Estaba leyendo un artículo sobre las medidas de emisión diferencial de un conjunto de estrellas calientes de tipo O y B. Como comentan los autores en la Sección 3 (página 959), dos estrellas, Sco y Ori C , tienen líneas de emisión estrechas en comparación con otras estrellas del mismo tipo espectral. Hay una buena cantidad de evidencia de que ambas estrellas son jóvenes y tienen campos magnéticos; los vientos estelares viajan a lo largo de las líneas de campo y chocan en el ecuador magnético, produciendo choques e, indirectamente, emisión de rayos X. Esto contrasta con el mecanismo detrás de la formación de choques en otras estrellas de tipo O y B, donde los choques provienen de la transición de inestabilidad de línea.
Ahora, el plasma en el ecuador magnético está más o menos estacionario debido a la colisión; esto significa, si estoy interpretando las cosas correctamente, que hay poca o ninguna ampliación de las líneas, por lo que son comparativamente estrechas. Otras características espectrales y observaciones respaldan este modelo.
Me pregunto dos cosas:
Hablé con mi asesor y discutimos brevemente los choques de viento en colisión (CWS), que se forman en la interfaz entre los vientos estelares en un sistema binario. Sin embargo, se cree que estos choques contribuyen solo en una pequeña cantidad a la producción total de rayos X del sistema (consulte Gagné et al. (2011) ), por lo que cualquier línea estrecha producida en ese plasma, si existe alguna, no tendría mucha influencia sobre los espectros medidos. Así que eso parece descartado.
¿Las líneas estrechas en los espectros de las estrellas de tipo O y B siempre indican campos magnéticos?
Las líneas estrechas no requieren necesariamente un campo magnético, pero cualquier estrella tan grande tendrá uno.
Me pregunto dos cosas:
- ¿Se ha observado la presencia de líneas comparativamente tan estrechas en los espectros de estrellas de tipo O y B en casos en los que no hay un campo magnético presente?
Las estrellas de secuencia principal de tipo O tienen una alta metalicidad, tendrán un campo magnético. Tau Escorpio y Theta Información de Orionis C en sus enlaces. El artículo de Phys.Org: " Fuertes campos magnéticos descubiertos en la mayoría de las estrellas " dice:
"Un grupo internacional de astrónomos dirigido por la Universidad de Sydney ha descubierto que los fuertes campos magnéticos son comunes en las estrellas, no raros como se pensaba anteriormente, lo que afectará drásticamente nuestra comprensión de cómo evolucionan las estrellas".
Este artículo de Wikipedia: " Solar Dynamo " podría usar algunas citas, pero esto es lo que dice:
"La dínamo solar es el proceso físico que genera el campo magnético del Sol. Una dínamo, esencialmente un generador eléctrico que ocurre naturalmente en el interior del Sol, produce corrientes eléctricas y un campo magnético, siguiendo las leyes de Ampère, Faraday y Ohm, así como las leyes de la hidrodinámica, que juntas forman las leyes de la magnetohidrodinámica.El mecanismo detallado de la dínamo solar no se conoce y es objeto de investigación actual.
Mecanismo
Una dinamo convierte la energía cinética en energía electromagnética. Un fluido eléctricamente conductor con cizalla o un movimiento más complicado, como la turbulencia, puede amplificar temporalmente un campo magnético a través de la ley de Lenz: el movimiento del fluido en relación con un campo magnético induce corrientes eléctricas en el fluido que distorsionan el campo inicial. Si el movimiento del fluido es lo suficientemente complicado, puede sostener su propio campo magnético, con una amplificación del fluido advectivo que equilibra esencialmente la descomposición difusiva u óhmica. Estos sistemas se denominan dínamos autosuficientes. El Sol es una dínamo autosuficiente que convierte el movimiento convectivo y la rotación diferencial dentro del Sol en energía electromagnética.
...".
- Si es así, ¿existen otros mecanismos que podrían ser responsables de esto en casos sin campos magnéticos? Me estoy aferrando a las pajitas en busca de ideas, como la ampliación de colisión baja.
Nuestras preguntas y respuestas: " Diferente ancho de las líneas espectrales para diferentes grupos de estrellas " tiene la respuesta de Rob Jefferies .
Esto parece estar bien explicado en la sección 3.4 de " Shocks de viento confinados magnéticamente en rayos X: una revisión " (22 de septiembre de 2015), de Asif ud-Doula y Yael Nazé, en la página 10:
" 3.4. Estructura de los vientos confinados, revelada por espectros de alta resolución
Los espectros de alta resolución pueden producir una gran cantidad de información. Con la instrumentación actual, los anchos de línea y los cambios se pueden evaluar con precisiones de unas pocas decenas de km s en los casos más favorables (algunos cientos de km s más típicamente). Además, la comparación de líneas de iones tipo H y tipo He y de componentes de los tripletes de iones similares a He restringen la temperatura y la ubicación del plasma emisor. Sin embargo, actualmente tales mediciones solo son posibles para las fuentes de rayos X más brillantes, por lo que pocas estrellas masivas magnéticas han sido investigadas a este respecto (τ Sco - Mewe et al. 2003; Cohen et al. 2003, θ Ori C - Schulz et al. 2000; Gagne et al. 2005a, b, HD 191612 - Nazé et al. 2007, HD 148937 - Naze et al. 2008, 2012, β Cep - Favata et al. 2009, IQ Aur - Robrade y Schmitt 2011).
