Всегда ли узкие линии в спектрах звезд О- и В-типа указывают на магнитные поля?

Всегда ли узкие линии в спектрах звезд О- и В-типа указывают на магнитные поля?

Узкие линии не обязательно требуют магнитного поля, но оно есть у любой звезды такого размера.

Мне интересно две вещи:

• Наблюдалось ли наличие таких сравнительно узких линий в спектрах О- и В-звезд в случаях отсутствия магнитного поля?

Звезды главной последовательности О-типа обладают высокой металличностью, у них будет магнитное поле. Тау Скорпион и Тета$^1$Информация об Orionis C по их ссылкам. В статье Phys.Org: "У большинства звезд обнаружены сильные магнитные поля " говорится:

«Международная группа астрономов во главе с Сиднейским университетом обнаружила, что сильные магнитные поля обычны для звезд, а не так уж редки, как считалось ранее, и это сильно повлияет на наше понимание эволюции звезд».

Эту статью в Википедии: « Солнечное динамо » можно было бы процитировать, но вот что там написано:

«Солнечное динамо — это физический процесс, который генерирует магнитное поле Солнца. законы гидродинамики, которые вместе образуют законы магнитогидродинамики.Детальный механизм солнечного динамо неизвестен и является предметом текущих исследований.

Механизм

Динамо преобразует кинетическую энергию в электромагнитную энергию. Электропроводящая жидкость со сдвигом или более сложным движением, таким как турбулентность, может временно усиливать магнитное поле по закону Ленца: движение жидкости относительно магнитного поля индуцирует в жидкости электрические токи, которые искажают исходное поле. Если движение жидкости достаточно сложное, она может поддерживать собственное магнитное поле, при этом адвективное усиление жидкости по существу уравновешивает диффузионное или омическое затухание. Такие системы называются самоподдерживающимися динамо-машинами. Солнце представляет собой самоподдерживающуюся динамо-машину, которая преобразует конвективное движение и дифференциальное вращение внутри Солнца в электромагнитную энергию.

...".

• Если да, то есть ли другие механизмы, которые могут быть ответственны за это в случаях без магнитных полей? Я хватаюсь за соломинку за идеи, такие как низкое столкновительное расширение.

На наши вопросы и ответы: « Разная ширина спектральных линий для разных групп звезд » ответил Роб Джеффрис .

Это кажется хорошо объясненным в разделе 3.4 « Магнитно ограниченные ветровые удары в рентгеновских лучах - обзор » (22 сентября 2015 г.), Асиф уд-Дула и Яэль Назе, на странице 10:

3.4 . Структура напорных ветров по спектрам высокого разрешения

Спектры высокого разрешения могут дать массу информации. С современными приборами ширина и сдвиг линий могут быть оценены с точностью до нескольких десятков км с.$^{−1}$в наиболее благоприятных случаях (несколько сотен км с$^{−1}$более типично). Кроме того, сравнение линий H- и He-подобных ионов и компонентов$f ir$триплеты He-подобных ионов ограничивают температуру и местоположение излучающей плазмы. Однако такие измерения в настоящее время возможны только для самых ярких источников рентгеновского излучения, так что в этом отношении было исследовано мало магнитных массивных звезд (τ Ско-Меве и др., 2003; Коэн и др., 2003, θ$^1\!$Ori C - Schulz et al. 2000 г.; Ганье и др. 2005a, b, HD 191612 - Nazé et al. 2007, HD 148937 - Назе и др. 2008, 2012, β Cep - Favata et al. 2009, IQ Aur - Robrade and Schmitt 2011).

Было обнаружено, что в пределах шумовых ограничений рентгеновские линии магнитных массивных звезд симметричны и не смещены в глобальном масштабе. Это хорошо согласуется с МГД-моделями. В случае θ$^1\!$Ori C, глобальная подгонка, однако, предполагает небольшие изменения скорости (Gagné et al., 2005a): от −75 км с$^{−1}$когда звезда видна с полюса примерно до 100 км с$^{−1}$при взгляде с ребра. Это изменение необходимо подтвердить, поскольку ошибки велики, а также потому, что нельзя исключить стохастическую вариацию, когда доступно только одно наблюдение на фазу. Если дальнейшие наблюдения подтвердят, что скорость меняется с фазой, тогда потребуется уточнение моделей, поскольку в настоящее время такие изменения не предсказываются (Gagné et al., 2005a).

