O espectro polarizado da anã branca magnética WD 0058-044 obtido com ISIS em 19 de setembro de 2018. A linha sólida azul revela Halpha dividido em um tripleto Zeeman. A separação entre os componentes da linha é proporcional à força do campo magnético média sobre o disco estelar visível. A linha vermelha mostra o perfil polarizado circularmente da mesma linha. Sua forma depende do componente do campo magnético da estrela ao longo da linha de visão, calculada a média sobre o disco estelar. Crédito:Stefano Bagnulo e John Landstreet
Os campos magnéticos estão presentes em uma grande variedade de estrelas no diagrama de Hertzsprung-Russell, durante todos os estágios evolutivos das estrelas pré-sequência principal, para estrelas da sequência principal e estrelas evoluídas, até os estágios finais, quando a estrela explode como uma supernova.
Os campos magnéticos desempenham papéis importantes na evolução estelar. Eles transferem o momento angular, ambos internamente durante a evolução estelar, e externamente durante os períodos de acréscimo ou perda de massa. Mesmo um campo magnético razoavelmente fraco pode suprimir a convecção em atmosferas estelares e afetar o tempo de resfriamento de anãs brancas extremamente antigas. Embora os efeitos dos campos magnéticos sejam bem observados e, às vezes, até mesmo compreendidos, a origem dos campos magnéticos estelares é frequentemente desconhecida, e não sabemos como os campos evoluem à medida que as estrelas evoluem.
A detecção de um campo magnético estelar geralmente depende da observação de divisão e / ou polarização de linhas espectrais produzidas pelo efeito Zeeman. De uma maneira geral, a divisão das linhas espectrais pelo efeito Zeeman é detectada em um espectro de fluxo normal, e permite estimar a amplitude típica do campo magnético, calculada a média sobre a estrela.
A polarização circular em uma linha espectral torna possível detectar o componente da linha de visão média do campo magnético, e pode ser sensível a um campo magnético que é uma ordem de magnitude ou mais fraco do que o detectável pela divisão de linha.
A distribuição do campo magnético sobre a superfície da anã branca magnética WD 2359-434, como visto em cinco fases sucessivas (da esquerda para a direita:fases 0,0, 0,2, 0,4, 0,6 e 0,8). As setas pretas representam o campo externo, campo interno das setas brancas. O eixo de rotação é um pequeno segmento de linha branca próximo ao topo de cada esfera. A escala à direita está em unidades de 10 kG (por exemplo, 13,8 =138 kG). Crédito:Stefano Bagnulo, John Landstreet e Oleg Kochuckov
O interesse tem aumentado nos últimos anos na obtenção de uma visão geral observacional clara da ocorrência e das características dos campos magnéticos em todo o diagrama de Herzsprung-Russell. Um exemplo muito interessante são os campos magnéticos que ocorrem em cerca de 10% das anãs brancas, cuja força varia de cerca de 1kG (1 quiloGauss ou 0,1 Tesla) a quase 1000 MG.
Como a espectropolarimetria é o mais sensível dos métodos de descoberta de campo disponíveis, astrônomos têm usado ISIS no Telescópio William Herschel (WHT), FORS no Very Large Telescope (VLT), e Espadons no Telescópio Canadá-França-Havaí (CFHT). Cada um desses instrumentos tem qualidades específicas.
Ambos ISIS e FORS são particularmente adequados para detectar campos muito fracos em relativamente fracos (V> 14) anãs brancas. Notavelmente, porque ISIS pode fazer espectropolarimetria em um poder de resolução ideal em torno da linha Halpha no vermelho, é possível obter as medições de campo mais sensíveis, mesmo que a área do telescópio seja apenas um quarto da do VLT. A pesquisa ISIS em andamento para encontrar mais anãs brancas de campo fraco tem o potencial de melhorar substancialmente o conhecimento da distribuição real da intensidade do campo magnético entre as anãs brancas, para fornecer exemplos mais brilhantes de estrelas de campo fraco para modelagem e análise detalhada, e para nos ajudar a entender se os campos magnéticos decaem durante o resfriamento da anã branca ou se alguns processos geram um novo fluxo magnético.