Origin of magnetism in early-type stars
De acuerdo a nuestro entendimiento de la evolución estelar, las estrellas de tipo temprano poseen envolturas radiativas y núcleos convectivos debido a un fuerte gradiente de temperatura producido por el ciclo CNO. Algunas de estas estrellas (principalmente, las subclases Ap y Bp) tienen fuertes camp...
| Autores principales: | , , , , , |
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| Formato: | Articulo |
| Lenguaje: | Inglés |
| Publicado: |
2023
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| Materias: | |
| Acceso en línea: | http://sedici.unlp.edu.ar/handle/10915/164172 |
| Aporte de: |
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I19-R120-10915-1641722024-03-25T20:02:41Z http://sedici.unlp.edu.ar/handle/10915/164172 Origin of magnetism in early-type stars Hidalgo, Juan Pablo Käpylä, Petri Ortiz Rodríguez, Carolina Angélica Navarrete, Felipe Toro, Bárbara Schleicher, Dominik 2023-08 2024-03-25T13:18:06Z en Ciencias Astronómicas stars: magnetic field stars: massive magnetohydrodynamics (MHD) dynamo De acuerdo a nuestro entendimiento de la evolución estelar, las estrellas de tipo temprano poseen envolturas radiativas y núcleos convectivos debido a un fuerte gradiente de temperatura producido por el ciclo CNO. Algunas de estas estrellas (principalmente, las subclases Ap y Bp) tienen fuertes campos magnéticos, lo suficiente para ser observados por el efecto Zeeman. Aquí, presentamos simulaciones magnetohidrodinámicas en 3D de una estrella tipo A con 2 M⊙ utilizando el modelo star-in-a-box. Nuestra meta es explorar si la estrella modelada es capaz de mantener un campo magnético tan fuerte como los observados, a través de un dínamo en su núcleo convectivo, o manteniendo una configuración estable de un campo fósil proveniente de una etapa evolucionaría temprana, usando diferentes velocidades de rotación. Creamos dos modelos, uno parcialmente radiativo y otro totalmente radiativo, que están determinados por el valor de la conductividad térmica. Nuestro modelo es capaz de explorar ambos escenarios, con dínamos relevantes impulsados por convección. According to our understanding of stellar evolution, early-type stars have radiative envelopes and convective cores due to a steep temperature gradient produced by the CNO cycle. Some of these stars (mainly, the subclasses Ap and Bp) have strong magnetic fields, enough to be directly observed using the Zeeman effect. Here, we present 3D magnetohydrodynamic simulations of an 2 M⊙ A-type star using the star-in-a-box model. Our goal is to explore if the modeled star is able to maintain a magnetic field as strong as the observed ones, via a dynamo driven by its convective core, or via maintaining a stable fossil field configuration coming from its early evolutionary stages, using different rotation rates. We created two models, a partially radiative and a fully radiative one, which are determined by the value of the heat conductivity. Our model is able to explore both scenarios, including convection-driven dynamos. Asociación Argentina de Astronomía Articulo Articulo http://creativecommons.org/licenses/by-nc-sa/4.0/ Creative Commons Attribution-NonCommercial-ShareAlike 4.0 International (CC BY-NC-SA 4.0) application/pdf |
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Universidad Nacional de La Plata |
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De acuerdo a nuestro entendimiento de la evolución estelar, las estrellas de tipo temprano poseen envolturas radiativas y núcleos convectivos debido a un fuerte gradiente de temperatura producido por el ciclo CNO. Algunas de estas estrellas (principalmente, las subclases Ap y Bp) tienen fuertes campos magnéticos, lo suficiente para ser observados por el efecto Zeeman. Aquí, presentamos simulaciones magnetohidrodinámicas en 3D de una estrella tipo A con 2 M⊙ utilizando el modelo star-in-a-box. Nuestra meta es explorar si la estrella modelada es capaz de mantener un campo magnético tan fuerte como los observados, a través de un dínamo en su núcleo convectivo, o manteniendo una configuración estable de un campo fósil proveniente de una etapa evolucionaría temprana, usando diferentes velocidades de rotación. Creamos dos modelos, uno parcialmente radiativo y otro totalmente radiativo, que están determinados por el valor de la conductividad térmica. Nuestro modelo es capaz de explorar ambos escenarios, con dínamos relevantes impulsados por convección. |
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