El campo magnético de las estrellas

Durante los eclipses del Sol, uno puede admirar la imponente corona de gas caliente que rodea nuestra estrella. A veces se producen erupciones explosivas en su atmósfera, expulsando cantidades colosales de material al espacio. Su superficie está cubierta de manchas oscuras de acuerdo con un ciclo de 11 años que modula la cantidad de luz recibida por la Tierra, por lo tanto, el clima. Todas estas manifestaciones tienen el mismo origen: el campo magnético del Sol.

¿Qué pasa con las otras estrellas? ? Muchos de ellos también tienen un campo magnético. La presencia de un campo magnético en la superficie de ciertas estrellas calientes y masivas se destacó en la década de 1950. Hoy sabemos que es un campo «fósil», congelado en estas estrellas desde su formación. Sin embargo, se supone que el campo magnético de las estrellas de baja masa se produce mediante un proceso llamado dinamo, introducido al mismo tiempo para explicar el origen del magnetismo solar. Sin embargo, no fue hasta la década de 1980 que se observó el campo magnético de una estrella «fría» que no era el Sol.

Hasta ahora, sin embargo, estos campos magnéticos no podían estudiarse en detalle. Es que observar la superficie de estrellas distantes no es tan simple como estudiar la del Sol cercano. Recientemente, nuevos instrumentos han permitido tales medidas. Los resultados iniciales indican que el magnetismo de las estrellas es más variado de lo imaginado. De este modo, hemos descubierto que las estrellas de baja masa tienen un poderoso campo magnético de estructura sorprendentemente simple, y que por el contrario, las estrellas calientes y masivas a veces tienen un campo magnético bastante complejo. Además, la observación del campo magnético dentro de los discos protoplanetarios sugiere que juega un papel importante en la formación de sistemas estelares.

El Sol es la primera estrella cuyo campo magnético se ha observado. En 1908, George Hale, del Observatorio Mount Wilson en los Estados Unidos, demostró que los puntos oscuros que manchan su superficie albergan un campo magnético. Para hacer esto, Hale aprovechó el efecto que produce un campo magnético en las líneas espectrales de radiación, o el efecto Zeeman. Los rayos del sol son huecos en el espectro de la luz solar correspondiente a la absorción de ciertas longitudes de onda por elementos presentes en la atmósfera solar, como el hidrógeno y el hierro. En presencia de un campo magnético, las líneas de absorción se dividen en varios componentes. Sin embargo, la intensidad del campo magnético solar no es lo suficientemente alta como para causar una separación completa de las líneas espectrales, que simplemente se amplían. Por otro lado, el efecto Zeeman también conduce, en las longitudes de onda correspondientes a las líneas, a una polarización de la luz que es fácilmente detectable. La polarización es lineal (la onda electromagnética oscila en un plano fijo) o circular (el plano de oscilación gira alrededor de la dirección de propagación), dependiendo en particular de la forma en que el campo magnético está orientado en relación con el observador. Esta polarización de los componentes de las líneas espectrales permitió a Hale estimar la intensidad y dirección del campo magnético dentro de las manchas solares.

Desde este descubrimiento, el método se ha generalizado y se ha medido la intensidad y la dirección media del campo magnético de otras estrellas y varios objetos astronómicos. Sin embargo, a pesar del progreso realizado en términos de sensibilidad de los instrumentos (espectropolarímetros que recogen el espectro de luz de las estrellas y miden su polarización) y en términos de análisis, nunca habíamos logrado discernir los detalles del campo magnético en la superficie de una estrella.

Tomografía estelar

Esto se hace hoy, gracias al espectropolarímetro Espadons de nueva generación (para el Dispositivo Polarimétrico Echelle Spectro para la Observación de Estrellas), diseñado y desarrollado por mi equipo del Observatorio Midi-Pyrénées. En servicio en el telescopio francocanadiense, de 3,6 metros de diámetro en Hawai desde septiembre de 2004, mide el espectro de una estrella en luz visible y en infrarrojo cercano (entre 370 y 1.000 nanómetros en longitud de onda) en una sola pose de unas pocas decenas de minutos. El pez espada puede observar estrellas inaccesibles a instrumentos más antiguos, como estrellas enanas rojas o estrellas en formación.

