Le spectre polarisé de la naine blanche magnétique WD 0058-044 obtenu avec ISIS le 19 septembre 2018. La ligne continue bleue révèle la division de Halpha en un triplet Zeeman. La séparation entre les composantes de la ligne est proportionnelle à l'intensité du champ magnétique moyennée sur le disque stellaire visible. La ligne rouge montre le profil polarisé circulairement de la même ligne. Sa forme dépend de la composante du champ magnétique de l'étoile le long de la ligne de visée, moyenné sur le disque stellaire. Crédit :Stefano Bagnulo et John Landstreet
Les champs magnétiques sont présents dans une grande variété d'étoiles à travers le diagramme de Hertzsprung-Russell, pendant toutes les étapes évolutives des étoiles pré-séquence principale, aux étoiles de la séquence principale et aux étoiles évoluées, jusqu'aux étapes finales où l'étoile explose en supernova.
Les champs magnétiques jouent un rôle important dans l'évolution stellaire. Ils transfèrent le moment cinétique, à la fois en interne au cours de l'évolution stellaire, et à l'extérieur pendant les périodes d'accrétion ou de perte de masse. Même un champ magnétique assez faible peut supprimer la convection dans les atmosphères stellaires et affecter les temps de refroidissement de naines blanches extrêmement âgées. Alors que les effets des champs magnétiques sont bien observés et parfois même compris, l'origine des champs magnétiques stellaires est souvent inconnue, et nous ne savons pas comment les champs évoluent à mesure que les étoiles évoluent.
La détection d'un champ magnétique stellaire repose généralement sur l'observation du dédoublement et/ou de la polarisation des raies spectrales produites par l'effet Zeeman. D'une manière générale, le dédoublement des raies spectrales par effet Zeeman est détecté dans un spectre de flux normal, et permet d'estimer l'amplitude typique du champ magnétique, moyenné sur l'étoile.
La polarisation circulaire dans une raie spectrale permet de détecter la composante moyenne en ligne de mire du champ magnétique, et peut être sensible à un champ magnétique d'un ordre de grandeur ou plus faible que celui détectable par séparation de ligne.
La distribution du champ magnétique sur la surface de la naine blanche magnétique WD 2359-434, vu à cinq phases successives (de gauche à droite :phases 0.0, 0,2, 0,4, 0,6 et 0,8). Les flèches noires représentent le champ extérieur, flèches blanches vers l'intérieur du champ. L'axe de rotation est un petit segment de ligne blanche près du sommet de chaque sphère. L'échelle à droite est en unités de 10 kG (par exemple 13,8 =138 kG). Crédit :Stefano Bagnulo, John Landstreet et Oleg Kochuckov
L'intérêt s'est accru ces dernières années pour obtenir une vue d'ensemble claire de l'occurrence et des caractéristiques des champs magnétiques sur l'ensemble du diagramme de Herzsprung-Russell. Un exemple très intéressant est celui des champs magnétiques qui se produisent dans environ 10% des naines blanches, dont la force varie d'environ 1kG (1 kiloGauss ou 0,1 Tesla) à près de 1000 MG.
La spectropolarimétrie étant la plus sensible des méthodes de découverte de terrain disponibles, les astronomes ont utilisé ISIS sur le télescope William Herschel (WHT), FORS sur le Very Large Telescope (VLT), et Espadons sur le télescope Canada-France-Hawaï (CFHT). Chacun de ces instruments a des atouts spécifiques.
ISIS et FORS sont particulièrement bien adaptés à la détection de champs très faibles dans des zones relativement faibles (V> 14) naines blanches. Remarquablement, car ISIS peut faire de la spectropolarimétrie à un pouvoir de résolution optimal autour de la raie Halpha dans le rouge, il est possible d'obtenir les mesures de terrain les plus sensibles, même si la surface du télescope ne représente qu'un quart de celle du VLT. L'enquête ISIS en cours pour trouver plus de naines blanches à champ faible a le potentiel d'améliorer considérablement la connaissance de la distribution réelle des intensités de champ magnétique parmi les naines blanches, fournir des exemples plus brillants d'étoiles à champ faible pour une modélisation et une analyse détaillées, et pour nous aider à comprendre si les champs magnétiques se dégradent pendant le refroidissement de la naine blanche ou si certains processus génèrent un nouveau flux magnétique.
