恒星天文学における長年の課題の1つは、星が非常にゆっくりと回転する理由を説明することです。この回転ブレーキを説明するために、天文学者は星の形成磁場と降着円盤の形成の間の相互作用を引き起こしました。この相互作用により、星は遅くなり、さらなる崩壊が起こります。この説明は現在40年以上前のものですが、経年変化に伴ってどのように続いたのでしょうか。
この理論をテストするための最大の課題の1つは、直接テスト可能な予測を行うことです。ごく最近まで、天文学者は新しく形成された星の周りの星状円盤を直接観測することができませんでした。これを回避するために、天文学者は統計調査を使用して間接的にこれらのディスクの存在を探しました。ダストディスクは形成中の星によって暖められるため、これらのディスクを備えたシステムでは、スペクトルの赤外線部分に余分な放射があります。磁気ブレーキ理論によれば、ディスクのある若い星は、ない星よりもゆっくり回転するはずです。この予測は、1993年にアマストのマサチューセッツ大学のスザンエドワーズ率いる天文学者のチームによって確認されました。他の多くの研究がこれらの一般的な発見を確認しましたが、画像にさらに層を追加しました。星はその円盤によって約8日間減速しますが、円盤が消散するにつれて、星は崩壊し続け、1〜2日まで回転します。
これらの研究から得られたもう1つの興味深い発見は、より大きな質量の星で効果が最も顕著であるように見えることです。オリオン星雲とイーグル星雲の若い星について同様の研究が行われたとき、研究者は低質量星のディスクの有無にかかわらず、星の間に明確な区別はないことを発見しました。このような発見により、天文学者は磁気ディスクブレーキの普遍性に疑問を抱き始めました。
天文学者が利用できるその他の情報の1つは、1970年頃に、Fスペクトルクラス付近で高質量の星と低質量の星の間で回転速度に急激な分裂があったという認識でした。この現象は、エブリーシャッツマンが星の風が星自身の磁場と相互作用して抗力を生み出すと提案した10年近く前に予想されていました。これらの後者のスペクトルクラスの星はよりアクティブな磁場を持つ傾向があるため、ブレーキ効果はこれらの星にとってより重要になります。
したがって、天文学者は今、星の回転速度を遅くするのに役立つことができる2つの効果を持っていました。それぞれの確固たる理論的および観察的証拠を考えると、どちらも「正しい」と思われるため、どちらの状況でどちらが支配的であるかという質問になりました。この質問は、天文学者がまだ苦労している問題です。
質問への回答を助けるために、天文学者は、単純に大規模な人口調査ではなく、個々の星でそれぞれの効果がどの程度働いているかについての理解を深める必要がありますが、そうすることは難しいです。ディスクのロックを調べるために使用される主な方法は、ディスクの内縁が、ケプラーの軌道にある物体が星と同様の角速度を持つ半径に似ているかどうかを調べることです。もしそうなら、それは星がディスクの内側の端で完全にロックされていることを意味します。ただし、これら2つの値を測定することは、言うよりも簡単です。値を比較するために、天文学者は観測値と比較する数千の潜在的なスター/ディスクモデルを構築する必要があります。
最近の論文の1つでは、天文学者はこの技術を若いオープンクラスターであるIC 348で使用しました。彼らの分析は、星の約70％がディスクと磁気的にロックされていることを示しました。ただし、残りの30％は、磁場の範囲を超えた内側のディスク半径があると疑われ、ディスクブレーキには使用できません。ただし、これらの結果はややあいまいです。彼らの円盤に結びつけられた星の強い数は、星の回転進化の重要な要素としての円盤ブレーキをサポートしますが、それが現在主要な特徴であるかどうかを区別しません。前述のように、多くの星がディスクを蒸発させている最中であり、星が再びスピンアップする可能性があります。また、ディスクロックの証拠がない星の30％が過去にロックされたかどうかも不明です。
このような研究は、大きなパズルの一部にすぎません。詳細は完全には明記されていませんが、これらの磁気ブレーキ効果は、ディスクと恒星風の両方で、星の角速度の低下に大きな影響を与えることがすぐにわかります。これは、「この運動量の移動を達成することができる既知の機械的プロセスはここにはない」という頻繁なクリエーショニストの主張に完全に反しています。
