campo magnético estelar

Un campo magnético estelar es un campo magnético generado por el movimiento del plasma conductor en el interior de una estrella . Este movimiento se crea mediante convección , 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 un aumento comparable en la 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 estelar absorben ciertas frecuencias de energía del espectro electromagnético , produciendo líneas de absorción oscuras características . Sin embargo, cuando los átomos se encuentran dentro de un campo magnético, estas líneas se dividen en múltiples líneas muy próximas entre sí. La energía también se polariza con una orientación que depende de la orientación del campo magnético. Por lo tanto, la intensidad y la dirección del campo magnético de la estrella se pueden determinar examinando las líneas del efecto Zeeman. ^{[ 2 ] [ 3 ]}

Un espectropolarímetro estelar se utiliza 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, instalado en el telescopio Bernard Lyot en el Pic du Midi de Bigorre, en los Pirineos franceses . ^{[ 4 ]}

Varias mediciones —incluidas mediciones de magnetómetro durante 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 ]}

Según la teoría de la dinamo solar , los campos magnéticos estelares se originan en 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 genera un campo magnético dipolar. A medida que la estrella experimenta una rotación diferencial —rotando a diferentes velocidades en distintas latitudes—, el magnetismo se enrolla formando un campo toroidal de "cuerdas de flujo" que la envuelven. Estos campos pueden llegar a concentrarse intensamente, produciendo actividad cuando emergen a la superficie. ^{[ 8 ]}

El campo magnético de un cuerpo giratorio de gas o líquido conductor genera corrientes eléctricas autoamplificadas y, por lo tanto, un campo magnético autogenerado, debido a una combinación de rotación diferencial (diferente velocidad angular de distintas partes del cuerpo), fuerzas de Coriolis e inducción. La distribución de las corrientes puede ser bastante compleja, con numerosos bucles abiertos y cerrados, por lo que el campo magnético de estas corrientes en su proximidad inmediata también es bastante irregular. Sin embargo, a grandes distancias, los campos magnéticos de las corrientes que fluyen en direcciones opuestas se cancelan y solo sobrevive un campo dipolar neto, que disminuye lentamente con la distancia. Dado que las corrientes principales fluyen en la dirección del movimiento de la 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 giratorio.

Los campos magnéticos de todos los cuerpos celestes suelen estar alineados con la dirección de rotación, con notables excepciones como ciertos púlsares .

Las manchas estelares son regiones de intensa actividad magnética en la superficie de una estrella. (En el Sol , se denominan manchas solares ). Estas 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, lo que inhibe la convección y produce zonas con temperaturas inferiores a las normales. ^{[ 9 ]} Los bucles coronales a menudo se forman sobre las manchas estelares, a partir de líneas de campo magnético que se extienden hacia la corona estelar . Estos, a su vez, calientan la corona a temperaturas superiores a un millón de kelvin . ^{[ 10 ]}

Los campos magnéticos vinculados a las manchas estelares y los bucles coronales están relacionados con la actividad de las erupciones solares y la eyección de masa coronal asociada . El plasma se calienta a decenas de millones de kelvin y las partículas se aceleran alejándose de la superficie de la estrella a velocidades extremas. ^{[ 11 ]}

La actividad superficial parece estar relacionada con la edad y la velocidad de rotación de las estrellas de la secuencia principal. Las estrellas jóvenes con una rápida velocidad de rotación presentan una intensa actividad. Por el contrario, las estrellas de mediana edad, similares al Sol, con una lenta velocidad de rotación, muestran bajos niveles de actividad que varían en ciclos. Algunas estrellas más antiguas casi no presentan actividad, lo que podría significar que han entrado en un periodo de calma comparable al mínimo de Maunder del Sol . Las mediciones de la variación temporal de la actividad estelar pueden ser útiles para determinar las velocidades de rotación diferenciales de una estrella. ^{[ 12 ]}

Una estrella con un campo magnético genera una magnetosfera que se extiende hacia el espacio circundante. Las líneas de campo de esta magnetosfera se originan en un polo magnético de la estrella y terminan en el otro, formando un bucle cerrado. La magnetosfera contiene partículas cargadas atrapadas por el viento estelar , las cuales se mueven a lo largo de estas líneas de campo. A medida que la estrella rota, la magnetosfera rota con ella, arrastrando consigo las partículas cargadas. ^{[ 13 ]}

Cuando las estrellas emiten materia mediante un viento estelar desde la fotosfera, la magnetosfera crea un par de torsión sobre la materia expulsada. Esto produce una transferencia de momento angular de la estrella al espacio circundante, lo que provoca una disminución 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 momento más rápida. A medida que la velocidad de rotación disminuye, también lo hace la desaceleración angular. De esta manera, una estrella se aproximará gradualmente, pero nunca llegará a alcanzar, el estado de rotación cero. ^{[ 14 ]}