A pesar del rendimiento de este nuevo instrumento, los detalles exigentes, como las manchas estelares en la superficie de otra estrella que no sea el Sol, siguen siendo un desafío ! Las estrellas solo aparecen en forma de punto brillante; incluso las técnicas de imagen más avanzadas, como la interferometría, solo pueden proporcionar una estimación del diámetro de las más grandes.

Afortunadamente, la rotación de las estrellas permite superar esta limitación (ver el cuadro de arriba). Las estrellas giran sobre sí mismas en unas pocas horas para el más rápido, en varios cientos de días para el más lento (el Sol completa un giro en sí mismo en casi 28 días). Así como uno reconstruye con un escáner una imagen tridimensional del cuerpo a partir de imágenes tomadas mientras gira alrededor del paciente, podemos localizar y caracterizar las regiones magnéticas en la superficie de una estrella observando continuamente la luz emitida por el disco visible de la estrella durante una revolución completa.

Este método se basa en el efecto Doppler: la longitud de onda de la radiación emitida por una fuente que se acerca al observador se reduce: la luz se desplaza hacia el azul; aumenta si la fuente se aleja: la luz se desplaza hacia el rojo. Este efecto permite seguir las distorsiones inducidas en las líneas espectrales por los puntos oscuros y las regiones magnéticas cuando se acercan y luego alejarse del observador durante la rotación de la estrella. Al recopilar esta información, se reconstruye la estructura a gran escala del campo magnético de la estrella. Armados con este método y las actuaciones de Espadons, nos hemos comprometido a mapear el campo magnético de estrellas de varios tipos. Pero antes de examinar los resultados de las primeras observaciones, volvamos brevemente al magnetismo del Sol.

Estrella convectiva, estrella activa

Después de descubrir la existencia de un campo magnético en la superficie del Sol, Hale ha demostrado que este campo caótico a primera vista tiene un componente global similar al campo de un imán simple, equipado con un Polo Norte y un Polo Sur . Desde entonces, las observaciones han revelado que este componente global, con una intensidad del orden de milllitesla, es de 100 a 1,000 veces más bajo que el campo que prevalece dentro de una mancha solar.

Los astrofísicos están de acuerdo hoy en que el campo magnético solar es producido por un mecanismo llamado dinamo, introducido en 1954 por el estadounidense Eugene Parker. El campo comienza en una capa delgada en la base de la envoltura externa convectiva: el Sol consiste en un corazón, donde tienen lugar las reacciones nucleares, de una zona radiativa, donde la energía del corazón se descarga por la radiación, y finalmente un sobre externo, donde los movimientos de convección se hacen cargo para disipar el calor. En las profundidades de esta envoltura convectiva, en la interfaz con la zona radiativa, los movimientos de convección del material ionizado – conductivo – generan una corriente eléctrica y, por lo tanto, un campo magnético. La rotación diferencial de esta área, más rápido en el ecuador que en los polos, tuerce el campo magnético inicialmente contenido en los planos meridianos (campo poloidal) en un campo enrollado alrededor de la zona radiativa (campo toroidal). En un segundo paso, y aún mal entendido, este campo toroidal se transforma por convección en un campo poloidal, pero de polaridad opuesta a la del primero. La repetición de estas transformaciones es la base del ciclo magnético del Sol, que dura 11 años, y ve que el campo dipolo general cambia la polaridad. En la base de la zona convectiva externa surge así el campo global del Sol.

Sin embargo, el campo visible en la superficie del Sol apenas se parece al campo general producido por la dinamo en la base de la envoltura convectiva. De hecho, los movimientos de convección enredan las líneas de campo que cruzan la capa convectiva para saltar a la superficie, lo que explica el caos que prevalece localmente en el campo magnético en la superficie y la debilidad del componente residual general.

