Rightarrow }$

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

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

Si la pérdida de masa solar es omnidireccional, entonces la pérdida de masa ; introduciendo esto en la ecuación anterior y aislando el radio crítico, se deduce que ${\displaystyle nm={\frac {dM/dt}{4\pi r^{2}v}}}$

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

Valor actual

Actualmente se estima que:

• La tasa de pérdida de masa del Sol es de aproximadamente ${\displaystyle {\dot {M}}=dM/dt=2\cdot 10^{9}\,{\rm {kg/s}}}$
• La velocidad del viento solar es ${\displaystyle v=5\cdot 10^{5}\,{\rm {m/s}}}$
• El campo magnético en la superficie es ${\displaystyle B_{s}\approx 10^{-4}{\rm {T}}}$
• El radio solar es ${\displaystyle R=7\cdot 10^{5}\,{\rm {km}}}$

Esto da lugar a un radio crítico . Esto significa que el plasma ionizado girará junto con el Sol como un cuerpo sólido hasta alcanzar una distancia de casi 15 veces el radio del Sol; a partir de ahí, el material se desprenderá y dejará de afectar al Sol. ${\displaystyle r_{c}=15R_{\odot }}$

La cantidad de masa solar que debe arrojarse a lo largo de las líneas de campo para que el Sol deje de girar por completo puede calcularse utilizando el momento angular específico:

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

Se ha sugerido que el Sol perdió una cantidad comparable de material a lo largo de su vida. ^[5]

Frenado magnético debilitado

En 2016, los científicos de los Observatorios Carnegie publicaron una investigación que sugería que las estrellas en una etapa de vida similar a la del Sol giraban más rápido de lo que predecían las teorías de frenado magnético. ^[6] Para calcularlo, localizaron las manchas oscuras en la superficie de las estrellas y las rastrearon mientras se movían con el giro de las estrellas. Si bien este método ha tenido éxito para medir el giro de las estrellas más jóvenes, el frenado magnético "debilitado" en las estrellas más viejas resultó más difícil de confirmar, ya que estas últimas tienen notoriamente menos manchas estelares. En un estudio publicado en Nature Astronomy en 2021, los investigadores de la Universidad de Birmingham utilizaron un enfoque diferente, a saber, la asterosismología , para confirmar que las estrellas más viejas parecen girar más rápido de lo esperado. ^[7]

Véase también

• Rotura de Kraft
• Campo magnético estelar
• Rotación estelar

Referencias

1. Ferreira, J.; Pelletier, G.; Appl, S. (2000). "Reconexión de vientos X: reducción de la velocidad de rotación de protoestrellas de baja masa". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 312 (2): 387–397. Bibcode :2000MNRAS.312..387F. CiteSeerX  10.1.1.30.5409 . doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03215.x .
2. Devitt, Terry (31 de enero de 2001). "¿Qué frena a las estrellas que giran locamente?". Universidad de Wisconsin-Madison . Consultado el 27 de junio de 2007 .
3. https://solarscience.msfc.nasa.gov/the_key.shtml
4. Weber, Edmund J.; Davis, Leverett Jr (1967). "El momento angular del viento solar". The Astrophysical Journal . 148 : 217–227. Bibcode :1967ApJ...148..217W. doi : 10.1086/149138 .
5. Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I. (febrero de 2003), "Nuestro Sol. V. Un Sol joven y brillante consistente con la heliosismología y las temperaturas cálidas en la Tierra y Marte antiguos", The Astrophysical Journal , 583 (2): 1024–1039, arXiv : astro-ph/0210128 , Bibcode :2003ApJ...583.1024S, doi :10.1086/345408, S2CID  118904050
6. van Saders, J.; Ceillier, T.; Metcalfe, T.; et al. (2016). "Frenado magnético debilitado como origen de una rotación anómalamente rápida en estrellas de campo antiguas". Nature . 529 (7585): 181–184. arXiv : 1601.02631 . Bibcode :2016Natur.529..181V. doi :10.1038/nature16168. PMID  26727162. S2CID  4454752.
7. Hall, Oliver J.; Davies, Guy R.; van Saders, Jennifer; Nielsen, Martin B.; Lund, Mikkel N.; Chaplin, William J.; García, Rafael A.; Amard, Louis; Breimann, Angela A.; Khan, Saniya; See, Victor; Tayar, Jamie (2021). "Frenado magnético debilitado apoyado por tasas de rotación asterosísmica de enanas de Kepler". Nature Astronomy . 5 (7): 707–714. arXiv : 2104.10919 . Código Bibliográfico :2021NatAs...5..707H. doi :10.1038/s41550-021-01335-x. S2CID  233346971.