Zeigen schmale Linien in den Spektren von O- und B-Sternen immer magnetische Felder an?

Zeigen schmale Linien in den Spektren von O- und B-Sternen immer magnetische Felder an?

Die schmalen Linien erfordern nicht unbedingt ein Magnetfeld, aber jeder so große Stern wird eines haben.

Ich frage mich zwei Dinge:

• Wurde das Vorhandensein solch vergleichsweise schmaler Linien in den Spektren von Sternen vom O- und B-Typ in Fällen beobachtet, in denen kein Magnetfeld vorhanden ist?

Hauptreihensterne vom O-Typ haben eine hohe Metallizität, sie werden ein Magnetfeld haben. Tau Scorpii und Theta$^1$Informationen zu Orionis C unter ihren Links. Der Phys.Org-Artikel: „ Starke Magnetfelder in den meisten Sternen entdeckt “ sagt:

„Eine internationale Gruppe von Astronomen unter der Leitung der University of Sydney hat entdeckt, dass starke Magnetfelder in Sternen üblich sind, nicht selten, wie bisher angenommen, was unser Verständnis der Entwicklung von Sternen dramatisch beeinflussen wird.“

Dieser Wikipedia-Artikel: " Solar Dynamo " könnte einige Zitate gebrauchen, aber hier ist, was er sagt:

„Der Sonnendynamo ist der physikalische Prozess, der das Magnetfeld der Sonne erzeugt. Ein Dynamo, im Wesentlichen ein natürlich vorkommender elektrischer Generator im Inneren der Sonne, erzeugt elektrische Ströme und ein Magnetfeld, das den Gesetzen von Ampère, Faraday und Ohm folgt die Gesetze der Hydrodynamik, die zusammen die Gesetze der Magnetohydrodynamik bilden Der detaillierte Mechanismus des Sonnendynamos ist nicht bekannt und Gegenstand aktueller Forschung.

Mechanismus

Ein Dynamo wandelt kinetische Energie in elektrisch-magnetische Energie um. Eine elektrisch leitende Flüssigkeit mit Scherung oder komplizierteren Bewegungen wie Turbulenzen kann ein Magnetfeld durch das Lenzsche Gesetz vorübergehend verstärken: Flüssigkeitsbewegung relativ zu einem Magnetfeld induziert elektrische Ströme in der Flüssigkeit, die das anfängliche Feld verzerren. Wenn die Flüssigkeitsbewegung ausreichend kompliziert ist, kann sie ihr eigenes Magnetfeld aufrechterhalten, wobei die advektive Flüssigkeitsverstärkung im Wesentlichen den diffusiven oder ohmschen Zerfall ausgleicht. Solche Systeme werden selbsterhaltende Dynamos genannt. Die Sonne ist ein sich selbst erhaltender Dynamo, der konvektive Bewegung und unterschiedliche Rotation innerhalb der Sonne in elektrisch-magnetische Energie umwandelt.

...".

• Wenn ja, gibt es andere Mechanismen, die in Fällen ohne Magnetfelder dafür verantwortlich sein könnten? Ich greife nach Strohhalmen, um Ideen zu finden, wie z. B. geringe Kollisionsverbreiterung.

Unsere Fragen und Antworten: „ Unterschiedliche Breite der Spektrallinien für verschiedene Sterngruppen “ hat Rob Jefferies beantwortet .

Dies scheint in Abschnitt 3.4 von „ Magnetically Confined Wind Shocks in X-rays – a Review “ (22. Sept. 2015) von Asif ud-Doula und Yael Nazé auf Seite 10 gut erklärt zu sein:

" 3.4. Struktur eingeschlossener Winde, wie sie durch hochauflösende Spektren offenbart wird

Hochaufgelöste Spektren können eine Fülle von Informationen liefern. Mit der aktuellen Instrumentierung können Linienbreiten und Verschiebungen mit einer Genauigkeit von bis zu einigen zehn km s bewertet werden$^{−1}$im günstigsten Fall (wenige hundert km s$^{−1}$eher typisch). Weiterhin ist der Vergleich von Linien von H-ähnlichen und He-ähnlichen Ionen und von Komponenten von$f ir$Tripletts von He-ähnlichen Ionen bestimmen die Temperatur und den Ort des emittierenden Plasmas. Allerdings sind solche Messungen derzeit nur für die hellsten Röntgenquellen möglich, so dass wenige massereiche magnetische Sterne diesbezüglich untersucht wurden (τ Sco - Mewe et al. 2003; Cohen et al. 2003, θ$^1\!$Ori C - Schulz et al. 2000; Gagne et al. 2005a, b, HD 191612 - Nazé et al. 2007, HD 148937 - Nazé et al. 2008, 2012, β Cep – Favata et al. 2009, IQ Aur - Robrade und Schmitt 2011).

