La première étoile magnétique précoce dans le binaire à éclipses

La première étoile magnétique précoce dans le binaire à éclipses

La topologie du champ magnétique de la composante principale de la HD 66051. La répartition de la composante radiale du champ magnétique (graphe de couleurs) et l’orientation du vecteur de champ (vecteurs rouge et bleu) sont indiquées sur les quatre phases de la rotation. L'étoile est affichée à un angle de 86 degrés

Les chercheurs ont découvert la première étoile magnétique de type précoce dans le système binaire à éclipses. La découverte peut fournir des détails importants pour une meilleure compréhension du processus évolutif des étoiles binaires.

Les étoiles magnétiques de type précoce n'apparaissent pratiquement pas dans les systèmes binaires rapprochés et n'ont pas pu être trouvées auparavant Les scientifiques ont avancé plusieurs théories pouvant expliquer cette pénurie. Par exemple, on suppose que la présence d'un puissant champ magnétique primaire global empêche la fragmentation d'un nuage protostellaire, ce qui empêche la formation de plusieurs systèmes.

Dans une étude récente de l'Université d'Uppsala (Suède), ils ont tenté de déterminer l'hypothèse la plus plausible concernant l'absence de systèmes binaires avec des étoiles magnétiques de type précoce. Dans le cadre de la recherche, nous avons observé un système binaire spectroscopique HD 66051 - à éclipses, dont les variations photométriques suggéraient la présence d’une étoile magnétique de type précoce. L'enquête a été réalisée en décembre 2016 et janvier 2017 à l'aide d'un spectropolarimètre ESPaDOnS utilisant un télescope Canada-France-Hawaii. Ainsi, il était possible de fixer le champ magnétique dipolaire sur le HD 66051. Il s’avère que le HD 66051 A est une étoile magnétique chimiquement particulière de type spectral B avec une distribution superficielle inégale de la composition chimique.

Nous avons également constaté que le second composant de la HD 66051 est une étoile avec une ligne métallique, qui ne possède ni champ magnétique puissant ni variabilité spectrale interne. L'analyse a montré que le HD 66051 A est presque 2,8 fois plus grand et 3,2 fois plus massif que le Soleil, et que le HD 66051 B a un rayon de 1,39 solaire et de 1,75 en masse.

Il s'agit d'un objet unique avec lequel vous pouvez tester des modèles de structure stellaire avec une stratification chimique contrôlée par rayonnement et des contraintes strictes. Ou explorez d’autres processus intéressants, tels que le mélange dans la zone de rayonnement, l’éjection convective du noyau, etc.

Commentaires (0)
Recherche