Det polariserade spektrumet för den magnetiska vita dvärgen WD 0058-044 erhölls med ISIS den 19 september 2018. Den blå heldragna linjen avslöjar Halpha splittrad i en Zeeman-triplett. Separationen mellan linjekomponenterna är proportionell mot magnetfältets medelvärde över den synliga stjärnskivan. Den röda linjen visar den cirkulärt polariserade profilen för samma linje. Dess form beror på komponenten av stjärnans magnetfält längs siktlinjen, medelvärde över stjärnskivan. Kredit:Stefano Bagnulo och John Landstreet
Magnetiska fält finns i ett stort antal stjärnor över Hertzsprung-Russell-diagrammet, under alla evolutionära stadier från pre-huvudsekvens stjärnor, till huvudsekvensstjärnor och utvecklade stjärnor, upp till slutskedet när stjärnan exploderar som en supernova.
Magnetiska fält spelar en viktig roll i stjärnutvecklingen. De överför rörelsemängd, både internt under stjärnutvecklingen, och externt under perioder av ackretion eller massförlust. Även ett ganska svagt magnetfält kan undertrycka konvektion i stjärnatmosfärer och påverka avkylningstider för extremt gamla vita dvärgar. Även om effekterna av magnetfälten är väl observerade och ibland till och med förstådda, ursprunget till stjärnmagnetiska fält är ofta okänt, och vi vet inte hur fält utvecklas när stjärnor utvecklas.
Detektering av ett stjärnmagnetfält bygger i allmänhet på observation av splittring och/eller polarisering av spektrallinjer producerade av Zeeman-effekten. På ett allmänt sätt, splittring av spektrallinjer av Zeeman-effekten detekteras i ett normalt flödesspektrum, och gör det möjligt att uppskatta magnetfältets typiska amplitud, i genomsnitt över stjärnan.
Cirkulär polarisation i en spektrallinje gör det möjligt att detektera den genomsnittliga siktlinjekomponenten av magnetfältet, och kan vara känsligt för ett magnetfält som är en storleksordning eller svagare än det som kan detekteras från linjedelning.
Fördelningen av magnetfält över ytan av den magnetiska vita dvärgen WD 2359-434, sett vid fem på varandra följande faser (vänster till höger:faser 0,0, 0,2, 0,4, 0,6 och 0,8). Svarta pilar representerar yttre fält, vita pilar inåt fältet. Rotationsaxeln är ett litet vitt linjesegment nära toppen av varje sfär. Skalan till höger är i enheter om 10 kG (t.ex. 13,8 =138 kG). Kredit:Stefano Bagnulo, John Landstreet och Oleg Kochuckov
Intresset har ökat de senaste åren för att få en tydlig observationsöversikt över förekomsten och egenskaperna hos magnetfält över hela Herzsprung-Russell-diagrammet. Ett mycket intressant exempel är de magnetiska fälten som förekommer i cirka 10% av vita dvärgar, som sträcker sig i styrka från cirka 1 kG (1 kiloGauss eller 0,1 Tesla) till nästan 1000 MG.
Eftersom spektropolarimetri är den mest känsliga av de tillgängliga metoderna för fältupptäckt, astronomer har använt ISIS på William Herschel Telescope (WHT), FORS på Very Large Telescope (VLT), och Espadons på Kanada-Frankrike-Hawaii-teleskopet (CFHT). Vart och ett av dessa instrument har specifika styrkor.
Både ISIS och FORS är särskilt väl lämpade för att upptäcka mycket svaga fält i relativt svaga (V> 14) vita dvärgar. Anmärkningsvärt, eftersom ISIS kan göra spektropolarimetri med en optimal upplösningsförmåga runt Halpha-linjen i rött, det är möjligt att få de mest känsliga fältmätningarna, även om teleskopytan bara är en fjärdedel av VLT:s. Den pågående ISIS-undersökningen för att hitta fler vita dvärgar med svagt fält har potential att avsevärt förbättra kunskapen om den faktiska fördelningen av magnetfältstyrkor bland vita dvärgar, för att ge mer ljusa exempel på svaga fältstjärnor för detaljerad modellering och analys, och för att hjälpa oss att förstå om magnetfält avtar under kylning av vit dvärg eller om någon process (er) genererar nytt magnetiskt flöde.
