Obrazowanie dopplerowskie - Doppler imaging

Nie mylić z USG Dopplera .

Niejednorodne struktury na powierzchniach gwiazd, tj. Różnice temperatur, skład chemiczny lub pola magnetyczne , powodują charakterystyczne zniekształcenia w liniach widmowych na skutek efektu Dopplera . Zniekształcenia te będą poruszać się po profilach linii widmowych z powodu rotacji gwiazdy. Technika rekonstrukcji tych struktur na powierzchni gwiazdy nazywa się obrazowaniem dopplerowskim i często opiera się na rekonstrukcji obrazu maksymalnej entropii w celu znalezienia obrazu gwiazdy. Ta technika daje najbardziej płynny i najprostszy obraz, który jest zgodny z obserwacjami.

Aby zrozumieć pole magnetyczne i aktywność gwiazd, badania Słońca nie są wystarczające. Dlatego konieczne są badania innych gwiazd. W gwiazdach od dawna obserwuje się okresowe zmiany jasności, które wskazują na chłodniejsze lub jaśniejsze plamy na powierzchni. Plamy te są większe niż te na Słońcu i zajmują do 20% powierzchni gwiazdy. Plamy o podobnej wielkości, jak te na Słońcu, prawie nie powodowałyby zmian intensywności. Aby zrozumieć strukturę pola magnetycznego gwiazdy, nie wystarczy wiedzieć, że plamy istnieją, ponieważ ważne jest również ich położenie i zasięg.

Historia

Obrazowanie dopplerowskie zostało po raz pierwszy użyte do zmapowania właściwości chemicznych na powierzchni gwiazd Ap . Do mapowania plam gwiezdnych został po raz pierwszy użyty przez Stevena Vogta i Donalda Penroda w 1983 r., Kiedy wykazali, że w profilach linii aktywnej gwiazdy podwójnej HR 1099 (V711 Tau) można było zaobserwować sygnatury gwiazd ; na tej podstawie mogli uzyskać obraz powierzchni gwiazdy.

Kryteria obrazowania dopplerowskiego

Aby móc korzystać z techniki obrazowania dopplerowskiego, gwiazda musi spełniać określone kryteria.

  • Rotacja gwiazd musi być efekt dominującą rozszerzalne linii widmowych, .
Przewidywana równikowa prędkość obrotowa powinna wynosić co najmniej . Jeśli prędkość jest niższa, rozdzielczość przestrzenna ulega pogorszeniu, ale różnice w profilu linii mogą nadal dostarczać informacji o obszarach o wyższych prędkościach. Przy bardzo dużych prędkościach linie stają się zbyt płytkie, aby można było rozpoznać punkty.
  • Nachylenie kątowe, I , korzystnie powinny zawierać się pomiędzy 20 -70.
Gdy i = 0˚, gwiazda jest widziana z bieguna, a zatem nie ma składowej liniowej prędkości obrotowej, czyli efektu Dopplera. Patrząc na równik, i = 90˚ obraz Dopplera uzyska symetrię lustrzanego odbicia, ponieważ nie można rozróżnić, czy plama znajduje się na półkuli północnej czy południowej. Ten problem będzie się pojawiał zawsze, gdy i ≥70˚; Obrazy dopplerowskie są nadal możliwe do uzyskania, ale trudniejsze do interpretacji.

Podstawy teoretyczne

W najprostszym przypadku ciemne plamy gwiezdne zmniejszają ilość światła pochodzącego z jednego określonego regionu; powoduje to spadek lub wycięcie w linii widmowej. Gdy gwiazda się obraca, karb najpierw pojawi się po stronie fal krótkich, kiedy stanie się widoczny dla obserwatora. Następnie przesunie się w poprzek profilu linii i zwiększy rozmiar kątowy, ponieważ plamka jest widziana bardziej twarzą do gwiazdy, maksimum występuje wtedy, gdy plamka przechodzi przez południk gwiazdy . Odwrotna sytuacja dzieje się, gdy plamka przesuwa się na drugą stronę gwiazdy. Miejsce ma swoje maksymalne przesunięcie Dopplera dla;

Gdzie l to szerokość geograficzna, a L to długość geograficzna. Zatem sygnatury z plam na wyższych szerokościach geograficznych będą ograniczone do środków linii widmowych, co będzie również występować, gdy oś obrotu nie jest prostopadła do linii wzroku. Jeśli plamka znajduje się na dużej szerokości geograficznej, możliwe jest, że będzie zawsze widoczna, w takim przypadku zniekształcenie w profilu linii będzie się przesuwać w przód iw tył i zmieni się tylko wielkość zniekształcenia.

Obrazowanie dopplerowskie można również wykonać w celu zmiany obfitości chemicznej na powierzchni gwiazdy; mogą one nie powodować nacięć w profilu linii, ponieważ mogą być jaśniejsze niż reszta powierzchni, zamiast tego powodują zagłębienie się profilu linii.

Obrazowanie Zeemana-Dopplera

Obrazowania Zeemana Dopplera jest odmianą techniki dopplerowskie, stosując okrągłą i liniowej informacji polaryzacji zobaczyć małe zmiany w długości fali i kształtowniki, które występują, gdy pole magnetyczne jest obecny.

Gwiazdy binarne

Innym sposobem określenia i zobaczenia zasięgu gwiezdnych plam jest badanie gwiazd, które są układami podwójnymi . Wtedy problem z i = 90 ° zostaje zredukowany i można poprawić odwzorowanie powierzchni gwiazdy. Kiedy jedna z gwiazd przejdzie przed drugą, nastąpi zaćmienie , a plamy gwiazd na zaćmionej półkuli spowodują zniekształcenie krzywej zaćmienia, ujawniając położenie i rozmiar plam. Ta technika może być używana do znajdowania zarówno ciemnych (chłodnych), jak i jasnych (gorących) punktów.

Zobacz też

Bibliografia

  1. Vogt i in. (1987), „Dopplerowskie obrazy obracających się gwiazd przy użyciu maksymalnej rekonstrukcji obrazu entropii” , ApJ, 321, 496V
  2. Vogt, Steven S. i G. Donald Penrod, „Doppler Imaging of spotted stars - Application to the RS Canum Venaticorum star HR 1099” w Astronomical Society of the Pacific, Symposium on the Renaissance in High-Resolution Spectroscopy - New Techniques, New Frontiers, Kona, HI, 13–17 czerwca 1983 r. Publikacje Towarzystwa Astronomicznego Pacyfiku, t. 95, wrzesień 1983, s. 565–576.
  3. Strassmeier, (2002 ), „Doppler images of starspots” , AN, 323, 309S
  4. Korhonen i in. (2001), „Pierwsze zbliżenie„ zjawiska flip-flop in a single star ” , A&A, 379L, 30K
  5. SVBerdyugina (2005), „Starspots: A Key to the Stellar Dynamo” , Living Reviews in Solar Physics, vol. 2, nie. 8
  6. KGStrassmeier (1997), „Aktive sterne. Laboratorien der solaren Astrophysik” , Springer, ISBN  3-211-83005-7
  7. Gray, „The Observation and Analysis of Stellar Photospheres” , 2005, Cambridge University Press, ISBN  0521851866
  8. Collier Cameron i in., „Mapowanie plam gwiazd i pól magnetycznych na chłodnych gwiazdach”