Innerhalb der Rauschbeschränkungen wurde festgestellt, dass die Röntgenlinien von magnetischen, massereichen Sternen symmetrisch und global nicht verschoben sind. Das passt gut zu MHD-Modellen. Im Fall von θ$^1\!$Ori C, globale Anpassung deutet jedoch auf kleine Geschwindigkeitsänderungen hin (Gagné et al., 2005a): von –75 km s$^{−1}$wenn der Stern mit dem Pol auf etwa 100 km s gesehen wird$^{−1}$wenn man es von der Seite sieht. Diese Änderung muss bestätigt werden, da die Fehler groß sind, aber auch, weil man eine stochastische Variation nicht ausschließen kann, wenn nur eine einzige Beobachtung pro Phase verfügbar ist. Wenn weitere Beobachtungen Hinweise darauf liefern, dass sich die Geschwindigkeit mit der Phase ändert, müssen die Modelle verfeinert werden, da derzeit keine derartigen Änderungen vorhergesagt werden (Gagné et al., 2005a).

Die angegebenen Breiten von Röntgenlinien hängen weitgehend vom betrachteten Objekt und Ion ab. Die bisher schmalsten Breiten wurden für β Cep gefunden, dessen Linien von der instrumentellen Auflösung dominiert werden und nur eine Obergrenze für die intrinsischen Breiten ergeben (<600 km s$^{−1}$, Favata et al., 2009). Größere Breiten, volle Breite bei halbem Maximum (FW HM) ∼ 600 − 800 km s$^{−1}$, wurden für Ionen mit hohem Ionisationspotential (Mg, Si, S) in τ Sco, θ berichtet$^1\!$Ori C und HD 148937, drei Sterne mit schnelleren Winden als β Cep. Solche Breiten sind viel kleiner als bei „normalen“ O-Typ-Sternen (FW HM ∼ v∞) beobachtet, wo Linien in eingebetteten Windstößen entstehen, die über den ganzen Wind verteilt sind, und daher einen größeren Geschwindigkeitsbereich abdecken. Sie weisen in Übereinstimmung mit dem Szenario der begrenzten Winde auf eine Bildung in einem sich langsam bewegenden Plasma hin. Die meisten MHD-Modelle sagen jedoch noch schmalere Linien voraus (Gagné et al., 2005a).

Darüber hinaus erscheinen Linien von Ionen mit niedrigerem Ionisationspotential, insbesondere Sauerstoff, breiter (FW HM ∼ 1800−2000 km s$^{−1}$Gagne et al., 2005a; Nazé et al., 2007, 2008). Diese Linien sind mit kühlerem Plasma verbunden, das einen anderen Ursprung haben könnte als heißeres Plasma. Zum Beispiel das dominante heiße Plasma in θ$^1\!$Es wird angenommen, dass Ori C in begrenzten Winden entsteht, während das kühlere in eingebetteten Windstößen wie in normalen O-Sternen entstehen könnte (Gagné et al., 2005a). Dieser doppelte Ursprung könnte durch die unterschiedlichen Temperaturen unterstützt werden, die von den verschiedenen Ionen stammen (Schulz et al., 2000). In Of?p -Sternen werden die Spektren jedoch von der kühleren Komponente dominiert, dh eingeschlossene Winde emittieren in diesen Objekten weiche Röntgenstrahlen (siehe oben), aber es kann nicht ausgeschlossen werden, dass große Stromfehler dies etwas verwischen Bild.

In He-ähnlichen Tripletts wird die verbotene Linie unterdrückt, wenn die Dichte hoch oder die UV-Strahlung intensiv ist. Bei massereichen Sternen ist letzterer Effekt der wichtigste und erlaubt uns dank der Verdünnung mit der Entfernung, die emittierende Region zu lokalisieren. In τSco , θ$^1\!$Ori C , HD 148937 und β Cep liegt der Beginn der emittierenden Region nahe der Photosphäre bei Radien r ∼ 1,5 − 3 R$_∗$für die ersten drei Sterne und r ∼ 4 − 6 R$_∗$für letzteren Fall. Diese Werte sind nur geringfügig kleiner als die entsprechenden Alfvén- Radien dieser Sterne, sie erscheinen daher qualitativ kompatibel mit MHD-Simulationen. In IQ Aur wurde festgestellt, dass die verbotene Linie normal ist, was auf einen Formationsradius von mehr als 7R hindeutet$_∗$(Robrade und Schmitt, 2011) - trotz eines großen Wertes scheint dies auch mit der angenommenen Lage begrenzter Winde in diesem Stern vereinbar zu sein.

Andere Lektüre:

„ Die überraschende magnetische Topologie von$\tau$Sco: fossiler Überrest oder Dynamoleistung? “ (7. Juni 2006), von JF Donati, ID Howarth, MM Jardine, P. Petit, C. Catala, JD Landstreet, JC Bouret, E. Alecian, JR Barnes, T. Forveille, F. Paletou und N. Manset

„ Das Magnetfeld und der begrenzte Wind des O-Sterns θ$^{1\!}$Orionis C “ (26. Januar 2006), von GA Wade, AW Fullerton, J.-F. Donati, JD Landstreet, P. Petit, S. Strasser

„ Röntgenhärteverhältnisse für Sterne verschiedener Spektraltypen “ (2006), von Meurs, EJA, Casey, P., & Norci, L.

Wikipedia - Zeeman-Effekt

„ Magnetic Fields of the A-Type Stars “ (30. April 1958 ), von HW Babcock