b'\n_START_ARTICLE_\nCampo magn\xc3\xa9tico estelar\n_START_PARAGRAPH_\nUn campo magn\xc3\xa9tico estelar es un campo magn\xc3\xa9tico generado por el movimiento del plasma conductivo dentro de una estrella en la secuencia principal. Este movimiento se crea por convecci\xc3\xb3n, que es una forma de transporte de energ\xc3\xada que involucra al movimiento f\xc3\xadsico de material. El campo magn\xc3\xa9tico ejerce una fuerza sobre el plasma, aumentando efectivamente la presi\xc3\xb3n sin una ganancia comparable en la densidad. Como resultado, la regi\xc3\xb3n magnetizada se eleva relativamente con respecto al resto del plasma, hasta que alcanza la fotosfera de la estrella. Esto crea las manchas solares y los bucles en la corona solar.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nMediciones\n_START_PARAGRAPH_\nEl campo magn\xc3\xa9tico de una estrella puede ser medido por medio del efecto Zeeman. Normalmente los \xc3\xa1tomos en las atm\xc3\xb3sfera de una estrella absorben ciertas frecuencias o longitudes de onda en el espectro electromagn\xc3\xa9tico, produciendo l\xc3\xadneas oscuras de absorci\xc3\xb3n dentro del espectro de la estrella. Cuando los \xc3\xa1tomos se encuentran dentro de un campo magn\xc3\xa9tico, estas l\xc3\xadneas de absorci\xc3\xb3n se separan en m\xc3\xbaltiples l\xc3\xadneas separadas por un peque\xc3\xb1o espacio. Adicionalmente la energ\xc3\xada se polariza con una orientaci\xc3\xb3n que depende de la orientaci\xc3\xb3n del campo magn\xc3\xa9tico. Por lo tanto, la fuerza y la direcci\xc3\xb3n del campo magn\xc3\xa9tico de las estrellas pueden determinarse examinando las l\xc3\xadneas del efecto Zeeman.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Para medir el campo magn\xc3\xa9tico de una estrella se usa un espectropolar\xc3\xadmetro estelar. Este instrumento consiste en un espectr\xc3\xb3grafo combinado con un polar\xc3\xadmetro. El primer instrumento dedicado al estudio de campos magn\xc3\xa9ticos estelares fue el NARVAL, que fue montado en el telescopio Bernard Lyot del Pic du Midi de Bigorre, en los Pirineos franceses.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nGeneraci\xc3\xb3n del campo\n_START_PARAGRAPH_\nSe cree que los campos magn\xc3\xa9ticos estelares se forman dentro de la zona convectiva de la estrella. La circulaci\xc3\xb3n convectiva del plasma conductor funciona como una dinamo. Esta actividad destruye el campo magn\xc3\xa9tico primordial de la estrella, y entonces genera un campo magn\xc3\xa9tico bipolar. Como la estrella experimenta una rotaci\xc3\xb3n diferencial \xe2\x80\x94rotando a diferentes velocidades en varias latitudes\xe2\x80\x94el magnetismo se enrolla en un campo toroidal de cuerdas de flujo que queda envuelto alrededor de la estrella. Los campos pueden llegar a ser altamente concentrados, produciendo actividad cuando emergen a la superficie.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nActividad superficial\n_START_PARAGRAPH_\nLas manchas solares son regiones de intensa actividad magn\xc3\xa9tica en la superficie de la estrella. (En el Sol hay manchas solares peri\xc3\xb3dicas.). Forman un componente visible de los tubos de flujo que se forman dentro de la zona de convecci\xc3\xb3n de la estrella. Debido a la rotaci\xc3\xb3n diferencial de la estrella, los tubos se extienden y se curvan, inhibiendo la convecci\xc3\xb3n y produciendo zonas de temperatura inferior a la normal.\xe2\x80\x8b A menudo se forman anillos coronales por encima de las manchas solares, provenientes de l\xc3\xadneas de campo magn\xc3\xa9tico que se han extendido dentro de la corona solar. Esto, a su vez, sirve para calentar la corona hasta temperaturas por encima del mill\xc3\xb3n de kelvins.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Los campos magn\xc3\xa9ticos ligados a las manchas solares y anillos coronales est\xc3\xa1n asociados a erupciones solares y a la eyecci\xc3\xb3n de masa coronal. El plasma es calentado a decenas de millones de Kelvin, y las part\xc3\xadculas se aceleran escapando de la superficie de la estrella a velocidades extremas.