EL campu magnéticu del Sol produz esta eyección masiva de plasma. Imaxe del NOAA..

Un campu magnéticu estelar ye un campu magnéticu xeneráu pol movimientu del plasma conductivu dientro d'una estrella na secuencia principal. Esti movimientu crear por conveición, que ye una forma de tresporte d'enerxía qu'arreya al movimientu físicu de material. El campu magnéticu exerz una fuercia sobre'l plasma, aumentando efeutivamente la presión ensin una ganancia comparable na densidá. Como resultancia, la rexón magnetizada álzase relativamente con respectu al restu del plasma, hasta qu'algama la fotosfera de la estrella. Esto crea les manches solares y los bucles na corona solar.[1]

Midíes

L'espectru más baxu demuestra l'efeutu Zeeman dempués d'aplicar un campu magnéticu a la fonte cimera.

El campu magnéticu d'una estrella puede ser midíu per mediu del efeutu Zeeman. De normal los átomos nes atmósfera d'una estrella absuerben ciertes frecuencies o llonxitúes d'onda nel espectru electromagnéticu, produciendo llinies escures d'absorción dientro del espectru de la estrella. Cuando los átomos atópense dientro d'un campu magnéticu, estes llinies d'absorción dixebrar en múltiples llinies separaes per un pequeñu espaciu. Adicionalmente la enerxía se polariza con una orientación que depende de la orientación del campu magnéticu. Poro, la fuercia y la direición del campu magnéticu de les estrelles pueden determinase esaminando les llinies del efeutu Zeeman.[2][3]

Pa midir el campu magnéticu d'una estrella úsase un espectropolarímetro estelar. Esti preséu consiste nun espectrógrafu combináu con un polarímetro. El primer preséu dedicáu al estudiu de campos magnéticos estelares foi'l NARVAL, que foi montáu nel telescopiu Bernard Lyot del Pic du Midi de Bigorre, nos Pirineos franceses.[4]

Xeneración del campu

Créese que los campos magnéticos estelares fórmense dientro de la zona convectiva de la estrella. La circulación convectiva del plasma conductor funciona como una dinamo. Esta actividá destrúi'l campu magnéticu primordial de la estrella, y entós xenera un campu magnéticu bipolar. Como la estrella esperimenta una rotación diferencial —rotando a distintes velocidaes en delles llatitúes—el magnetismu endolcar nun campu toroidal de cuerdes de fluxu que queda envueltu alredor de la estrella. Los campos pueden aportar a altamente concentraos, produciendo actividá cuando remanecen a la superficie.[5]

Actividá superficial

Les manches solares son rexones d'intensa actividá magnética na superficie de la estrella. (Nel Sol hai manches solares periódiques.). Formen un componente visible de los tubos de fluxu que se formen dientro de la zona de conveición de la estrella. Por cuenta de la rotación diferencial de la estrella, los tubos estiéndense y se curvan, tornando la conveición y produciendo zones de temperatura inferior a la normal.[6] De cutiu fórmense aniellos coronales percima de les manches solares, provenientes de llinies de campu magnéticu que s'estendieron dientro de la corona solar. Esto, de la mesma, sirve pa calecer la corona hasta temperatures percima del millón de kelvins.[7]

Los campos magnéticos amestaos a les manches solares y aniellos coronales tán acomuñaos a erupciones solares y a la eyección de masa coronal. El plasma ye calecíu a decenes de millones de Kelvin, y les partícules acelérense escapando de la superficie de la estrella a velocidaes estremes.[8]

L'actividá superficial paez tar rellacionada cola edá y la rotación de les estrelles de la secuencia principal. Les estrelles nueves con un índiz de rotación eleváu amuesen una fuerte actividá. En contraste, les estrelles de mediana edá como'l Sol con índices de rotación más lentos amuesen niveles más baxos d'actividá, qu'amás varia en ciclos. Delles estrelles vieyes nun amuesen práuticamente actividá, lo que podría significar qu'entraron nun aselu comparable al mínimu de Maunder del Sol. Les midíes na variación de l'actividá estelar pueden ser útiles pa determinar los índices de rotación diferencial d'una estrella.[9]

Estrelles magnétiques

Campu magnéticu superficial de SU Aur (una estrella nueva de tipu T Tauri).

Una estrella T Tauri ye un tipu d'estrella pre-secuencia principal que se ta caleciendo al traviés de la contraición gravitatoria y qu'inda nun empezó a quemar hidróxenu nel so nucleu. Son estrelles variables que son magnéticamente actives. Créese que'l campu magnéticu d'estes estrelles interactúa col so potente vientu estelar, tresfiriendo momentu angular al discu protoplanetario que lo arrodia. Esto dexa a la estrella frenar el so índiz de rotación mientres colapsa.[10]

Les pequeñes estrelles de clase M (con 0.1–0.6 mases solares) qu'amuesen una variabilidá rápida ya irregular conócense como estrelles acandilantes. Piénsase qu'estes fluctuaciones tán causaes por erupciones, anque l'actividá ye muncho más fuerte en rellación al tamañu de la estrella. Les erupciones nesta clase d'estrelles pueden estendese hasta'l 20% de la circunferencia, ya irradiar la mayor parte de la so enerxía nel espectru azul y ultravioleta.[11]

