Campu magnéticu estelar

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.

## Midíes

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.

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.

## 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.

## 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. 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.

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.

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.

## Estrelles magnétiques

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 protoplanetariu que lo arrodia. Esto dexa a la estrella frenar el so índiz de rotación mientres colapsa.

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.

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.

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. 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.

## Referencies

## Enllaces esternos
* 
*