Uno de los desafíos de larga data en la astronomía estelar es explicar por qué las estrellas giran tan lentamente. Para explicar este frenado rotacional, los astrónomos han invocado una interacción entre el campo magnético de la estrella en formación y el disco de acreción en formación. Esta interacción ralentizaría a la estrella y permitiría un mayor colapso. Esta explicación tiene ahora más de 40 años, pero ¿cómo se ha mantenido a medida que envejeció?
Uno de los mayores desafíos para probar esta teoría es hacer predicciones que sean directamente comprobables. Hasta hace muy poco, los astrónomos no podían observar directamente los discos circunestelares alrededor de las estrellas recién formadas. Para evitar esto, los astrónomos han utilizado encuestas estadísticas, buscando indirectamente la presencia de estos discos. Dado que los discos de polvo serán calentados por la estrella en formación, los sistemas con estos discos tendrán una emisión adicional en la porción infrarroja de los espectros. Según la teoría del frenado magnético, las estrellas jóvenes con discos deberían rotar más lentamente que las que no lo tienen. Esta predicción fue confirmada en 1993 por un equipo de astrónomos dirigido por Suzan Edwards en la Universidad de Massachusetts, Amherst. Numerosos otros estudios confirmaron estos hallazgos generales pero agregaron una capa adicional a la imagen; Las estrellas son ralentizadas por sus discos a un período de ~ 8 días, pero a medida que los discos se disipan, las estrellas continúan colapsando, girando hasta un período de 1-2 días.
Otro hallazgo interesante de estos estudios es que los efectos parecen ser más pronunciados para las estrellas de mayor masa. Cuando se realizaron estudios similares en estrellas jóvenes en las nebulosas de Orión y Águila, los investigadores encontraron que no había una distinción clara entre estrellas con o sin discos para estrellas de baja masa. Hallazgos como estos han causado que los astrónomos comiencen a cuestionar cuán universal es el frenado de disco magnético.
Una de las otras piezas de información con las que los astrónomos podían trabajar fue la comprensión, alrededor de 1970, de que había una fuerte división en las velocidades de rotación entre las estrellas de alta masa y las de menor masa en torno a la clase espectral F. Este fenómeno se había anticipado casi una década antes cuando Evry Schatzman propuso que el viento estelar interactuaría con el propio campo magnético de la estrella para crear resistencia. Dado que estas estrellas de clase espectral posteriores tendieron a tener campos magnéticos más activos, el efecto de frenado sería más importante para estas estrellas.
Por lo tanto, los astrónomos ahora tenían dos efectos que podrían servir para ralentizar las tasas de rotación de las estrellas. Dada la firme evidencia teórica y observacional para cada uno, ambos probablemente tenían "razón", por lo que la pregunta se convirtió en cuál era dominante en qué circunstancia. Esta es una pregunta con la que los astrónomos todavía están luchando.
Para ayudar a responder la pregunta, los astrónomos necesitarán comprender mejor cuánto funciona cada efecto en estrellas individuales en lugar de simplemente grandes encuestas de población, pero hacerlo es complicado. El método principal empleado para examinar el bloqueo del disco es examinar si el borde interno del disco es similar al radio en el que un objeto en una órbita Keplariana tendría una velocidad angular similar a la estrella. Si es así, implicaría que la estrella está completamente bloqueada con el borde interno del disco. Sin embargo, medir estos dos valores es más fácil decirlo que hacerlo. Para comparar los valores, los astrónomos deben construir miles de modelos potenciales de estrellas / discos con los que comparar las observaciones.
En un artículo reciente, los astrónomos utilizaron esta técnica en IC 348, un joven cúmulo abierto. Su análisis mostró que ~ 70% de las estrellas estaban bloqueadas magnéticamente con el disco. Sin embargo, se sospechaba que el 30% restante tenía radios de disco internos más allá del alcance del campo magnético y, por lo tanto, no estaban disponibles para el frenado de disco. Sin embargo, estos resultados son algo ambiguos. Si bien la gran cantidad de estrellas atadas a sus discos admite el frenado de disco como un componente importante de la evolución rotacional de las estrellas, no distingue si actualmente es una característica dominante. Como se indicó anteriormente, muchas de las estrellas podrían estar en proceso de evaporación de los discos, permitiendo que la estrella vuelva a girar. Tampoco está claro si el 30% de las estrellas sin evidencia de bloqueo de disco estaban bloqueadas en el pasado.
Investigaciones como esta son solo una pieza para un rompecabezas más grande. Aunque los detalles no están completamente desarrollados, es evidente que estos efectos de frenado magnético, tanto con discos como con vientos estelares, tienen un efecto significativo en la disminución de la velocidad angular de las estrellas. Esto es completamente contrario a la frecuente afirmación creacionista de que "[t] aquí no se conoce [sic] el proceso mecánico que podría lograr [sic] esta transferencia de impulso".
