La enana blanca WDJ165335.21-100116.33 es el núcleo enfriado de una estrella, del tamaño de la Tierra pero con la masa del Sol. En su superficie hay una inusual mancha caliente que aparece y desaparece. Durante mucho tiempo, los astrónomos no podían explicar por qué el brillo de la estrella cambiaba cada 80 horas. Nuevas observaciones con el telescopio VLT y el instrumento FORS2 han revelado que la estrella posee un campo magnético débil que se intensifica y se debilita.
El campo magnético de la estrella actúa como una mano invisible que comprime el gas en la atmósfera. Cuando el campo es más fuerte, el gas se calienta y comienza a brillar con más intensidad: así nace la mancha caliente. Al mismo tiempo, el brillo general de la estrella disminuye porque la mancha bloquea parte de la luz. Es como la sombra de una nube que oscurece el día, pero la nube misma brilla desde su interior.
Los científicos compararon esta estrella con otras enanas blancas similares. Resultó que en todas ellas el brillo y la intensidad de la luz cambian en oposición de fase, como un balancín: cuando un parámetro aumenta, el otro disminuye. Esto significa que todas estas estrellas funcionan con el mismo mecanismo: una mancha magnética en la superficie genera una región caliente sobre la estrella que brilla como un pequeño sol.
Ahora la estrella ha sido reclasificada oficialmente: ya no es simplemente "no magnética", sino que pertenece a la clase de enanas blancas débilmente magnéticas. Es la primera vez que se logra medir directamente el campo magnético de una estrella de este tipo. Esto implica que los campos magnéticos podrían estar presentes en muchas más enanas blancas de lo que se pensaba.
tal como lo escribieron los autores, en inglés arXiv:2603.12048
The small DAHe and DAe spectral classes comprise isolated, hydrogen-dominated atmosphere white dwarfs that exhibit variable photometric flux and Balmer line emission. These mysterious systems offer unique insight into the complex interplay between magnetic fields, stellar rotation and atmospheric activity in single white dwarfs. DAHe stars have detectable magnetic fields through Zeeman-split spectral lines, whereas DAe stars lack such splitting. We report the first discovery and characterisation of magnetism in the DAe white dwarf WDJ165335.21-100116.33 with new time-resolved spectropolarimetry from FORS2. We detect a weak but variable longitudinal magnetic field with values $$\langle B_z \rangle > -9.2 \pm 2.4$$ kG and $$\langle B_z \rangle < -2.2 \pm 1.0$$ kG. Independent ZTF and ATLAS photometry reveal a consistent period of P = 80.3070 $$\pm$$ 0.0007 h. Time-resolved optical spectroscopy obtained with six ground-based instruments demonstrates strong modulation in the strength of the H$$\alpha$$ and H$$\beta$$ Balmer line emission with P = 80.2922 $$\pm$$ 0.0108 h. The photometric flux and Balmer emission strength vary in antiphase, with the strongest magnetic detections coinciding with phases of low photometric flux and strong line emission. These characteristics support the theory that a magnetically active, temperature-inverted spot/region is producing an optically thin chromospheric emission region. Comparison with other DAe and DAHe white dwarfs reveals all systems have a strikingly similar antiphase phenomenology, reinforcing the theory that they are subject to a unified physical mechanism. With the detection of a weak magnetic field, we reclassify WDJ165335.21-100116.33 as a low-field DAHe white dwarf.
El campo magnético de esta estrella es miles de veces más débil que el de un imán típico de nevera, pero es suficiente para calentar el gas hasta decenas de miles de grados.