Сообщаемая ширина рентгеновских линий в значительной степени зависит от рассматриваемого объекта и иона. До сих пор самые узкие значения ширины были обнаружены для β Cep, линии которого имеют преобладающее инструментальное разрешение, что дает только верхний предел собственных ширин (<600 км с$^{−1}$, Фавата и др., 2009). Большие ширины, полная ширина на полувысоте (FW HM) ∼ 600 − 800 км с$^{−1}$, сообщалось для ионов с высоким потенциалом ионизации (Mg, Si, S) в τ Sco, θ$^1\!$Ori C и HD 148937, три звезды с более быстрым ветром, чем β Cep. Такие ширины намного меньше, чем наблюдаемые у «нормальных» звезд O-типа (FW HM ∼ v∞), где линии возникают во встроенных ветровых скачках, распределенных по всему ветру, поэтому охватывают больший диапазон скоростей. Они указывают на образование в медленно движущейся плазме, что согласуется со сценарием ограниченных ветров. Однако большинство МГД-моделей предсказывают еще более узкие линии (Gagné et al., 2005a).

Кроме того, линии от ионов с более низким потенциалом ионизации, особенно кислорода, кажутся более широкими (FW HM ∼ 1800−2000 км с$^{−1}$Ганье и др., 2005а; Назе и др., 2007, 2008). Эти линии связаны с более холодной плазмой, которая может иметь иное происхождение, чем более горячая плазма. Например, доминирующая горячая плазма в θ$^1\!$Считается, что Ori C возникает при ограниченном ветре, в то время как более холодный может возникать во встроенных ветряных ударах, как у обычных O-звезд (Gagné et al., 2005a). Это двойное происхождение может быть подтверждено разными температурами, полученными от разных ионов (Schulz et al., 2000). У Of?p -звезд, однако, в спектрах преобладает более холодный компонент, т.е. ограниченные ветры излучают в этих объектах мягкое рентгеновское излучение (см. выше), но нельзя исключить, что текущие ошибки, которые велики, несколько размывают рисунок.

В He-подобных триплетах запрещенная линия подавляется при высокой плотности или интенсивном УФ-излучении. В случае массивных звезд последний эффект является наиболее важным и, благодаря ослаблению с расстоянием, позволяет определить местонахождение излучающей области. В τ Sco , θ$^1\!$Ori C , HD 148937 и β Cep начало излучающей области находится близко к фотосфере, на радиусах r ∼ 1,5 − 3 R$_∗$для первых трех звезд и r ∼ 4 − 6 R$_∗$для последнего случая. Эти значения лишь немного ниже соответствующих альфвеновских радиусов этих звезд, поэтому они кажутся качественно совместимыми с МГД-моделированием. В IQ Aur запрещенная линия оказалась нормальной, что предполагает радиус образования больше 7R.$_∗$(Robrade and Schmitt, 2011) - несмотря на большое значение, это также кажется совместимым с предполагаемым расположением ограниченных ветров в этой звезде.".

Другое чтение:

« Удивительная магнитная топология$\tau$Sco: ископаемый остаток или динамо-машина? (7 июня 2006 г.), Дж. Ф. Донати, И. Д. Ховарт, М. М. Жардин, П. Пети, К. Катала, Дж. Д. Ландстрит, Дж. К. Буре, Э. Алесиан, Дж. Р. Барнс, Т. Форвейль, Ф. Палету и Н. Мансет.

" Магнитное поле и замкнутый ветер звезды O θ$^{1\!}$Orionis C » (26 января 2006 г.), Г. А. Уэйд, А. В. Фуллертон, Дж.-Ф. Донати, Дж. Д. Ландстрит, П. Пети, С. Штрассер.

« Коэффициенты твердости в рентгеновском излучении для звезд разных спектральных классов » (2006 г.), авторы: Мерс, Э.Дж.А., Кейси, П., и Норси, Л.

Википедия - Эффект Зеемана

« Магнитные поля звезд типа А » (30 апреля 1958 г.), Г. У. Бэбкок.