Hasta tiempos recientes se pensaba que los pulsos “G” (radiofrecuencia) sólo podían ser emitidos por objetos supermasivos tales como agujeros negros y púlsares. Pero ahora un equipo dirigido por :
Ha descubierto que las estrellas ultrafrías emiten también pulsos “G”. La cuestión revoluciona la concepción de los “clusters” compuestos de Enanas Marrones y ultrafrías, tal y como expone el Abstract del estudio presentado por S Yu. G. Hallinan, J.G Doyle y A.L. MacKinnon “et” All en enero 2011.
Seguidamente reproducimos el resumen del estudio y algunos datos interesantes de la investigación publicada en EDP Sciences, con DOI Nº: 10.1051/0004-6361/201015580
Contexto. Recientemente, la actividad magnética no prevista en las enanas ultrafrías(UCD, de clases espectrales a más tardar M7) ha surgido de una serie de observaciones de radio. La gran presencia (hasta el 100%) de la naturaleza polarizada circularmente y la temperatura de brillo de la emisión se han interpretado hasta ahora como que requieren un mecanismo efectivo de amplificación de las ondas electromagnéticas de alta frecuencia – el electrón ciclotrón máser inestabilidad (ECMI).
Objetivos. Nuestro objetivo es entender la topología magnética y las propiedades de la región emisora de radio y plasma asociada a estas enanas ultrafrías, la interpretación del origen de los pulsos de radio y su mecanismo de radiación.
Métodos. Un modelo de región activa se construyó sobre la base de la rotación de la UCD y el mecanismo de ECMI.
Resultados. El alto grado de variabilidad en el brillo y el perfil diverso de los pulsos puede ser interpretado en términos de una gran escala de la región caliente activa con la estructura magnética extendida existente en la magnetosfera de TVLM 513-46546. Sugerimos que el perfil temporal de la curva de luz de radio actúa como una forma de ley de potencia del modelo. Combinando el análisis de los datos y nuestra simulación, se puede determinar la pérdida de electrones y una densidad en el rango de 1,25 x 105-5 x 105 cm-3 y la temperatura de entre 107 y 5 × 107 K. La región activa tiene un tamaño de <1 RJup, mientras que los pulsos producidos por el mecanismo de ECMI son de una región mucho más compacta (por ejemplo, ~ 0,007 RJup). Se prevé una resistencia de la superficie del campo magnético de ≈ 7.000 G .
Conclusiones. El modelo de región activa se aplica a las emisiones de radio de TVLM 513-46546, en la que el mecanismo de ECMI es responsable de las explosiones de radio de los tubos magnéticos y la rotación de la enana pueden modular la integral de flujo con respecto al tiempo. La región emisora de radio consiste en subestructuras complicadas. Con este modelo, podemos determinar la naturaleza (por ejemplo, tamaño, temperatura, densidad) de la región emisora de radio y plasma. La topología magnética también puede ser limitada. Comparamos nuestras previsiones con el flujo de rayos X de Chandra de rayos X de la observación de TVLM 513-46546. Aunque la detección de rayos X es sólo marginalmente significativa, nuestro flujo de predicción es significativamente menor que el flujo observado. Además la multi-longitud de onda de las observaciones nos ayudará a comprender mejor la estructura del campo magnético y el comportamiento del plasma en las enanas ultrafrías.
La cuestión reviste los siguientes resultados:
I.-Estructura de los pulsos “G” detectados:
II.-Análisis de los datos: La detección de los pulsos.
III.-Consolidación de los resultados y observaciones en función de las diferentes emisiones:
IV.-Configuración de los resultados. Diagrama de frecuencias en función del tiempo:
Pueden descargar el estudio completo aquí:
La perspectiva de este estudio, cambia por completo la lógica de los eventos hasta ahora detectados.
Saquen sus propias conclusiones.
StarViewerTeam International 2011.