Dentro de las limitaciones de ruido, se descubrió que las líneas de rayos X de las estrellas masivas magnéticas eran simétricas y globalmente sin cambios. Esto concuerda bien con los modelos MHD. En el caso de θ Sin embargo, el ajuste global de Ori C sugiere pequeñas variaciones en la velocidad (Gagné et al., 2005a): desde −75 km s cuando la estrella se ve en el polo a unos 100 km s cuando se ve de canto. Este cambio debe confirmarse porque los errores son grandes, pero también porque no se puede excluir una variación estocástica cuando solo se dispone de una sola observación por fase. Si las observaciones adicionales brindan evidencia de que la velocidad varía con la fase, será necesario refinar los modelos, ya que actualmente no se pronostican tales cambios (Gagné et al., 2005a).
Los anchos informados de las líneas de rayos X dependen en gran medida del objeto y el ion considerado. Los anchos más angostos, hasta el momento, se encontraron para β Cep, cuyas líneas están dominadas por la resolución instrumental, lo que arroja solo un límite superior en los anchos intrínsecos (<600 km s , Favata et al., 2009). Anchos más grandes, ancho total a la mitad del máximo (FW HM) ∼ 600 − 800 km s , fueron reportados para iones con alto potencial de ionización (Mg, Si, S) en τ Sco, θ Ori C y HD 148937, tres estrellas con vientos más rápidos que β Cep. Dichos anchos son mucho más pequeños que los observados para las estrellas de tipo O "normales" (FW HM ∼ v∞), donde las líneas surgen en choques de viento incrustados distribuidos por todo el viento, por lo tanto, cubren un rango de velocidad más grande. Indican formación en plasma de movimiento lento, de acuerdo con el escenario de vientos confinados. Sin embargo, la mayoría de los modelos MHD predicen líneas aún más estrechas (Gagné et al., 2005a).
Además, las líneas de los iones con menor potencial de ionización, en particular el oxígeno, parecen más anchas (FW HM ∼ 1800−2000 km s Gagne et al., 2005a; Nazé et al., 2007, 2008). Estas líneas están asociadas con plasma más frío, que podría tener un origen diferente al plasma más caliente. Por ejemplo, el plasma caliente dominante en θ Se cree que Ori C surge en vientos confinados, mientras que el más frío podría surgir en choques de viento incrustados como en las estrellas O normales (Gagné et al., 2005a). Este origen dual podría estar respaldado por las diferentes temperaturas derivadas de los diferentes iones (Schulz et al., 2000). En las estrellas Of?p , sin embargo, los espectros están dominados por la componente más fría, es decir, los vientos confinados emiten rayos X suaves en estos objetos (ver arriba), pero no se puede excluir que los errores actuales, que son grandes, difuminen un poco la imagen. fotografía.
En los tripletes tipo He, la línea prohibida se suprime cuando la densidad es alta o la radiación ultravioleta es intensa. En el caso de estrellas masivas, este último efecto es el más importante y, gracias a la dilución con la distancia, permite localizar la región emisora. En τ Sco , θ Ori C , HD 148937 y β Cep , se encuentra que el inicio de la región emisora está cerca de la fotosfera, en radios r ∼ 1.5 − 3 R para las tres primeras estrellas y r ∼ 4 − 6 R para este último caso. Estos valores son solo ligeramente inferiores a los correspondientes radios de Alfvén de estas estrellas, por lo que parecen cualitativamente compatibles con las simulaciones MHD. En IQ Aur, se encontró que la línea prohibida era normal, lo que sugiere un radio de formación mayor que 7R (Robrade y Schmitt, 2011) - a pesar de un gran valor, esto también parece compatible con la supuesta ubicación de vientos confinados en esta estrella".
Otra lectura:
La sorprendente topología magnética de Sco: ¿remanente fósil o salida de dínamo? (7 de junio de 2006), por JF Donati, ID Howarth, MM Jardine, P Petit, C Catala, JD Landstreet, JC Bouret, E Alecian, JR Barnes, T Forveille, F Paletou y N Manset
" El campo magnético y el viento confinado de la estrella O θ Orionis C " (26 de enero de 2006), de GA Wade, AW Fullerton, J.-F. Donati, JD Landstreet, P. Petit, S. Strasser
" Razones de dureza de rayos X para estrellas de diferentes tipos espectrales " (2006), por Meurs, EJA, Casey, P., & Norci, L.
Wikipedia - Efecto Zeeman
" Campos magnéticos de las estrellas tipo A " (30 de abril de 1958 ), por HW Babcock
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