El espectro polarizado de la enana blanca magnética WD 0058-044 obtenido con ISIS el 19 de septiembre de 2018. La línea azul sólida revela Halpha dividida en un triplete Zeeman. La separación entre los componentes de la línea es proporcional a la fuerza del campo magnético promediada sobre el disco estelar visible. La línea roja muestra el perfil polarizado circularmente de la misma línea. Su forma depende del componente del campo magnético de la estrella a lo largo de la línea de visión, promediado sobre el disco estelar. Crédito:Stefano Bagnulo y John Landstreet
Los campos magnéticos están presentes en una gran variedad de estrellas en el diagrama de Hertzsprung-Russell, durante todas las etapas evolutivas de las estrellas anteriores a la secuencia principal, a las estrellas de la secuencia principal y las estrellas evolucionadas, hasta las etapas finales cuando la estrella explota como una supernova.
Los campos magnéticos juegan un papel importante en la evolución estelar. Transfieren momento angular, tanto internamente durante la evolución estelar, y externamente durante los períodos de acumulación o pérdida de masa. Incluso un campo magnético bastante débil puede suprimir la convección en atmósferas estelares y afectar los tiempos de enfriamiento de enanas blancas extremadamente viejas. Si bien los efectos de los campos magnéticos se observan bien y en ocasiones incluso se comprenden, el origen de los campos magnéticos estelares a menudo se desconoce, y no sabemos cómo evolucionan los campos a medida que evolucionan las estrellas.
La detección de un campo magnético estelar generalmente se basa en la observación de la división y / o polarización de las líneas espectrales producidas por el efecto Zeeman. De manera general la división de líneas espectrales por el efecto Zeeman se detecta en un espectro de flujo normal, y permite estimar la amplitud típica del campo magnético, promediado sobre la estrella.
La polarización circular en una línea espectral permite detectar el componente de línea de visión promediado del campo magnético, y puede ser sensible a un campo magnético de un orden de magnitud o más débil que el detectable por la división de líneas.
La distribución del campo magnético sobre la superficie de la enana blanca magnética WD 2359-434, como se ve en cinco fases sucesivas (de izquierda a derecha:fases 0.0, 0,2, 0,4, 0,6 y 0,8). Las flechas negras representan el campo exterior, campo interior de flechas blancas. El eje de rotación es un pequeño segmento de línea blanca cerca de la parte superior de cada esfera. La escala de la derecha está en unidades de 10 kG (por ejemplo, 13,8 =138 kG). Crédito:Stefano Bagnulo, John Landstreet y Oleg Kochuckov
En los últimos años ha aumentado el interés por obtener una visión general clara de la observación de la aparición y las características de los campos magnéticos en todo el diagrama de Herzsprung-Russell. Un ejemplo muy interesante son los campos magnéticos que ocurren en aproximadamente el 10% de las enanas blancas, que varían en fuerza desde aproximadamente 1kG (1 kiloGauss o 0.1 Tesla) hasta casi 1000 MG.
Debido a que la espectropolarimetría es el más sensible de los métodos de descubrimiento de campo disponibles, Los astrónomos han estado usando ISIS en el Telescopio William Herschel (WHT), FORS en el Very Large Telescope (VLT), y Espadons en el Telescopio Canadá-Francia-Hawaii (CFHT). Cada uno de estos instrumentos tiene fortalezas específicas.
Tanto ISIS como FORS son particularmente adecuados para detectar campos muy débiles en relativamente débiles (V> 14) enanas blancas. Notablemente, porque ISIS puede hacer espectropolarimetría con un poder de resolución óptimo alrededor de la línea Halpha en rojo, es posible obtener las mediciones de campo más sensibles, a pesar de que el área del telescopio es solo una cuarta parte del del VLT. El estudio de ISIS en curso para encontrar más enanas blancas de campo débil tiene el potencial de mejorar sustancialmente el conocimiento de la distribución real de las intensidades del campo magnético entre las enanas blancas. para proporcionar ejemplos más brillantes de estrellas de campo débil para modelos y análisis detallados, y para ayudarnos a comprender si los campos magnéticos decaen durante el enfriamiento de la enana blanca o si algunos procesos generan un nuevo flujo magnético.
