Lo spettro polarizzato della nana bianca magnetica WD 0058-044 ottenuto con ISIS il 19 settembre 2018. La linea continua blu rivela Halpha diviso in una tripletta Zeeman. La separazione tra i componenti della linea è proporzionale all'intensità del campo magnetico mediata sul disco stellare visibile. La linea rossa mostra il profilo polarizzato circolarmente della stessa linea. La sua forma dipende dalla componente del campo magnetico della stella lungo la linea di vista, media sul disco stellare. Crediti:Stefano Bagnulo e John Landstreet
I campi magnetici sono presenti in una grande varietà di stelle nel diagramma di Hertzsprung-Russell, durante tutte le fasi evolutive dalle stelle pre-sequenza principale, alle stelle della sequenza principale e alle stelle evolute, fino alle fasi finali quando la stella esplode come una supernova.
I campi magnetici giocano un ruolo importante nell'evoluzione stellare. Trasferiscono il momento angolare, sia internamente durante l'evoluzione stellare, ed esternamente durante i periodi di accrescimento o perdita di massa. Anche un campo magnetico abbastanza debole può sopprimere la convezione nelle atmosfere stellari e influenzare i tempi di raffreddamento di nane bianche estremamente antiche. Mentre gli effetti dei campi magnetici sono ben osservati e talvolta anche compresi, l'origine dei campi magnetici stellari è spesso sconosciuta, e non sappiamo come si evolvono i campi come si evolvono le stelle.
La rivelazione di un campo magnetico stellare si basa generalmente sull'osservazione della scissione e/o polarizzazione delle righe spettrali prodotte dall'effetto Zeeman. In via generale, la divisione delle righe spettrali per effetto Zeeman viene rilevata in uno spettro di flusso normale, e permette di stimare l'ampiezza tipica del campo magnetico, media sulla stella.
La polarizzazione circolare in una riga spettrale consente di rilevare la componente media della linea di vista del campo magnetico, e può essere sensibile a un campo magnetico di un ordine di grandezza o più debole di quello rilevabile dalla divisione della linea.
La distribuzione del campo magnetico sulla superficie della nana bianca magnetica WD 2359-434, come si vede in cinque fasi successive (da sinistra a destra:fasi 0.0, 0,2, 0,4, 0,6 e 0,8). Le frecce nere rappresentano il campo esterno, frecce bianche verso l'interno del campo. L'asse di rotazione è un piccolo segmento di linea bianca vicino alla parte superiore di ciascuna sfera. La scala a destra è in unità di 10 kG (ad es. 13,8 =138 kG). Crediti:Stefano Bagnulo, John Landstreet e Oleg Kochuckov
Negli ultimi anni è aumentato l'interesse nell'ottenere una chiara panoramica osservativa della presenza e delle caratteristiche dei campi magnetici sull'intero diagramma di Herzsprung-Russell. Un esempio molto interessante sono i campi magnetici che si verificano in circa il 10% delle nane bianche, che variano in forza da circa 1kG (1 kiloGauss o 0,1 Tesla) a quasi 1000 MG.
Poiché la spettropolarimetria è il più sensibile dei metodi di scoperta del campo disponibili, gli astronomi hanno utilizzato ISIS sul William Herschel Telescope (WHT), FORS sul Very Large Telescope (VLT), e Espadons sul Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT). Ciascuno di questi strumenti ha punti di forza specifici.
Sia ISIS che FORS sono particolarmente adatti per rilevare campi molto deboli in ambienti relativamente deboli (V> 14) nane bianche. Sorprendentemente, perché ISIS può fare spettropolarimetria a un potere risolutivo ottimale attorno alla linea Halpha nel rosso, è possibile ottenere le misure di campo più sensibili, anche se l'area del telescopio è solo un quarto di quella del VLT. L'indagine ISIS in corso per trovare nane bianche a campo più debole ha il potenziale per migliorare sostanzialmente la conoscenza dell'effettiva distribuzione dell'intensità del campo magnetico tra le nane bianche, fornire esempi più brillanti di stelle di campo debole per la modellazione e l'analisi dettagliate, e per aiutarci a capire se i campi magnetici decadono durante il raffreddamento della nana bianca o se alcuni processi generano nuovo flusso magnetico.
