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 de la evolución del sistema solar establece que el sistema solar se origina en 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 se 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 gravitacional del colapso. A medida que continúa el colapso, la velocidad de rotación puede aumentar hasta el punto en que la protoestrella en crecimiento puede romperse debido a la fuerza centrífuga en el ecuador.
Por lo tanto, la velocidad de rotación 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 de nuestro propio Sol, cuando se comparan los momentos angulares de los planetas con los del Sol, el Sol 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 del 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 se aleja de la superficie del Sol, hasta que finalmente escapa. . Este efecto de llevar la masa lejos del centro del Sol y tirarla ralentiza el giro del Sol. [1] [2] El mismo efecto se utiliza para ralentizar el giro de un satélite en rotación ; aquí dos cables enrollan 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, debido al efecto de las líneas de campo que se congelan en el plasma , las partículas cargadas sienten una fuerza. de la magnitud:
dónde es el cargo, es la velocidad y es el vector de campo magnético. Esta acción de flexión obliga a las partículas a " enroscarse " alrededor de las líneas del campo magnético mientras se mantienen en su lugar mediante una "presión magnética"., o "densidad de energía", mientras gira junto con el Sol como un cuerpo sólido:
Dado que la intensidad del campo magnético disminuye con el cubo de la distancia, habrá un lugar donde la presión cinética del gas del gas ionizado es lo suficientemente grande como para separarse de las líneas de campo:
donde n es el número de partículas, m es la masa de la partícula individual y v es la velocidad radial alejándose del Sol, o la velocidad del viento solar.
Debido a la alta conductividad del viento estelar, el campo magnético fuera del sol disminuye con un radio como la densidad de masa del viento, es decir, disminuye como una ley del cuadrado inverso. [3] Por tanto, el campo magnético está dado por
dónde es el campo magnético en la superficie del sol y es su radio. La distancia crítica donde el material se separará de las líneas de campo se puede calcular como la distancia donde la presión cinética y la presión magnética son iguales, es decir
Si la pérdida de masa solar es omnidireccional, entonces la pérdida de masa ; conectando esto en la ecuación anterior y aislando el radio crítico, se deduce que
Valor actual
Actualmente se estima que:
- La pérdida de masa del Sol es de aproximadamente
- La velocidad del viento solar es
- El campo magnético en la superficie es
- El radio solar es
Esto conduce a un radio crítico . Esto significa que el plasma ionizado rotará 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.
La cantidad de masa solar que se necesita arrojar a lo largo de las líneas de campo para que el Sol deje de girar por completo se puede calcular utilizando el momento angular específico:
Se ha sugerido que el sol perdió una cantidad comparable de material a lo largo de su vida. [4]
Frenado magnético debilitado
En 2016, los científicos de los Observatorios Carnegie publicaron una investigación que sugería que las estrellas en una etapa de la vida similar a la del Sol giraban más rápido de lo que predijeron las teorías de frenado magnético. [5] Para calcular esto, identificaron 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 astrosismología , para confirmar que las estrellas más viejas parecen girar más rápido de lo esperado. [6]
Referencias
- ↑ Ferreira, J .; Pelletier, G .; Appl, S. (2000). "Reconexión X-winds: spin-down de protoestrellas de baja masa". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 312 (2): 387–397. Código bibliográfico : 2000MNRAS.312..387F . CiteSeerX 10.1.1.30.5409 . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2000.03215.x .
- ^ Devitt, Terry (31 de enero de 2001). "¿Qué pone el freno a las estrellas que giran locamente?" . Universidad de Wisconsin-Madison . Consultado el 27 de junio de 2007 .
- ^ Weber, Edmund J .; Davis, Leverett Jr (1967). "El momento angular del viento solar". El diario astrofísico . 148 : 217-227. Código bibliográfico : 1967ApJ ... 148..217W . doi : 10.1086 / 149138 .
- ^ Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I. (febrero de 2003), "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Heliosismology and Warm Temperature on Ancient Earth and Mars", The Astrophysical Journal , 583 (2): 1024-1039, arXiv : astro- ph / 0210128 , Bibcode : 2003ApJ ... 583.1024S , doi : 10.1086 / 345408 , S2CID 118904050
- ^ van Saders, J .; Ceillier, T .; Metcalfe, T .; et al. (2016). "Frenado magnético debilitado como origen de una rotación anormalmente rápida en las estrellas de campo viejas". Naturaleza . 529 (7585): 181–184. arXiv : 1601.02631 . Código Bib : 2016Natur.529..181V . doi : 10.1038 / nature16168 . PMID 26727162 . S2CID 4454752 .
- ^ 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; Ves, Víctor; Tayar, Jamie (2021). "Frenado magnético debilitado apoyado por tasas de rotación astrosísmica de enanos de Kepler". Astronomía de la naturaleza . arXiv : 2104.10919 . doi : 10.1038 / s41550-021-01335-x . S2CID 233346971 .
Ver también
- Campo magnético estelar
- Rotación estelar