# Izar eremu magnetiko

Izarrarteko eremu magnetikoa sekuentzia nagusiko izar baten barruan plasma eroalearen mugimenduak sortutako eremu magnetikoa da. Mugimendu hori konbekzioz sortzen da; hau da, materialaren mugimendu fisikoa dakarren energia garraiatzeko modu bat da. Eremu magnetikoak indarra eragiten dio plasmari, presioa eraginkortasunez handituz dentsitate-irabazi parekorik gabe. Ondorioz, magnetizatutako eskualdea igotzen da gainerako plasmarekin alderatuta, izarren fotosferara iritsi arte. Horrek eguzki-orbanak eta begiztak sortzen ditu eguzki koroan.

## Neurketak

Izar baten eremu magnetikoa Zeeman efektuaren bidez neur daiteke. Normalean, izar baten atmosferako atomoek espektro elektromagnetikoko maiztasun edo uhin-luzera batzuk xurgatzen dituzte izarren espektroaren barruan xurgapen-lerro ilunak sortuz. Atomoak eremu magnetiko batean daudenean, xurgapen-lerro horiek hutsune txiki batek bereizitako lerro anitzetan banatzen dira. Gainera, energia eremu magnetikoaren orientazioaren araberako orientazioarekin polarizatuta dago. Hori dela eta, izarren eremu magnetikoaren indarra eta norabidea zehaztu daitezke Zeeman efektuaren lerroak aztertuz.
Izar baten eremu magnetikoa neurtzeko, izar espektropolarimetroa erabiltzen da. Tresna hori polarimetro batekin konbinatutako espektrografo batek osatzen du. Izarrarteko eremu magnetikoak aztertzera zuzendutako lehen tresna NARVALa izan zen, Pirinio frantseseko Pic du Midi de Bigorreko Bernard Lyot teleskopioan muntatu zena.

## Eremuaren sorkuntza

Izarrarteko eremu magnetikoak izarraren konbekzio-eremuan sortzen direla uste da. Plasma eroalearen zirkulazio konbektiboak dinamo baten antzera funtzionatzen du. Jarduera horrek izarren lehen eremu magnetikoa suntsitzen du, eta, horrela, eremu magnetiko bipolarra sortzen da. Izarrak errotazio diferentziala jasaten duen heinean —latitude ezberdinetan abiadura ezberdinetan biraka—, magnetismoa izarraren inguruan inguratzen den fluxu-kateen eremu toroidal batean biribiltzen da. Eremuak oso kontzentratu daitezke, eta, azaleratzen direnean, jarduera sor dezakete.

## Gainazaleko jarduera

Eguzki-orbanak izarren gainazalean jarduera magnetiko biziko eskualdeak dira (Eguzkian, aldizkako eguzki-orbanak daude). Izarraren konbekzio-eremuan sortzen diren fluxu-hodien osagai ikusgai bat osatzen dute. Izarraren biraketa diferentziala dela eta, hodiak zabaldu eta okertu egiten dira konbekzioa galaraziz eta tenperatura normala baino baxuagoko zonak sortuz. Sarritan, koroa-eraztunak sortzen dira eguzki-orbanen gainean, eguzki-koroan hedatu diren eremu magnetikoko lerroetatik datozenak. Horrek, koroa milioi bat kelvin-etik gorako tenperaturetara berotzeko balio du.
Eguzki-orbanekin eta koroa-eraztunekin lotuta dauden eremu magnetikoak eguzki-erupziorekin eta masa koroaren isurketarekin lotuta daude. Plasma zenbait hamarka milioi Kelvin-era berotzen da, eta partikulak izarren gainazaletik urruntzen dira muturreko abiaduran.
Azaleko jarduera sekuentzia nagusiko izarren adinarekin eta errotazioarekin lotuta dagoela dirudi. Errotazio-tasa handia duten izar gazteek jarduera handia erakusten dute. Aitzitik, Eguzkia bezalako adin ertaineko izarrek aktibitate-maila baxuagoak erakusten dituzte errotazio-abiadura motelagoak dituztenak, eta hori ere aldatu egiten da zikloetan. Izar zahar batzuek ez dute ia jarduerarik erakusten, eta horrek esan nahi lezake Eguzkiaren Maunder Minimoaren pareko lasaitasun batean sartu direla. Izarren jardueraren aldakuntzaren neurketak baliagarriak izan daitezke izar baten biraketa-abiadura diferentzialak zehazteko.

