La primera estrella magnética temprana en el binario eclipsante

La primera estrella magnética temprana en el binario eclipsante

La topología del campo magnético del componente primario de HD 66051. La distribución del componente radial del campo magnético (gráfico de color) y la orientación del vector de campo (vectores rojo y azul) se muestran en las cuatro fases de rotación. La estrella se muestra en un ángulo de 86 grados

Los investigadores descubrieron la primera estrella magnética de tipo temprano en el sistema binario eclipsante. El hallazgo puede proporcionar detalles importantes para una mejor comprensión del proceso evolutivo de las estrellas binarias.

Las estrellas magnéticas de tipo temprano prácticamente no aparecen en sistemas binarios cercanos y no se pudieron encontrar antes. Los científicos proponen varias teorías que pueden explicar esta escasez. Por ejemplo, se supone que la presencia de un potente campo magnético primario global evita la fragmentación de una nube protoestelar, lo que impide la formación de varios sistemas.

En un estudio reciente de la Universidad de Uppsala (Suecia), intentaron determinar la hipótesis más plausible sobre la falta de sistemas binarios con estrellas magnéticas de tipo temprano. Como parte de la investigación, observamos un sistema binario espectroscópico, eclipsante y HD 66051, cuyas variaciones fotométricas insinuaban la presencia de una estrella magnética de tipo temprano. La encuesta se realizó en diciembre de 2016 y enero de 2017 utilizando un espectropolarímetro ESPaDOnS con un telescopio de Canadá-Francia-Hawai. Por lo tanto, fue posible fijar el campo magnético del dipolo en HD 66051. Resulta que HD 66051 A es una estrella magnética, químicamente peculiar de tipo espectral B con una distribución superficial desigual de la composición química.

También logramos observar que el segundo componente en HD 66051 es una estrella con una línea de metal, que no posee un potente campo magnético ni variabilidad espectral interna. El análisis mostró que el HD 66051 A es casi 2.8 veces más grande y 3.2 veces más masivo que el Sol, y el HD 66051 B tiene un radio de 1.39 solares y 1.75 en masa.

Este es un objeto único con el que puede probar modelos de estructura estelar con estratificación química controlada por radiación y restricciones estrictas. O explore otros procesos interesantes, como la mezcla en la zona de radiación, la expulsión por convección del núcleo, etc.

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