Czy Słońce będzie się obracać wolniej w czerwonej olbrzymie postaci?

Kiedy Słońcu zabraknie wodoru, aby się stopić, powiększy się, a moje pytanie brzmi: czy obraca się wolniej, jak wirująca łyżwiarz wyciągający ramiona w celu zmniejszenia prędkości kątowej? Jakie konsekwencje będzie towarzyszyło wolniejsze dynamo (duża kula plazmy), takie jak częstsze rozbłyski słoneczne lub być może więcej ciemnych punktów?

Rzeczywiście zachowanie momentu pędu narzuca, że ​​w jednej gwiazdce, takiej jak Słońce, obrót powinien być znacznie wolniejszy, gdy staje się on czerwonym olbrzymem. Wynika to z faktu, że obecnie Słońce nie obraca się z bardzo różnymi prędkościami wraz z głębokością, dlatego gdy rozszerza się, moment bezwładności gwałtownie wzrasta, a konwekcja w zewnętrznej powłoce zapewni, że wolna rotacja zostanie wymuszona w większości gwiazdy.

Konsekwencją aktywności magnetycznej będzie to, że Słońce stanie się magnetycznie nieaktywne (w kategoriach względnych - aktywność magnetyczna nie będzie nieobecna, ale jej sygnatury zostaną znacznie zmniejszone, gdy wyrażone jako ułamek jasności gwiazd) jako czerwony olbrzym, ponieważ dynamo -generowana aktywność magnetyczna jest silnie skorelowana z prędkością obrotową.

Ogólnie stwierdzono, że gigantyczne gwiazdy są magnetycznie nieaktywne i powoli się obracają, ale są wyjątki. Jeśli gwiazda jest znacznie bardziej masywna ($\sim 3-5M_{\odot}$) niż Słońce ewoluuje, by stać się gigantem, mogło zachować znaczną część momentu pędu, ponieważ takie gwiazdy nie są magnetycznie aktywne w głównej sekwencji i nie są w stanie utracić swojego momentu pędu przez namagnesowany wiatr w taki sam sposób jak Słońce -typ gwiazdy robi. Po drugie, możliwe jest, że niektóre szybko wirujące olbrzymy (np. Gwiazdy FK Com) mogą być wynikiem fuzji w układach podwójnych lub nawet pochłonięcia gigantycznej planety. W takim przypadku pęd kątowy pochodzi z układu podwójnego i gwiazdy te mogą być bardzo aktywne magnetycznie. Wreszcie stwierdzono również, że olbrzymy w bliskich układach podwójnych (gwiazdy RS CVn) mogą szybko się obracać i magnetycznie aktywne, ponieważ blokowanie pływów w układzie podwójnym wymusza szybki obrót. Gwiazdy FK Com i RS CVn wykazują wiele oznak ekstremalnej aktywności magnetycznej - gorące korony rentgenowskie, chromosfery, pokrycie dużych części powierzchni chłodnymi plamami gwiazdowymi. W ten sposób wnioskujemy, że różnica między nimi a ogromną większością magnetycznie nieaktywnych gigantów polega na ich szybkiej rotacji.