Les nebuloses planetaries fórmense cuando una estrella xigante colorada eyecta la so cobertoria esterior, formando una capa de gas n'espansión. Sicasí, inda nun ta claro por qué estes capes nun son siempres simétricamente esfériques. El 80% de les nebuloses planetaries nun tienen forma esférica, tienen formes bipolares o elíptiques. Una hipótesis pa la formación de formes non esfériques ye l'efeutu del campu magnéticu de la estrella. En cuenta de espandise uniformemente en toes direiciones, el plasma eyectado tiende a salir polos polos magnéticos. Les observaciones de les estrelles centrales de siquier cuatro nebuloses planetaries confirmaron que tienen potentes campos magnéticos.[12]

Dempués de que delles estrelles masives cesaren la so fusión termonuclear, una porción de la so masa colapsar nun cuerpu compactu de neutrones llamáu estrella de neutrones. Estos cuerpos retienen una parte significativa del campu magnéticu de la estrella orixinal, pero'l colapsu de tamañu causa'l reforzamientu d'esti campu. La rotación rápida d'estes estrelles de neutrones colapsaes va dar como resultáu un púlsar, qu'emite una estrecha banda d'enerxía que puede apuntar escontra l'observador dacuando.

Una forma estrema d'una estrella de neutrones magnetizada ye un magnetar, que se formen como resultancia del colapsu d'un nucleu de supernova.[13] La esistencia d'estes estrelles foi confirmada en 1998 coles midida de la estrella SGR 1806-20. El campu magnéticu d'esta estrella amontó la temperatura superficial hasta los 18 millones de K y llibera enormes cantidaes d'enerxía en forma d'esplosión de rayu gamma.[14]

Referencies

  1. ↑ Brainerd, Jerome James (6 de xunetu de 2005). «X-rays from Stellar Corones». The Astrophysics Spectator. Consultáu'l 21 de xunu de 2007.
  2. ↑ Cambridge University Press, ed. «Stellar Magnetic Fields: The view from the ground and from space».
  3. ↑ Basri, Gibor (2006). «Big Fields on Small Stars». Science 311 (5761):  páxs. 618-619. http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/sci;311/5761/618. Consultáu'l 4 de febreru de 2007.
  4. ↑ Staff (22 de febreru de 2007). NARVAL: First Observatory Dedicated To Stellar Magnetism. Science Daily. http://www.sciencedaily.com/releases/2007/02/070208131656.htm. Consultáu'l 21 de xunu de 2007.
  5. ↑ Piddington, J. H. (1983). «On the origin and structure of stellar magnetic fields». Astrophysics and Space Science 90 (1):  páxs. 217-230. http://adsabs.harvard.edu/abs/1983Ap&SS..90..217P. Consultáu'l 21 de xunu de 2007.
  6. ↑ Sherwood, Jonathan (3 d'avientu de 2002). Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee. Universidá de Rochester. http://www.rochester.edu/news/show.php?id=290. Consultáu'l 21 de xunu de 2007.
  7. ↑ Hudson, H. S.; Kosugi, T. (1999). «How the Sun's Corona Gets Hot». Science 285 (5429):  páxs. 849. http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/285/5429/849. Consultáu'l 21 de xunu de 2007.
  8. ↑ Hathaway, David H. (18 de xineru de 2007). «Solar Flares». NASA. Consultáu'l 21 de xunu de 2007.
  9. ↑ Berdyugina, Svetlana V.. «Starspots: A Key to the Stellar Dynamo». Living Reviews. Consultáu'l 21 de xunu de 2007.
  10. ↑ Küker, M.; Henning, T.; Rüdiger, G. (2003). «Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems». The Astrophysical Journal 589:  páxs. 397-409. http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/374408. Consultáu'l 21 de xunu de 2007.
  11. ↑ Templeton, Matthew (seronda de 2003). «Variable Star Of The Season: UV Ceti». AAVSO. Archiváu dende l'orixinal, el 5 de marzu de 2004. Consultáu'l 21 de xunu de 2007.
  12. ↑ Jordan, S.; Werner, K.; O'Toole, S. (6 de xineru de 2005). First Detection Of Magnetic Fields In Central Stars Of Four Planetary Nebulae. Space Daily. http://www.spacedaily.com/news/stellar-chemistry-05a.html. Consultáu'l 21 de xunu de 2007.
  13. ↑ Duncan, Robert C.. «'Magnetars', Soft Gamma Repeaters, and Very Strong Magnetic Fields». University of Texas at Austin. Consultáu'l 21 de xunu de 2007.
  14. ↑ Isbell, D.; Tyson, T. (M20 de mayu de 1998). Strongest Stellar Magnetic Field yet Observed Confirms Existence of Magnetars. NASA/Goddard Space Flight Center. http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/asca/science/magnetar.html. Consultáu'l 24 de mayu de 2006.

Enllaces esternos

Esti artículu foi traducíu automáticamente y precisa revisase manualmente
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.