Una estrella T Tauri es un tipo de estrella presecuencia principal que se calienta mediante contracción gravitacional y aún no ha comenzado a quemar hidrógeno en su núcleo. Son estrellas variables 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 presentan una variabilidad rápida e irregular se conocen como estrellas fulgurantes . Se hipotetiza que estas fluctuaciones son causadas por erupciones, aunque la actividad es mucho más intensa en relación con el tamaño de la estrella. Las erupciones en este tipo de estrellas pueden extenderse hasta el 20 % de la circunferencia y emiten gran parte de su energía en la porción azul y ultravioleta del espectro. ^{[ 16 ]}

Las enanas ultrafrías se encuentran en el límite entre las estrellas que experimentan fusión nuclear en sus núcleos y las enanas marrones que no fusionan hidrógeno . Estos objetos pueden emitir ondas de radio debido a sus fuertes campos magnéticos. Aproximadamente entre el 5 % y el 10 % de estos objetos tienen sus campos magnéticos medidos. ^{[ 17 ]} La más fría de ellas, 2MASS J10475385+2124234, con una temperatura de 800-900 K, mantiene 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 de orientación, de forma 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 capas no siempre son esféricamente simétricas. El 80% de las nebulosas planetarias no tienen forma esférica, sino que forman nebulosas bipolares o elípticas. Una hipótesis para explicar la formación de una forma no esférica es el efecto del campo magnético de la estrella. En lugar de expandirse uniformemente en todas las direcciones, el plasma expulsado tiende a salir por los polos magnéticos. Las observaciones de las estrellas centrales en al menos cuatro nebulosas planetarias han confirmado que, efectivamente, poseen campos magnéticos potentes. ^{[ 20 ]}

Tras el cese de la fusión termonuclear en algunas estrellas masivas , una porción de su masa colapsa formando un cuerpo compacto de neutrones llamado estrella de neutrones . Estos cuerpos conservan un campo magnético significativo de la estrella original, pero la reducción de tamaño provoca un aumento drástico en la intensidad de dicho campo. La rápida rotación de estas estrellas de neutrones colapsadas da lugar a un púlsar , que emite un haz estrecho 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 ) poseen campos magnéticos extremadamente fuertes. El campo magnético de una estrella de neutrones recién nacida y de rápida rotación es tan intenso (hasta 10⁸ ^teslas ) que irradia electromagnéticamente suficiente energía como para reducir rápidamente (en cuestión de millones de años) la velocidad de rotación de la estrella entre 100 y 1000 veces. La materia que cae sobre una estrella de neutrones también debe seguir las líneas del campo magnético, lo que da lugar a dos puntos calientes en la superficie donde puede alcanzarla y colisionar con ella. Estos puntos tienen apenas unos metros de diámetro, pero son tremendamente brillantes. Se postula que su eclipse periódico durante la rotación estelar es la fuente de la radiación pulsante (véase púlsares ).

Una forma extrema de estrella de neutrones magnetizada es el magnetar . Estos se forman como resultado de una supernova de colapso de núcleo . ^{[ 21 ]} La existencia de tales estrellas se confirmó en 1998 con la medición de la estrella SGR 1806-20 . El campo magnético de esta estrella ha aumentado la temperatura superficial a 18  millones de K y libera enormes cantidades de energía en estallidos de rayos gamma . ^{[ 22 ]}

Con frecuencia se observan chorros de plasma relativista en 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 punto determinado de su órbita, provoca un aumento de las llamaradas estelares . En 2010, otro equipo descubrió que, cada vez que observaban el exoplaneta en una posición específica de su órbita, también detectaban llamaradas de rayos X. Desde el año 2000, la investigación teórica sugería que un exoplaneta muy cercano a la estrella que orbita podría provocar un aumento de las llamaradas debido a la interacción de sus campos magnéticos o a las fuerzas de marea . En 2019, los astrónomos examinaron estas afirmaciones utilizando datos combinados del Observatorio de Arecibo , MOST y el Telescopio Fotoeléctrico Automatizado, además de observaciones históricas de la estrella en longitudes de onda de radio, ópticas, ultravioletas y de rayos X. Su análisis concluyó que las afirmaciones anteriores eran exageradas y que la estrella anfitriona no presentaba muchas de las características de brillo y espectrales asociadas con las llamaradas estelares y las regiones activas solares , incluidas las manchas solares. También descubrieron que las afirmaciones no resistían un análisis estadístico, dado que se observan muchos destellos estelares independientemente de la posición del exoplaneta, lo que desmiente 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 ]}

• Donati, Jean-François (16 de junio de 2003). "Campos magnéticos superficiales de estrellas no degeneradas" . Laboratorio de Astrofísica de Toulouse . Consultado el 23 de junio de 2007 .
• Donati, Jean-François (5 de noviembre de 2003). «Rotación diferencial de estrellas distintas del Sol» . Laboratorio de Astrofísica de Toulouse . Consultado el 24 de junio de 2007 .