Sin embargo, este componente global se manifiesta cuando observamos nuestra estrella desde lejos, más particularmente cuando observamos la corona evanescente de gas llevada a más de un millón de grados que la rodea y se extiende hasta el espacio a millones de kilómetros de distancia. Bajo el efecto del diferencial de temperatura entre la superficie y la corona, la materia ionizada escapa de esta última y forma lo que se llama el viento solar. Las partículas del viento solar están atrapadas y fluyen a lo largo de las líneas de campo a gran escala en todas las direcciones. Esta expulsión de materia implica una transferencia del momento cinético que ralentiza la rotación de la estrella, como un patinador que ralentiza su pirueta extendiendo los brazos. Es indudablemente por esta razón que la velocidad de revolución del Sol y la gran mayoría de las estrellas frías es hoy muy baja.

Se supone que el mecanismo de dinamo funciona dentro de todas las estrellas frías, que tienen una envoltura convectiva. ¿Es similar a la dinamo solar y genera un campo magnético similar? ? La primera observación del campo magnético de una estrella enana roja cuestionó esta idea. Estas estrellas de masas entre una centésima y unas pocas décimas de masa solar representan casi el 80 por ciento de la población de la galaxia. Son tan pequeños y fríos en la superficie, 3.500 Kelvin como máximo, que, para drenar la energía del corazón, la convección los agita por completo, desde el centro hasta la superficie. En consecuencia, en ausencia de una interfaz entre la capa radiativa y la capa convectiva, se pensó que la dinamo de las enanas rojas estaba dominada por la convección y solo podía generar un campo limitado a las estructuras locales y desprovisto de componentes dipolares globales.

Sabemos desde la década de 1980 que las enanas rojas tienen un campo magnético. Sin embargo, su organización nunca había sido observada en detalle. Aunque las enanas rojas abundan en las proximidades del Sol, la estrella más cercana, Proxima del Centauro, es una, estas estrellas son tan pequeñas y tan tenuemente brillantes que ningún instrumento podría medir las firmas polarizadas en su espectro. Con Espadons, mis colegas y yo observamos en agosto de 2005 la enana roja V374, ubicada unos 20 años luz en la constelación de Pegaso, durante varias rotaciones sucesivas, y logramos reconstruir el mapa del campo magnético en su superficie (ver Figura 3).

El poderoso campo del enano

La sorpresa fue significativa: V374 tiene un campo magnético tan simple como el de un imán, casi alineado con su eje de rotación y una intensidad de aproximadamente 0.2 tesla, varios cientos de veces mayor que el componente general del campo magnético solar ! Este descubrimiento va en contra de las simulaciones más recientes y muestra que todavía estamos lejos de comprender todos los detalles de la dinamo estelar. El campo general de V374 podría ser el resultado de la organización a gran escala de células de convección bajo la influencia de la rotación, que se estructuraría en una red organizada alrededor del eje de rotación. El estudio detallado de las enanas rojas arrojará luz sobre este mecanismo y, por lo tanto, especificará el funcionamiento de la dinamo solar.

En el otro extremo de la familia estelar, la situación no es menos intrigante. El Sol, a pesar de su viento, sus erupciones y su ciclo de actividad, es una estrella bastante tranquila. Pero cuanto más masivas son las estrellas, más cortas e intensas son sus vidas. Los gigantes azules, varias decenas de masas solares, tienen una temperatura superficial de hasta 40,000 Kelvin y son 100,000 veces más brillantes que el Sol: agotan su combustible en solo unos pocos millones de años.

¿Esta actividad desenfrenada afecta su campo magnético? ? Horace Babcok, en el Observatorio Mount Wilson en los Estados Unidos, demostró en la década de 1950 que algunas estrellas calientes tienen un campo magnético. Hoy se estima que alrededor del diez por ciento de las estrellas de masa intermedia, de dos a diez masas solares, tienen un campo magnético. La mayoría de estos campos tienen una estructura dipolar, no necesariamente alineada con el eje de rotación de la estrella, y diferente de la resultante del mecanismo de dinamo estelar. Las estrellas masivas, a diferencia de las estrellas de baja masa, son completamente radiativas. Desprovistos de movimientos de convección, en principio no pueden implicar un efecto dinamo.

