Ciclo de actividad estelar versus metalicidad

El comentario de Brandon es realmente todo lo que hay. Realmente no sabemos por qué la duración del ciclo de actividad solar es de 11 años, por lo que no tenemos una teoría de consenso con la que determinaríamos la variación con respecto a la metalicidad. De hecho, no está claro que el Sol sea incluso normal cuando se trata de características magnéticas.

Ciclo de actividad versus período de rotación para una muestra de estrellas. Tenga en cuenta que el Sol parece estar entre dos secuencias bastante distintas (marcadas A e I).

Tiene razón acerca de la variación del radio contra la metalicidad, pero las propiedades de la zona de convección de la superficie probablemente también cambiarían, posiblemente afectando la dínamo.

Una estrella con mayor metalicidad tendrá una mayor opacidad interior y una zona de convección más gruesa para una masa determinada.

El grosor de la zona de convección es igualmente importante para determinar la actividad magnética en estrellas que tienen una interfaz entre una región interna radiativa y una envoltura convectiva. La dependencia es a través del número de Rossby: la relación entre el período de rotación y el tiempo de rotación convectiva. Cuanto más pequeño es, más activa es la estrella. Esta es una correlación empírica bien establecida; por ejemplo, véase Dobson & Radick (1989) Pizzolato et al. (2003) .

Las zonas de convección más gruesas conducen a tiempos de rotación más largos y deberían conducir a una mayor actividad magnética; sin embargo, una mayor actividad magnética probablemente conduce a una mayor pérdida de momento angular, de modo que dos estrellas de igual masa, pero diferente metalicidad, que comenzaron con períodos de rotación similares a medida que golpea la secuencia principal, probablemente tendrá diferentes velocidades de rotación en momentos posteriores: la estrella de alta metalicidad debería girar más lentamente.

Dada la falta de comprensión detallada del funcionamiento exacto de la dínamo y cómo eso se traduce en pérdidas radiativas y campos magnéticos en la cromosfera y la corona, sería presuntuoso de mi parte aventurarme a adivinar qué efecto es más importante. No podemos decir empíricamente porque (i) no hay grandes muestras de estrellas con actividad magnética medida con metalicidades muy diferentes a las del Sol y (ii) no podemos estimar muy bien las edades de esas estrellas en cualquier caso. De hecho, la actividad magnética se usa generalmente para estimar la edad de tales estrellas.

La prueba podría realizarse mejor utilizando sistemas binarios bloqueados por mareas. Allí, la tasa de rotación es impuesta por las mareas, lo que permite ver directamente la influencia de la diferente metalicidad, quizás incluso en estrellas de masa conocida. Desafortunadamente, las muestras de tales estrellas son demasiado pequeñas en este momento. Los nuevos estudios en curso o previstos (p. ej., Gaia, TESS, LSST) descubrirán muchas, muchas binarias eclipsantes que pueden explotarse para este tipo de trabajo.

Usted no pregunta realmente sobre la actividad magnética, sino sobre los ciclos de actividad magnética, pero sabemos incluso menos sobre ellos que sobre los niveles generales de actividad magnética. Algunas estrellas como el Sol muestran ciclos, otras no, otras son completamente planas. La dificultad aquí es, por supuesto, que tienes que estudiar una estrella muy de cerca durante muchos años antes de que puedas decir mucho sobre la actividad cíclica, y el trabajo simplemente no se ha hecho en muestras con metalicidades y edades bien determinadas.