Um dos desafios de longa data na astronomia estelar é explicar por que as estrelas giram tão lentamente. Para explicar essa frenagem rotacional, os astrônomos invocaram uma interação entre o campo magnético da estrela em formação e o disco de acreção. Essa interação atrasaria a estrela, permitindo que ocorresse um colapso adicional. Agora, essa explicação tem mais de 40 anos, mas como ela se manteve à medida que envelheceu?
Um dos maiores desafios para testar essa teoria é fazer previsões diretamente testáveis. Até muito recentemente, os astrônomos eram incapazes de observar diretamente discos circunstanciais em torno de estrelas recém-formadas. Para contornar isso, os astrônomos usaram pesquisas estatísticas, procurando a presença desses discos indiretamente. Como os discos de poeira serão aquecidos pela estrela em formação, os sistemas com esses discos terão emissão extra na parte de infravermelho dos espectros. De acordo com a teoria da frenagem magnética, estrelas jovens com discos devem girar mais lentamente do que aquelas sem. Esta previsão foi confirmada em 1993 por uma equipe de astrônomos liderada por Suzan Edwards na Universidade de Massachusetts, Amherst. Numerosos outros estudos confirmaram essas descobertas gerais, mas adicionaram uma camada adicional à imagem; as estrelas são retardadas pelos discos para um período de ~ 8 dias, mas, à medida que os discos se dissipam, as estrelas continuam a entrar em colapso, girando até um período de 1-2 dias.
Outra descoberta interessante desses estudos é que os efeitos parecem ser mais pronunciados para estrelas de maior massa. Quando estudos semelhantes foram realizados em estrelas jovens nas nebulosas Orion e Eagle, os pesquisadores descobriram que não havia uma distinção nítida entre estrelas com ou sem discos para estrelas de baixa massa. Achados como esses fizeram os astrônomos começarem a questionar o quão universal é a frenagem do disco magnético.
Uma das outras informações com as quais os astrônomos puderam trabalhar foi a constatação de que havia uma acentuada divisão nas velocidades de rotação entre estrelas de alta massa e estrelas de menor massa em torno da classe espectral F. Esse fenômeno havia sido antecipado quase uma década antes, quando Evry Schatzman propôs que o vento estelar interagisse com o campo magnético da estrela para criar resistência. Como essas estrelas da classe espectral posteriores tendiam a ter campos magnéticos mais ativos, o efeito de frenagem seria mais importante para essas estrelas.
Assim, os astrônomos agora tinham dois efeitos que poderiam servir para diminuir as taxas de rotação das estrelas. Dada a firme evidência teórica e observacional de cada uma delas, ambas estavam provavelmente “certas”, então a questão tornou-se dominante em que circunstância. Essa é uma pergunta com a qual os astrônomos ainda estão lutando.
Para ajudar a responder à pergunta, os astrônomos precisarão entender melhor o efeito de cada efeito em estrelas individuais, em vez de apenas pesquisas populacionais grandes, mas isso é complicado. O principal método empregado para examinar o travamento do disco é examinar se a borda interna do disco é semelhante ao raio no qual um objeto em uma órbita Keplarian teria uma velocidade angular semelhante à estrela. Nesse caso, isso implicaria que a estrela está totalmente travada com a borda interna do disco. No entanto, medir esses dois valores é mais fácil dizer do que fazer. Para comparar os valores, os astrônomos devem construir milhares de potenciais modelos de estrela / disco com os quais comparar as observações.
Em um artigo recente, os astrônomos usaram essa técnica no IC 348, um jovem aglomerado aberto. Sua análise mostrou que ~ 70% das estrelas foram bloqueadas magneticamente com o disco. No entanto, suspeitava-se que os 30% restantes tinham raios no disco interno além do alcance do campo magnético e, portanto, indisponíveis para a frenagem do disco. No entanto, esses resultados são um tanto ambíguos. Embora o grande número de estrelas atadas aos seus discos suporte a frenagem do disco como um componente importante da evolução rotacional das estrelas, ele não distingue se atualmente é uma característica dominante. Como dito anteriormente, muitas das estrelas podem estar evaporando os discos, permitindo que a estrela volte a girar. Também não está claro se os 30% de estrelas sem evidência de bloqueio de disco foram bloqueados no passado.
Pesquisas como essa são apenas uma peça para um quebra-cabeça maior. Embora os detalhes não sejam totalmente detalhados, é evidente que esses efeitos de frenagem magnética, tanto em discos quanto em ventos estelares, exercem um efeito significativo na redução da velocidade angular das estrelas. Isso é completamente contrário à afirmação criacionista frequente de que "aqui não há processo mecânico conhecido que possa realizar essa transferência de momento".
