Bild https://www.kyoto-u.ac.jp Illustration av de inre regionerna av en
massiv stjärna under dess slutliga syre- (gröna) och kisel- (grönblå)
skalförbränningsfas, innan järnkärnans kollaps (indigo). Styrkan och geometrin
hos magnetfältet, i kombination med konvektionens egenskaper i syreregionen,
kan få rotationshastigheten att öka eller sakta ner. (KyotoU / Lucy McNeill)
Solens totala rörelsemängdsmoment har minskat då material gradvis blåses bort från ytan (solvind). Genom att observera detta
har astronomer teoretiserat att samspelet mellan magnetfält och plasmaflöde är
det mest effektiva sättet att stjärnor ska börja snurra.
Varför och hur detta sker har länge intresserat
astronomer, och nyligen har en observationsteknik kallad astroseismologi, vilken mäter en stjärnas naturliga svängningsfrekvenser gjort det möjligt att mäta
interna rotationshastigheter och magnetfält av stjärnor i vår galax.
Från denna enorma population av stjärnor har en bild av hur stjärnrotation minskar med
stjärnors ålder framtagits. En bild som tyder på att nuvarande teori inte räcker
för att förklara den dramatiska minskningen av rotationen.
Fascinerade av astroseismologin och andra forskares
3D-simuleringar av solens konvektiva zon inspirerades ett forskarteam vid Kyoto
University att undersöka hur magnetfält påverkar rotationen inuti massiva
stjärnor.
"Våra medförfattare till studien i Australien och
Storbritannien har redan utfört 3D-magnetohydrodynamiska simuleringar för
massiva stjärnor före en stjärnas sista tid den så kallade kärnkollapsen. Vi misstänkte att flödet inne i den
massiva stjärnans konvektiva zon kan utvecklas analogt med solens konvektiva
zon," beskriver teamledaren Ryota Shimada.
Med en 3D-simulering av en massiv stjärna kunde
forskarna direkt undersöka det komplexa samspelet mellan våldsam konvektion,
rotation och magnetfält. De bekräftade att den inre rotationen och magnetfältet
samevolverar likt soldynamon: energiprocessen som upprätthåller vår sols
magnetfält. Med dessa ekvationer i handen kunde teamet matematiskt förutsäga
stjärnans inre rotation i tid.
Deras simulering visar att hastigheten och
riktningen på konvektiva rörelser påverkades av rotation och magnetfält över
korta tidsskalor vilket i sin tur ändrar rotationen och får den att snurra ner
eller i vissa fall uppåt i stjärnmassan. Teamet kunde formulera interaktionen mellan
konvektion, rotation och magnetfält som en modell för radiell transport av
rörelsemängdsmoment utåt och inåt, och visade att denna transport i senare
bränningsfaser är direkt relaterad till magnetfältets geometri.
"Vi blev förvånade över att upptäcka att vissa
konfigurationer av magnetfälten faktiskt snurrar upp kärnan, vilket tyder på
att den slutliga rotationshastigheten kommer att vara unik för stjärnans
egenskaper," beskriver medförfattaren Lucy McNeill. "Långsam rotation kan
till och med vara omöjlig i vissa klasser av massiva stjärnor."
Deras upptäckt av magnetisk rörelsemängdsmoment
under avancerade förbränningsfaser tyder på att teorin som utvecklats för att
beskriva rotation i stjärnor av skilda slag kan vara universell. Nu planerar
teamet att skapa simuleringar av stjärnevolutionen som visar hela livslängden
för olika låg till högmassstjärnor för att förutsäga deras
rotationshastigheter under olika evolutionära stadier.
Forskningsrapporten är publicerad och kan läsas från nedanstående länk. Ryota Shimada, Lucy O. McNeill, Vishnu Varma, Keiichi Maeda, Takaaki Yokoyama, Bernhard Müller (2026). Angular Momentum Transport in the Convection Zone of a 3D MHD Simulation of a Rapidly Rotating Core-collapse Progenitor. The Astrophysical Journal.