El campo de las estrellas masivas, más complejo de lo esperado

La teoría generalmente aceptada es que dicho campo magnético es un fósil que data del momento en que se formó la estrella, una huella dejada por el medio interestelar local donde nació. Cuando una nube interestelar se derrumba sobre sí misma, el gas parcialmente ionizado transporta en su contracción una fracción del campo magnético galáctico. A escala de la nube primordial, las líneas de campo galáctico son paralelas, una configuración que se conserva durante la contracción, de modo que la estrella recién nacida cuenta con un campo en la primera aproximación dipolar.

Sin embargo, si todas las estrellas jóvenes tienen una impresión tan magnética, solo las estrellas calientes y masivas lo mantienen. De hecho, la convección que elabora la envoltura externa de las estrellas frías borra rápidamente los rastros del campo magnético primordial. Los cálculos indican que el campo de estrellas masivas tarda varios miles de millones de años en disiparse por completo. Quizás las estrellas magnéticas masivas nacieron de una nube interestelar donde el campo magnético estaba por encima del promedio ?

Estas estrellas a menudo tienen particularidades espectrales. El campo magnético puede contrarrestar la turbulencia en las capas superficiales y, por lo tanto, causar la acumulación de ciertas especies químicas en la atmósfera de la estrella. Además, a veces obliga a todas las capas internas de la estrella a volverse enlatadas. Al rigidar la rotación, reduce la fricción entre las diferentes capas y modifica la circulación del material. La evolución química de la estrella está perturbada.

Si el campo magnético de las estrellas de masa intermedia está bien documentado, Hasta ahora sabíamos poco sobre el de las estrellas muy masivas, más allá de las diez masas solares, en parte debido a su rareza, pero también porque la turbulencia que prevalece en su superficie y su viento estelar causan un ensanchamiento natural de las líneas espectrales, que desdibuja la firma del efecto Zeeman.

Los primeros resultados obtenidos con Espadons en 2005 sugieren que la situación es similar a la de las estrellas medianas. Hemos detectado la presencia de un campo en dos estrellas muy masivas, Tau scorpii y hd 191612, de 15 y 40 masas solares respectivamente. Esto lleva a tres, de los cincuenta estudiados, el número de estrellas de esta clase provisto de un campo magnético. Si la proporción de estrellas magnéticas resulta ser la misma en estrellas muy masivas que en las de masa intermedia, podemos esperar nuevos descubrimientos en los próximos años, que especificarán las propiedades de los campos fósiles.

El mapeo del campo magnético de Tau Scorpii (ubicado a 400 años luz del Sol) reveló una estructura sorprendentemente compleja. Los bucles gigantes se unen a una multitud de regiones magnéticas, como en la superficie del Sol, pero a una escala mucho mayor (ver Figura 3). La complejidad de este campo puede deberse a la relativa juventud de esta estrella. La teoría del campo fósil de hecho quiere que los componentes complejos del campo se disipen más rápido que el componente dipolo simple.

La interacción del campo magnético de Tau Scorpii, con una intensidad promedio de 0.05 tesla, con el viento de materia emitido por la estrella podría estar en el origen de las misteriosas emisiones de rayos X de las cuales él y otras estrellas muy masivas son a veces el teatro. La presión de radiación simple de la luz emitida por una estrella tan masiva es suficiente para expulsar, a una velocidad de hasta el uno por ciento de la luz, las capas superficiales de su atmósfera. Pero en zonas magnéticas, el flujo del viento estelar quedaría atrapado en los bucles del campo. Dentro de cada arco, las partículas expulsadas se elevarían de los pies, girando a lo largo de las líneas de campo y se encontrarían en la parte superior a alta velocidad. La energía liberada en este choque llevaría la materia a una temperatura de varios millones de grados. Estos montones de plasma ardiente, temporalmente confinados a los vértices de los bucles magnéticos, serían responsables de las intensas emisiones de rayos X de energía observadas desde esta estrella (ver Figura 1).

