V-kosmose.com

Первая магнитная звезда раннего типа в затменном бинарнике

Первая магнитная звезда раннего типа в затменном бинарнике

Топология магнитного поля первичного компонента HD 66051. Распределение радиальной составляющей магнитного поля (цветной график) и ориентация вектора поля (красные и синие векторы) показаны на четырех фазах вращения. Звезда отображена под углом наклона в 86 градусов

Исследователи обнаружили первую магнитную звезду раннего типа в затменной двойной системе. Находка может дать важные детали для лучшего понимания эволюционного процесса двойных звезд.

Магнитные звезды раннего типа практически не встречаются в тесных двойных системах и ранее их не могли отыскать. Ученые выдвигают несколько теорий, способных объяснить эту нехватку. К примеру, есть предположение, что присутствие мощного глобального первичного магнитного поля препятствует фрагментации протозвездного облака, что не допускает формирование нескольких систем.

В недавнем исследовании из Уппсальского университета (Швеция) попытались определить наиболее правдоподобную гипотезу о недостатке двойных систем с магнитными звездами раннего типа. В рамках исследованиях наблюдали за HD 66051 – затмевающая, спектроскопическая двойная система, фотометрические вариации которой намекали на присутствие магнитной звезды раннего типа. Обзор проводили в декабре 2016-го и январе 2017 года с применением спектрополяриметра ESPaDOnS на телескопе Канада-Франция-Гавайи.

Таким образом, удалось зафиксировать дипольное магнитное поле на HD 66051. Выходит, что HD 66051 А – магнитная, химически своеобразная звезда спектрального типа В с неравномерным поверхностным распределением химического состава.

Также удалось заметить, что второй компонент в HD 66051 представляет собою звезду с металлической линией, не обладающей ни мощным магнитным полем, ни внутренней спектральной изменчивостью. Анализ показал, что HD 66051 А почти в 2.8 раз крупнее и в 3.2 раз массивнее Солнца, а HD 66051 В по радиусу достигает 1.39 солнечных, а по массе – 1.75.

Это уникальный объект, с помощью которого можно протестировать модели звездной структуры с радиационно-управляемой химической стратификацией и жесткими ограничениями. Или же изучить другие интересные процессы, вроде смешивания в радиационной зоне, конвективный выброс ядра и т.д.