## Izar magnetikoak

T Tauri izarra sekuentzia aurreko izar mota da, uzkurdura grabitatorioaren bidez berotzen ari dena eta oraindik ez dena bere nukleoan hidrogenoa erretzen hasi. Izar aldakorrak dira, magnetikoki aktiboak direnak. Izar horien eremu magnetikoak haien izar-haize indartsuarekin elkar eragiten duela uste da, momentu angeluarra inguruko disko protoplanetariora transferituz. Horri esker, izarrak bere biraketa-abiadura moteldu dezake kolapsatu ahala.
Aldakortasun azkarra eta irregularra erakusten duten M klaseko izar txikiak (0,1-0,6 eguzki-masa dutenak) izar ñiñirkari izenez ezagutzen dira. Gorabehera horiek eztandak eragindakoak direla uste da, nahiz eta jarduera askoz indartsuagoa den izarren tamainarekin alderatuta. Izar-klase horretako erupzioak zirkunferentziaren % 20raino heda daitezke, energia gehiena espektro urdinean eta ultramorean irradiatuz.
Nebulosa planetarioak izar erraldoi gorri batek bere kanpoko oskola kanporatzen duenean sortzen dira, hedatzen ari den gas-oskola bat osatuz. Hala ere, oraindik ez dago argi zergatik azal horiek ez diren beti simetrikoki esferikoak. Nebulosa planetarioen % 80 ez dira esferikoak, forma bipolarrak edo eliptikoak baitituzte. Forma ez-esferikoak sortzeko hipotesi bat izarren eremu magnetikoaren eragina da. Norabide guztietan uniformeki hedatu beharrean, kanporatutako plasma polo magnetikoetatik irten ohi da. Gutxienez lau nebulosa planetarioren erdiko izarren behaketak eremu magnetiko indartsuak dituztela baieztatu dute.
Izar masibo batzuek, fusio termonuklearrari utzi ondoren, haien masaren zati bat neutroi izarra deritzon neutroi gorputz trinko batean eroriko da. Gorputz horiek jatorrizko izarraren eremu magnetikoaren zati esanguratsu bat mantentzen dute, baina tamainaren kolapsoak eremu hori indartzea eragiten du. Kolapsatutako neutroi izar horien errotazio bizkorraren ondorioz, pulsar bat sortuko da, eta, aldian-aldian, behatzailearengana begiratuko duen energia-banda estu bat igorriko du, .
Magnetizatutako neutroi izar baten muturreko forma magnetar bat da, supernoba nukleo baten kolapsoaren ondorioz sortzen dena. Izar horien existentzia 1998an baieztatu zen SGR 1806-20 izarraren neurketekin. Izar horren eremu magnetikoak 18 milioi K-ra igo du gainazaleko tenperatura, eta energia kantitate izugarria askatzen du gamma izpien eztanda moduan.

## Erreferentziak

* ↑ Brainerd, Jerome James. (6 de julio de 2005). X-rays from Stellar Coronas. The Astrophysics Spectator.
* ↑ Basri, Gibor. (2006). Big Fields on Small Stars. 311, 618-619 or..
* ↑ Staff. (22 de febrero de 2007). NARVAL: First Observatory Dedicated To Stellar Magnetism. Science Daily.
* ↑ Piddington, J. H.. (1983). On the origin and structure of stellar magnetic fields. 90, 217-230 or..
* ↑ Sherwood, Jonathan. (3 de diciembre de 2002). Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee. Universidad de Rochester.
* ↑ Hudson, H. S.; Kosugi, T.. (1999). How the Sun's Corona Gets Hot. 285, 849 or..
* ↑ Hathaway, David H.. (18 de enero de 2007). Solar Flares. NASA.
* ↑ Berdyugina, Svetlana V.. (2005). Starspots: A Key to the Stellar Dynamo. Living Reviews.
* ↑ Küker, M.; Henning, T.; Rüdiger, G.. (2003). Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems. 589, 397-409 or..
* ↑ Templeton, Matthew. (otoño de 2003). Variable Star Of The Season: UV Ceti. AAVSO.
* ↑ Jordan, S.; Werner, K.; O'Toole, S.. (6 de enero de 2005). First Detection Of Magnetic Fields In Central Stars Of Four Planetary Nebulae. Space Daily.
* ↑ Isbell, D.; Tyson, T.. (M20 de mayo de 1998). Strongest Stellar Magnetic Field yet Observed Confirms Existence of Magnetars. NASA/Goddard Space Flight Center.

## Kanpo estekak

* Donati, Jean-François. (16 de junio de 2003). Surface magnetic fields of non degenerate stars. Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse.
* Donati, Jean-François. (5 de noviembre de 2003). Differential rotation of stars other than the Sun. Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse.
* Datuak: Q6449
* Multimedia: Stellar magnetic fields / Q6449