Dopplerovské zobrazování - Doppler imaging

Nehomogenní struktury na hvězdných površích, tj. Teplotní rozdíly, chemické složení nebo magnetická pole , vytvářejí charakteristické zkreslení ve spektrálních čarách díky Dopplerovu jevu . Tato zkreslení se budou pohybovat napříč spektrálními profily díky hvězdné rotaci. Technika rekonstrukce těchto struktur na hvězdném povrchu se nazývá Dopplerovo zobrazování , často založené na rekonstrukci obrazu s maximální entropií k nalezení hvězdného obrazu. Tato technika poskytuje nejhladší a nejjednodušší obraz, který je v souladu s pozorováním.

Abychom pochopili magnetické pole a aktivitu hvězd, nestačí studie Slunce . Proto jsou nezbytné studie jiných hvězd. Pravidelné změny jasu byly dlouho pozorovány u hvězd, což naznačuje chladnější nebo jasnější hvězdné skvrny na povrchu. Tyto skvrny jsou větší než ty na Slunci a pokrývají až 20% hvězdy. Skvrny podobné velikosti jako ty na Slunci by těžko vedly ke změnám intenzity. Abychom pochopili strukturu magnetického pole hvězdy, nestačí vědět, že existují skvrny, protože jejich umístění a rozsah jsou také důležité.

Dějiny

Dopplerovské zobrazování bylo poprvé použito k mapování chemických zvláštností na povrchu hvězd Ap . Pro mapování hvězdných bodů to poprvé použili Steven Vogt a Donald Penrod v roce 1983, když prokázali, že podpisy hvězdných bodů byly pozorovatelné v liniových profilech aktivní binární hvězdy HR 1099 (V711 Tau); z toho mohli odvodit obraz hvězdného povrchu.

Kritéria pro dopplerovské zobrazování

Aby bylo možné použít Dopplerovu zobrazovací techniku, musí hvězda splňovat některá specifická kritéria.

• Hvězdné rotace musí být dominující vliv rozšiřující spektrální čáry, .${\ textstyle V \ sin i = 10-100 ~ {\ mbox {km}} \, {\ mbox {s}} ^ {- 1}}$

Promítnutá rovníková rychlost otáčení by měla být alespoň . Pokud je rychlost nižší, sníží se prostorové rozlišení, ale variace profilu čáry mohou stále poskytovat informace o oblastech s vyššími rychlostmi. Pro velmi vysoké rychlosti ... se čáry stanou příliš mělkými pro rozpoznávání skvrn.${\ displaystyle V \ sin i> 10 ~ {\ mbox {km}} \, {\ mbox {s}} ^ {- 1}}$${\ displaystyle V \ sin i> 100 ~ {\ mbox {km}} \, {\ mbox {s}} ^ {- 1}}$

• Sklonu úhel, i , by měla být přednostně v rozmezí od 20-70.

Když i = 0˚ je hvězda vidět z pólu, a proto neexistuje žádná přímočará složka rychlosti otáčení, tj. Žádný Dopplerův jev. Při pohledu na rovník, i = 90˚ získá Dopplerův obraz symetrii zrcadlového obrazu, protože není možné rozlišit, zda je bod na severní nebo jižní polokouli. K tomuto problému vždy dojde, když i ≥ 70˚; Dopplerovské obrazy je stále možné získat, ale jejich interpretace je obtížnější.

Teoretický základ

V nejjednodušším případě tmavé hvězdné body snižují množství světla přicházejícího z jedné konkrétní oblasti; to způsobí pokles nebo zářez ve spektrální čáře. Jak se hvězda otáčí, zářez se nejprve objeví na straně krátké vlnové délky, až bude viditelný směrem k pozorovateli. Poté se bude pohybovat napříč liniovým profilem a zvětší se úhlová velikost, protože místo je vidět více tváří v tvář, maximum je, když místo projde poledníkem hvězdy . Opak se stane, když se místo přesune na druhou stranu hvězdy. Spot má svůj maximální Dopplerův posun pro;

${\ displaystyle \ Delta \ lambda = v \ sin i \ cos l \ sin L ~ {\ mbox {km}} \, {\ mbox {s}} ^ {- 1}}$

Kde l je zeměpisná šířka a L je zeměpisná délka. Takže podpisy ze skvrn ve vyšších zeměpisných šířkách budou omezeny na středy spektrálních čar, k nimž také dojde, když osa otáčení nebude kolmá na přímku pohledu. Pokud je bod umístěn ve vysoké zeměpisné šířce, je možné, že bude vždy vidět, v takovém případě se zkreslení v profilu čáry bude pohybovat tam a zpět a změní se pouze velikost zkreslení.

Dopplerovské zobrazování může být také provedeno pro změnu množství chemikálií přes hvězdný povrch; tyto nemusí vést ke vzniku zářezů v liniovém profilu, protože mohou být jasnější než zbytek povrchu, místo toho mohou způsobit pokles v liniovém profilu.

Zeeman-Dopplerovo zobrazování

Zobrazovací Zeeman Dopplerův je varianta Doppler zobrazovací technikou, pomocí kruhové a lineární polarizace informace vidět malé posuny v vlnových délek a profily, které se objevují, když je přítomen magnetické pole.

Binární hvězdy

Dalším způsobem, jak určit a vidět rozsah hvězdných míst, je studovat hvězdy, které jsou dvojhvězdami . Poté se problém s i = 90 ° zmenší a může se zlepšit mapování hvězdného povrchu. Když jedna z hvězd projde před druhou, dojde k zatmění a hvězdné skvrny na zatažené polokouli způsobí zkreslení křivky zatmění, což odhalí umístění a velikost skvrn. Tuto techniku ​​lze použít k vyhledání tmavých (chladných) i světlých (horkých) míst.

Viz také

• Hvězdný bod
• Zeeman-Dopplerovo zobrazování
• Binární hvězda

Reference

1. Vogt a kol. (1987), „Dopplerovské obrazy rotujících hvězd pomocí maximální rekonstrukce entropického obrazu“ , ApJ, 321, 496V
2. Vogt, Steven S. a G. Donald Penrod, „Dopplerovské zobrazování tečkovaných hvězd - aplikace na hvězdu RS Canum Venaticorum HR 1099“ v Pacifické astronomické společnosti, sympozium o renesanci ve spektroskopii s vysokým rozlišením - nové techniky, nové Frontiers, Kona, HI, 13. – 17. Června 1983 Publikace Astronomické společnosti Pacifiku, sv. 95, září 1983, s. 565–576.
3. Strassmeier, (2002 ), „Dopplerovské obrazy hvězdných míst“ , AN, 323, 309S
4. Korhonen a kol. (2001), „První detail„ fenoménu klopného obvodu v jedné hvězdě “ , A&A, 379L, 30K
5. SVBerdyugina (2005), „Starspots: A Key to the Stellar Dynamo“ , Living Reviews in Solar Physics, sv. 2, č. 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 a kol., „Mapování hvězdných bodů a magnetických polí na chladné hvězdy“