Origin of magnetism in early-type stars. Protostellar magnetic fields and core dynamo.

Abstract

Early-type stars have radiative envelopes and convective cores due to a steep temperature gradient produced by the CNO cycle. The chemically peculiar Ap and Bp stars host large-scale magnetic fields in the order of 200 G to 34 kG. The origin of these magnetic field remains uncertain, although, some hypotheses have been developed. In the first part of this thesis, we present 3D magnetohydrodynamical (MHD) simulations of a fully convective 2M⊙ star, as a way to model the protostellar phase of the star and find fossil magnetic field configurations, that could eventually remain stable during the main-sequence life of the star. We find mostly steady dynamo configurations with anti-solar differential rotation, similar to what has been found previously in fully convective stars. In the second part of this work, we present 3D numerical simulations of a 2M⊙ main-sequence star with a convective core of 20% its radial extent, surrounded by a radiative envelope, as a way to study the magnetism produced by a core dynamo, and for the first time, the relation between its magnetic cycle and the rotation period of the star. We explore rotation periods from 8 to 20 days, and defined three sets of simulations, whose main differences are the radial profiles of the diffusivities, and the size of the box, allowing us to explore not only the magnetism in the core, but also at the surface. All the convective core models have solar-like differential rotation and drive dynamos which are hemispheric with very strong toroidal magnetic fields up to 200 kG. In the fast rotators the magnetic energy is close to the kinetic energy, reaching a nearly equipartition regime. The stellar surface also has magnetic fields, however, they are weak everywhere except at the poles, which similarly to previous results, seems to indicate that a core dynamo is not enough to explain the observed magnetic fields of these stars. Finally, this model can be used to study how an initial fossil field changes the nature of the hemispheric core dynamo, and also the resulting large-scale magnetic field.

Las estrellas de tipo temprano tienen envolturas radiativas con núcleos convectivos debido a un fuerte gradiente de temperatura producido por el ciclo CNO. Las estrellas químicamente peculiares Ap y Bp poseen campos magnéticos de gran escala desde 200 G hasta 34 kG. El origen de estos campos magnéticos es incierto, pero se han desarrollado algunas hipótesis. En la primera parte de esta tesis, presentamos simulaciones magnetohidrodinámicas (MHD) en 3D de una estrella con 2M⊙ totalmente convectiva, como una forma de modelar su fase protoestelar y encontrar campos magnéticos fósiles, que eventualmente podrían permanecer estables durante su vida en la secuencia principal. Encontramos configuraciones de dínamo en su mayoría estacionarias con rotación diferencial anti-solar, similar a lo que se ha encontrado previamente en estrellas totalmente convectivas. En la segunda parte de este trabajo, presentamos simulaciones numéricas en 3D de una estrella con 2M⊙ de secuencia principal con un núcleo convectivo que ocupa el 20% su extensión radial, rodeado por una envoltura radiativa, como una forma de estudiar el magnetismo producido por el dinamo del núcleo, y por primera vez, la relación entre su cíclo magnético y el periodo de rotación de la estrella. Exploramos periodos de rotación de 8 a 20 días, y definimos tres sets de simulaciones, cuyas principales diferencias son el perfil radial de las difusividades, y el tamaño de la caja, lo que nos permite explorar no sólo el magnetismo en el núcleo, sino también en la superficie. Todos los modelos con núcleos convectivos tienen rotación diferencial solar y generan dínamos hemisféricos con valores del campo magnético toroidal muy fuertes de hasta 200 kG. En los rotadores rápidos la energía magnética es cercana a la energía cinética, alcanzando un régimen cercano a la equipartición. La superficie estelar también tiene campos magnéticos, sin embargo, son débiles en todas partes excepto en los polos, lo que al igual que resultados anteriores, parece indicar que un dínamo en el núcleo no es suficiente para explicar los campos magnéticos observados en estas estrellas. Finalmente, este modelo se puede utilizar para estudiar cómo un campo fósil inicial cambia la naturaleza del dínamo hemisférico en el núcleo, y también el campo magnético a gran escala resultante.