來自Gaia DR2的晚型矮星新磁轉變的證據

自2018年4月25日第二次蓋亞數據發(fā)布以來，天體物理學家已經擁有了前所未有的豐富信息，不僅包括星系中恒星的距離和運動，還包括許多其他恒星參數，這些參數是通過利用船上的儀器來實現的。衛(wèi)星和任務的獨特特征。導出其距離和運動所需的同一恒星的多次觀測也產生了與恒星變化相關的參數。特別是表面上有斑點的恒星的數據與我們的太陽上的點相似，提供了有關它們的旋轉周期和表面磁場的信息。由表面磁場產生的恒星點在旋轉時調制恒星亮度，從而可以導出恒星。旋轉周期并提供其磁活動的指示。觀測到的大量恒星使得僅通過前22個月的蓋亞觀測就可以生成迄今為止最大的旋轉數據集，其旋轉周期和調制幅度大約為150,000個類太陽恒星。

當科學家們檢查了類太陽恒星的新蓋亞旋轉調制數據集時，他們預計調制幅度會隨著周期的增加而逐漸減少，可能是膝蓋分離了一個更快的旋轉，“飽和”狀態(tài)，其中磁力活動很弱取決于旋轉，從較慢的旋轉，“不飽和”狀態(tài)，其中磁活動更強烈地依賴于旋轉。實際上，這種趨勢的存在已經從地面觀測中得到了很好的證實，并且最近Kepler衛(wèi)星的觀測證實了這一點。然而，令他們驚訝的是，蓋亞的數據顯示出一種不同且完全出乎意料的畫面。豐富的數據使人們有可能第一次揭開數據的序幕，振幅 - 周期密度圖中不同表面不均勻性區(qū)域的特征。這些制度在這樣的圖表中產生數據聚類，只有蓋亞數據的豐富性才能揭示。

飽和狀態(tài)本身由兩個分支組成，分別為高振幅和低振幅，在旋轉周期短于約兩天時由明顯的間隙分開。低振幅分支也將自身分解成兩個團塊，顯示在旋轉周期短于半天的數據點過密度，這定義了超快旋轉器(UFR)，并且在大于約的時間段處的另一個過密度5天，與開普勒數據相比，被確定為不飽和體系的尖端。這些證據出乎意料地深刻地挑戰(zhàn)了我們對年輕類太陽恒星的磁旋轉演化的看法，并提出了一種新的方案。

更深入的調查顯示，高振幅分支是由尚未在核心中點燃氫的年輕恒星組成的。低振幅慢旋轉組中的恒星被識別為較老的不飽和恒星。超快旋轉器和高振幅分支上的較快恒星預計將成為點燃其核心中氫燃燒的尖端的恒星。

與之前的面板相同，注釋了三組，并且用箭頭表示了建議的新的磁旋轉演化軌跡。具有厚吸積盤(T Tauri)的年輕太陽能恒星位于高振幅分支上。從那里，恒星最終轉變?yōu)椴伙柡驼w。然而，如果旋轉導致它們幾乎達到分裂速度，它們會迅速地將其外觀改變?yōu)楦虞S對稱的表面斑點配置，這產生更小的旋轉調制幅度，從而填充超快旋轉器(UFR)組。從那里開始，恒星以較慢的速度向低振幅慢旋轉聚類演化，對應于非飽和狀態(tài)，其中破風主導著恒星旋轉。圖片來源：卡塔尼亞大學

除了產生斑點外，類太陽恒星中的表面磁場也是年齡增長時恒星旋轉的原因。實際上，磁場產生并控制恒星風，這消除了恒星的角動量。然而，在類太陽恒星的演化過程中有一個階段，它可以旋轉起來。年輕的太陽能恒星尚未在核心中點燃氫氣，因此傾向于旋轉。在這種收縮的早期階段，通過與行星形成的吸積盤的相互作用，角動量的損失阻止了旋轉。當行星開始形成并且盤中的氣體消散時，恒星隨后自由旋轉直到整個收縮階段結束。在那之后，旋轉停止并且恒星開始旋轉。

因此，將已知年齡和進化狀態(tài)的恒星放置在蓋亞振幅周期密度圖中，可以描繪年輕類太陽恒星的磁旋轉演化的新情景。在它們演化的早期階段，當它們被識別為具有厚吸積盤的 T Tauri型時，恒星位于高振幅分支上。當它們開始耗散它們的磁盤時，它們會旋轉，但仍然保持在高振幅分支上，直到它們點燃其核心中的氫燃燒并停止收縮。由于磁場引起的制動，恒星隨后向下旋轉，并向低振幅，慢旋轉器狀態(tài)移動。向慢旋轉，不飽和狀態(tài)的過渡有點不連續(xù)，如幅度中較低的密度所示 - 周期密度圖。這為文獻中最近提出的磁轉變的存在提供了觀察支持。

低振幅的超快旋轉器過密度的存在，與高振幅分支明顯分離，以及高振幅分支朝向非常短的時間段的密度降低，表明存在替代的磁旋轉演變，其中沒有蓋亞之前的證據。高振幅分支上的恒星旋轉接近其分裂速度(即當赤道處的離心力與重力相當時)經歷非?？焖俚拇胚^渡朝向更軸對稱的場配置，這導致調制的急劇減小振幅并使它們進入超快速旋轉器狀態(tài)。連接超快旋轉器組和低振幅慢旋轉器組的非常稀疏的人口表明恒星以較慢的速度旋轉，

因此，所有恒星最終會聚到低振幅慢旋轉分支，即達到不飽和狀態(tài)，其中磁化風制動控制恒星旋轉?？茖W界正在積極研究恒星旋轉的后期階段，因為它可以提供一種有效的方法來推導恒星在進化階段的年齡，而其他恒星參數變化非常小。在這方面，Gaia數據中發(fā)現的振幅雙峰有助于識別處于不飽和狀態(tài)的恒星，當時可以應用這種“陀螺儀年表”。