Um freio para as estrelas

Título: Constraints on Magnetic Braking from the G8 Dwarf Stars 61 UMa and τ Cet

Autores: Travis S. Metcalfe, Klaus G. Strassmeier, Ilya V. Ilyin, Jennifer L. van Saders, Thomas R. Ayres, Adam J. Finley, Oleg Kochukhov, Pascal Petit, Victor See, Keivan G. Stassun, Sandra V. Jeffers, Stephen C. Marsden, Julien Morin, Aline A. Vidotto

Instituição do primeiro autor: White Dwarf Research Corporation, EUA

Status: aceito para publicação no ApJ Letters [acesso aberto]

Você talvez conheça o exemplo clássico de conservação do momento angular em que um patinador está girando no gelo (sem atrito) com os braços dobrados. Quando o patinador estende seus braços, aumenta seu momento de inércia. Devido à conservação do momento angular, a taxa de rotação do patinador automaticamente diminui.

No entanto, a conservação de momento angular só é válida se o sistema (neste caso, o patinador) for isolado. A situação é diferente se, por exemplo, o patinador estiver segurando pesos enquanto gira. Quando o patinador estende seus braços, aumenta novamente seu momento de inércia e, com isso, sua taxa de rotação diminui. Se neste momento o patinador soltar os pesos, o sistema não é mais isolado e o momento angular não é mais conservado. A redução do momento de inércia causada pela queda dos pesos também reduz o momento angular.

Esse mesmo princípio está em ação nas estrelas. Em vez de um patinador segurando pesos, há um campo magnético estelar segurando plasma. Os ventos da estrela podem empurrar o plasma para cada vez mais longe, fazendo com que a estrela diminua sua rotação, assim como quando o patinador estendeu seus braços. Eventualmente, o plasma é empurrado para tão longe que o campo magnético não é mais forte o suficiente para contê-lo, e o plasma é perdido junto com parte do momento angular da estrela. Esse efeito é chamado de frenagem magnética.

Como a frenagem magnética remove gradualmente o momento angular da estrela e diminui sua taxa de rotação, a taxa de rotação de uma estrela pode ser usada para estimar sua idade. Esse princípio é a base de um campo de estudo chamado girocronologia. Mais especificamente, as idades das estrelas são caracterizadas por seu número de Rossby – a razão entre o período de rotação da estrela e a escala de tempo de inversão convectiva (o tempo que leva para uma bolha de plasma se mover através da zona convectiva). À medida que uma estrela envelhece e sua taxa de rotação diminui (ou seja, o período de rotação aumenta), seu número de Rossby aumenta. Eventualmente, a rotação de uma estrela diminui tanto que um número crítico de Rossby é atingido. Neste ponto, a estrela experimenta frenagem magnética enfraquecida e a rotação da estrela diminui a uma taxa mais lenta do que antes.

O momento da transição

Os autores deste artigo investigaram pela primeira vez essa transição para frenagem magnética enfraquecida para estrelas mais frias que o Sol. Essa é uma distinção importante: estrelas mais frias têm zonas convectivas mais profundas e, portanto, escalas de tempo mais longas no denominador do número de Rossby. Isso significa que seu número de Rossby é menor do que para estrelas mais quentes com o mesmo período de rotação. Isso também significa que, ao atingirem o número crítico de Rossby, seu período de rotação será mais longo do que os períodos das estrelas mais quentes.

Neste trabalho, eles investigaram duas estrelas anãs G8, que são estrelas algumas centenas de Kelvin mais frias que o Sol. Para investigar a transição para frenagem magnética enfraquecida, eles escolheram duas estrelas de idades muito diferentes: a mais jovem das duas estrelas é chamada de 61 UMa e tem cerca de 1 bilhão de anos. A estrela mais velha chama-se tau Ceti e tem cerca de 9 bilhões de anos – o dobro da idade do Sol! Para descobrir os efeitos da frenagem magnética nessas estrelas, há dois parâmetros principais a serem considerados além da idade: a forma e a força do campo magnético estelar, e a taxa de perda de massa devido a ventos. Campos magnéticos mais fortes podem manter o plasma a distâncias maiores e, portanto, fornecer um torque maior do que os campos fracos. Além disso, quanto maior a taxa de perda de massa, mais rápido o momento angular é perdido.

Para 61 UMa, eles determinam as propriedades do campo magnético a partir de dados existentes de imageamento Doppler e calcularam a taxa de perda de massa a partir de sua luminosidade em raios-X. Para tau Ceti, eles coletaram dados com o instrumento PEPSI no Grande Telescópio Binocular para estimar o campo magnético e determinaram sua taxa de perda de massa a partir de medições anteriores de Lyman-ɑ. Com todas essas informações, eles puderam estimar os torques devido aos campos magnéticos e ventos afetando cada uma das estrelas.

Os resultados dos cálculos mostraram que 61 UMa sofre um torque cerca de 300 vezes mais forte que o torque de tau Ceti. Isso é consistente com a ideia de que estrelas mais velhas como tau Ceti, especialmente aquelas com números de Rossby acima do número crítico de Rossby, são muito menos eficientes na frenagem do que estrelas mais jovens que ainda não atingiram o número crítico de Rossby. O torque que eles calcularam é plotado contra o número de Rossby na Figura 1, junto com estrelas mais quentes que foram estudadas anteriormente. Além de uma tendência de estrelas com números de Rossby mais altos terem torques mais fracos, esta figura mostra que este trabalho estendeu a amostra estelar para incluir números de Rossby e torques menores e maiores do que havia sido previamente investigado neste contexto.

Além dos parâmetros do campo magnético e da taxa de perda de massa, outros parâmetros estelares, como período de rotação e tamanho estelar, também são usados para determinar o torque. Os autores foram capazes de investigar as contribuições desses vários parâmetros em um modelo evolutivo, variando-os um de cada vez. O que este trabalho confirmou é que a mudança evolutiva na taxa de perda de massa e nas propriedades do campo magnético dominam completamente os efeitos da frenagem. A alteração de outros parâmetros como a evolução do período de rotação, a massa estelar e o raio estelar contribuem cerca de 2 a 10 vezes menos para a diminuição do torque com o tempo.

Esta pesquisa serve como uma expansão importante para nossa compreensão da evolução da rotação estelar em função do tipo espectral. Isso é crucial para entender as histórias e os futuros estelares e fornece informações importantes sobre o ambiente de estrelas jovens e velhas. Também representa o início do trabalho dedicado à compreensão dessas estrelas mais frias e análogas solares; os autores têm planos de coletar dados polarimétricos para mapear campos magnéticos em estrelas anãs K mais frias, para que possam estender sua análise a uma amostra mais ampla. Embora essas estrelas estejam desacelerando, os autores estão avançando nosso conhecimento a toda velocidade!

Adaptado de Giving Stars a Brake, escrito por Ivey Davis.