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_La actividad superficial parece estar relacionada con la edad y la rotaci\xc3\xb3n de las estrellas de la secuencia principal. Las estrellas j\xc3\xb3venes con un \xc3\xadndice de rotaci\xc3\xb3n elevado muestran una fuerte actividad. En contraste, las estrellas de mediana edad como el Sol con \xc3\xadndices de rotaci\xc3\xb3n m\xc3\xa1s lentos muestran niveles m\xc3\xa1s bajos de actividad, que adem\xc3\xa1s var\xc3\xada en ciclos. Algunas estrellas viejas no muestran pr\xc3\xa1cticamente actividad, lo que podr\xc3\xada significar que han entrado en una calma comparable al m\xc3\xadnimo de Maunder del Sol. Las medidas en la variaci\xc3\xb3n de la actividad estelar pueden ser \xc3\xbatiles para determinar los \xc3\xadndices de rotaci\xc3\xb3n diferencial de una estrella.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nEstrellas magn\xc3\xa9ticas\n_START_PARAGRAPH_\nUna estrella T Tauri es un tipo de estrella pre-secuencia principal que se est\xc3\xa1 calentando a trav\xc3\xa9s de la contracci\xc3\xb3n gravitatoria y que todav\xc3\xada no ha empezado a quemar hidr\xc3\xb3geno en su n\xc3\xbacleo. Son estrellas variables que son magn\xc3\xa9ticamente activas. Se cree que el campo magn\xc3\xa9tico de estas estrellas interact\xc3\xbaa con su potente viento estelar, transfiriendo momento angular al disco protoplanetario que lo rodea. Esto permite a la estrella frenar su \xc3\xadndice de rotaci\xc3\xb3n mientras colapsa.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Las peque\xc3\xb1as estrellas de clase M (con 0.1\xe2\x80\x930.6 masas solares) que muestran una variabilidad r\xc3\xa1pida e irregular se conocen como estrellas fulgurantes. Se piensa que estas fluctuaciones est\xc3\xa1n causadas por erupciones, aunque la actividad es mucho m\xc3\xa1s fuerte en relaci\xc3\xb3n al tama\xc3\xb1o de la estrella. Las erupciones en esta clase de estrellas pueden extenderse hasta el 20% de la circunferencia, e irradiar la mayor parte de su energ\xc3\xada en el espectro azul y ultravioleta.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Las nebulosas planetarias se forman cuando una estrella gigante roja eyecta su cobertura exterior, formando una capa de gas en expansi\xc3\xb3n. No obstante, todav\xc3\xada no est\xc3\xa1 claro por qu\xc3\xa9 estas capas no son siempre sim\xc3\xa9tricamente esf\xc3\xa9ricas. El 80% de las nebulosas planetarias no tienen forma esf\xc3\xa9rica, tienen formas bipolares o el\xc3\xadpticas. Una hip\xc3\xb3tesis para la formaci\xc3\xb3n de formas no esf\xc3\xa9ricas es el efecto del campo magn\xc3\xa9tico de la estrella. En vez de expandirse uniformemente en todas direcciones, el plasma eyectado tiende a salir por los polos magn\xc3\xa9ticos. Las observaciones de las estrellas centrales de al menos cuatro nebulosas planetarias han confirmado que poseen potentes campos magn\xc3\xa9ticos.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Despu\xc3\xa9s de que algunas estrellas masivas hayan cesado su fusi\xc3\xb3n termonuclear, una porci\xc3\xb3n de su masa se colapsa en un cuerpo compacto de neutrones llamado estrella de neutrones. Estos cuerpos retienen una parte significativa del campo magn\xc3\xa9tico de la estrella original, pero el colapso de tama\xc3\xb1o causa el reforzamiento de este campo. La rotaci\xc3\xb3n r\xc3\xa1pida de estas estrellas de neutrones colapsadas dar\xc3\xa1 como resultado un p\xc3\xbalsar, que emite una estrecha banda de energ\xc3\xada que puede apuntar hacia el observador peri\xc3\xb3dicamente._NEWLINE_Una forma extrema de una estrella de neutrones magnetizada es un magnetar, que se forman como resultado del colapso de un n\xc3\xbacleo de supernova.\xe2\x80\x8b La existencia de estas estrellas fue confirmada en 1998 con los medici\xc3\xb3n de la estrella SGR 1806-20. El campo magn\xc3\xa9tico de esta estrella ha incrementado la temperatura superficial hasta los 18 millones de K y libera enormes cantidades de energ\xc3\xada en forma de explosi\xc3\xb3n de rayos gamma.\xe2\x80\x8b'