Además, se ha descubierto que las estrellas magnéticas masivas giran más lentamente que sus hermanas libres de campo magnético. ¿Sería la canalización del viento estelar por el campo magnético, como para las estrellas de baja masa, responsable de ralentizar su rotación? ? Este efecto existe, pero probablemente juega un papel insignificante. En la mayoría de los casos, el flujo de material expulsado por estas estrellas no es lo suficientemente alto (es alrededor de 10-8 de masa solar por año para una estrella como Tau scorpii) para que su rotación se vea significativamente afectada. durante su breve existencia. Es más probable que surjan estrellas magnéticas con una desventaja rotacional vinculada a la impresión magnética con la que se han marcado.

Las primeras observaciones del campo magnético de un disco alrededor de una estrella en formación parecen ir en esta dirección. En virtud del principio de conservación del momento cinético, cuando una nube interestelar se derrumba bajo su propia gravedad, se aplana en un disco giratorio, en cuyo centro se enciende el protoetar. En la década de 1970 se descubrió que el disco recién formado tiene una fase de expulsión: se emiten haces estrechos de material desde el centro del disco, a lo largo del eje de rotación, hasta varios años luz de distancia. Al transportar una masa comparable a la de la estrella joven, estos chorros permitirían al disco en contracción evacuar una fracción significativa de su masa y su momento cinético.

Los mecanismos puramente hidrodinámicos no pueden explicar por qué estos chorros permanecen enfocados en distancias tan grandes. Se ha propuesto un escenario en el que el campo magnético desempeña un papel central: el modelo magneto-centrifugal. Inicialmente perpendicular al plano del disco, las líneas de campo son impulsadas por la fracción de material del disco que está ionizado y el viento en espiral. A cambio, la fuerza de retorno ejercida por el campo ralentiza la rotación del disco, haciendo que el material caiga hacia el centro. Esta concentración luego pellizca las líneas de campo en el plano del disco, dándoles la forma de una espiral acampanada a cada lado del disco (ver Figura 2). Las capas superficiales del disco están arrastradas a lo largo de las líneas de campo, aceleradas a lo largo de una trayectoria helicoidal y finalmente expulsadas del disco varios miles de kilómetros por segundo, dando a luz a los chorros. Más allá de cierta altitud sobre el plano del disco, las bengalas del chorro y su diámetro se estabilizan, lo que corresponde a un equilibrio entre la fuerza de contención del campo magnético y la fuerza centrífuga del material expulsado.

Estos fenómenos tienen lugar en la región central de los discos de acreción, dentro de un radio hasta ahora inaccesible a las observaciones. En noviembre de 2004, observando con Espadons la región central del disco de acreción estelar Fu orionis, Hemos proporcionado pistas a favor del escenario magneto-centrífugo: como se esperaba, El centro del disco alberga un intenso campo magnético, y, aunque se necesitan más comentarios para reconstruir su topología en detalle, Ya sabemos que las líneas de campo están retorcidas.

Es posible que la expulsión del material por los chorros asociados con las estrellas magnéticas masivas durante su formación se haya visto reforzada por la intensidad de la impresión magnética primordial, de modo que el momento cinético se haya transferido de manera más efectiva, lo que lleva a una rotación más lenta. Observar los campos magnéticos de las estrellas jóvenes permitirá comprender mejor los mecanismos que gobiernan cuando nacen las estrellas.

La nueva generación de espectropolarímetros permitió levantar una esquina del velo sobre el magnetismo de las estrellas. Espadons pronto será asistido por su hermano gemelo, Narval, quien equipará el telescopio Bernard Lyot con el Pic du Midi. Las observaciones futuras revelarán otros secretos y sin duda permitirán una mejor comprensión, a cambio, de la actividad de nuestra estrella.

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