A csillagmágneses tér egy mágneses mező , amelyet a plazma mozgása generál egy csillag belsejében . A csillag mágneses tere a kompakt tárgyat körülvevő mágneses mezőre is utalhat .
A csillag mágneses mezője létrehozza a csillagok magnetoszféráját . Ez utóbbi energiák több jelenségéhez kapcsolódik, például egy korona előállításához , egy szélhez vagy egy kitöréshez .
A csillag mágneses mezője a Zeeman-effektus segítségével mérhető . Normális esetben az atomok elnyelnek bizonyos elektromágneses frekvenciákat, amelyek abszorpciós vonalakat hoznak létre a megfigyelt spektrumban. De amikor ezek az atomok mágneses mezőnek vannak kitéve, ezek az elnyelt spektrális vonalak több, frekvenciában eltolt komponensre oszlanak. A kibocsátott vagy elnyelt fény szintén polarizált és iránya tehát a mágneses mező tájékozódásától függ.
A csillag mágneses terét spektroparariméterrel , spektrográfból és polariméterrel ellátott műszerrel mérjük . Az első ilyen eszköz a NARVAL volt, amelyet a Midi-Pyrénées Obszervatórium Bernard Lyot távcsövére szereltek .
A mágneses teret generáló csillagok közül először megkülönböztetünk úgynevezett "hideg" vagy nem túl masszív csillagokat, amelyek felületi hőmérséklete 6500 K alatt van, és amelyek tömege nem haladja meg az 1,5 naptömeget. Ezeknek a csillagoknak a mágneses terét a dinamóhatás váltja ki . Ezek a csillagok "aktívak", vagyis bizonyos számú, a mágneses térhez kapcsolódó energetikai jelenségnek a helyei, például egy korona, egy szél vagy egy kitörés keletkezéséhez. Csillagok helyeken is arról tanúskodnak, hogy az aktivitást. Így ezeknek a foltoknak a mérete és száma a csillag aktivitásától függ, maga a csillag forgási sebességének függvénye.
A kompakt, gyorsan forgó csillagászati tárgyak ( fehér törpék , neutroncsillagok és fekete lyukak ) rendkívül erős mágneses terekkel rendelkeznek.
A neutron csillag egy nagyon erős mágneses mező egy Magnetár , eredő mag-összeomló Supernova . Az ilyen típusú csillagok létezését 1998-ban megerősítették az SGR 1806-20 csillag tanulmányozásával .
A szolárdinamó elmélete szerint a csillag mágneses tere a csillag konvekciós zónáján belül, a tachoclin magasságában keletkezik . Míg a csillag differenciálisan forog , a mágnesesség toroidális tér (in) formájában jelenik meg .
Szinte az összes égitest mágneses tere egybeesik a forgás irányával. Van néhány kivétel, például néhány pulzár .
A csillagfoltok intenzív mágneses aktivitású régiók a csillag felületén. Ezek a csillag konvekciós zónájában képződő mágneses fluxuscsövek látható elemét képezik . A koronahurkok csillagfoltok felett alakulhatnak ki, követve a mágneses mező vonalait, amelyek a napkoronába nyúlnak . A hurkok így egymillió Kelvin nagyságrendű hőmérsékletre melegíthetik a koronát .
A mágneses térrel rendelkező csillag mágnesgömböt generál és forgatását hajtja végre. A terepi vonalak összekapcsolják a mágneses pólusokat, így zárt hurkot alkotnak. Ez a magnetoszféra kiragadja a töltött részecskéket a csillagszélből, amikor áthalad azokon a területeken, ahol a mágneses mező erősebb. Ezek aztán a terepi vonalak mentén mozognak.
A magnetoszféra által magába foglalott napszelek által kibocsátott anyag a csillag körül aggregálódik, ami a szögimpulzus átadását okozza a csillagból a környező térbe, és ennek következtében lelassul a csillag forgása. Minél gyorsabb a forgás, annál nagyobb az anyagveszteség mértéke, ezért annál nagyobb a sebességveszteség. Azonban még akkor is, ha a csillag szögletessége csökken, nem érheti el a nullát.