Por qué las estrellas calientes giran más rápido exprés
El telescopio espacial Gaia ha medido la velocidad de rotación de más de cien mil estrellas. Resulta que la velocidad de giro depende de la temperatura de la estrella. En las estrellas más frías que 6500 grados, la superficie se mueve a una velocidad de 10 a 20 kilómetros por segundo. Pero en cuanto la estrella se calienta, la velocidad salta bruscamente hasta los 100 kilómetros por segundo.
La clave está en el campo magnético. En las estrellas frías, como nuestro Sol, las capas externas se mezclan constantemente, como una sopa hirviendo. Esa mezcla genera un campo magnético intenso que frena la rotación de la estrella, como un ancla invisible. En las estrellas calientes, las capas externas están tranquilas, no hay freno magnético, por eso giran rápido.
Pero con el tiempo, una estrella caliente envejece y se hincha. Sus capas externas empiezan a mezclarse, aparece el campo magnético y la rotación se frena. Los astrónomos lo comprobaron dividiendo las estrellas en grupos por edad. En las estrellas frías, la rotación se frena de manera uniforme durante toda su vida, mientras que en las calientes solo después de que envejecen y comienzan a hincharse.
Resumen original
tal como lo escribieron los autores, en inglés arXiv:2601.20008
We used more than $$10^5$$ Gaia DR3 line broadening vbroad measurements to examine stellar rotation as a function of stellar temperature, mass and age. The large sample clearly displays the Kraft break at $$\sim 6{,}500$$\,K, or mass of $$\sim1.3\,M_{\odot}$$-while vbroad are small, on the order of $$10$$-$$20$$ km/s, for stars cooler than the Kraft break, they sharply rise above the break, reaching up $$\sim100$$ km/s with temperature of $$7{,}000$$ K. To follow the stellar rotation as a function of age, we consider vbroad as a function of scaled age-stellar age divided by the relevant Terminal Age Main Sequence (MS), for four narrow mass bins. We find that stellar rotation deceleration is slow during the MS phase and fast afterwards for stars hotter than the break, whereas deceleration rate is relatively high and does not vary much for the cool stars. Our findings are consistent with the theory that stellar rotation slowing is due to magnetic breaking, emanating from magnetic fields that are anchored to the stellar convective envelopes. Therefore, deceleration is high in cool stars, but in hot stars only after they leave the MS and develop convective outer layers
Una estrella similar al Sol, en su juventud, giraba varias veces más rápido que ahora. El frenado magnético, a lo largo de miles de millones de años, ha ralentizado su rotación.