Допплеровская визуализация

Неоднородные структуры на поверхности звезд, то есть перепады температур, химического состава или магнитных полей , создают характерные искажения спектральных линий из-за эффекта Доплера . Эти искажения будут перемещаться по профилям спектральных линий из-за вращения звезды. Методика реконструкции этих структур на поверхности звезды называется доплеровской визуализацией и часто основана на реконструкции изображения с максимальной энтропией для поиска изображения звезды. Этот метод дает самое гладкое и простое изображение, соответствующее наблюдениям.

Чтобы понять магнитное поле и активность звезд, исследований Солнца недостаточно ; необходимы исследования других звезд. Периодические изменения яркости уже давно наблюдаются у звезд, что указывает на более холодные или более яркие звездные пятна на поверхности. Эти пятна крупнее, чем на Солнце, и покрывают до 20% звезды. Пятна такого же размера, как на Солнце, вряд ли вызовут изменение интенсивности. Чтобы понять структуру магнитного поля звезды, недостаточно знать, что пятна существуют, важно также их расположение и протяженность.

История

Доплеровская визуализация была впервые использована для картирования химических особенностей поверхности Ар-звезд . Для картирования звездных пятен его впервые использовали Стивен Фогт и Дональд Пенрод в 1983 году, когда они продемонстрировали, что признаки звездных пятен можно наблюдать в профилях линий активной двойной звезды HR 1099 (V711 Tau); благодаря этому они могли получить изображение поверхности звезды.

Критерии допплеровской визуализации

Чтобы иметь возможность использовать метод доплеровской визуализации, звезда должна соответствовать некоторым определенным критериям.

Вращение звезды должно быть доминирующим эффектом, расширяющим спектральные линии. ${\textstyle V\sin i=10-100~{\mbox{km}}\,{\mbox{s}}^{-1}}$ .

Проецируемая экваториальная скорость вращения должна быть не менее

V\sin i>10~{\mbox{km}}\,{\mbox{s}}^{-1}

. Если скорость ниже, пространственное разрешение ухудшается, но изменения профиля линии все равно могут дать информацию об областях с более высокими скоростями. Для очень высоких скоростей

V\sin i>100~{\mbox{km}}\,{\mbox{s}}^{-1}

., линии становятся слишком мелкими для распознавания пятен.

Угол наклона предпочтительно должен составлять от 20 ° i до 70°.

Когда i = 0˚, звезда видна с полюса и, следовательно, лучевая составляющая скорости вращения отсутствует, т. е. отсутствует эффект Доплера. Если смотреть на экватор, i = 90˚, допплеровское изображение приобретет зеркальную симметрию, поскольку невозможно отличить, находится ли пятно в северном или южном полушарии. Эта проблема всегда будет возникать, когда i ≥70˚; Допплеровские изображения все еще можно получить, но их сложнее интерпретировать.

Теоретическая основа

В простейшем случае темные звездные пятна уменьшают количество света, поступающего из одной конкретной области; это вызывает провал или провал в спектральной линии. По мере вращения звезды выемка сначала появляется на коротковолновой стороне , когда она становится видимой наблюдателю. звезды Затем оно будет перемещаться по профилю линии и увеличиваться в угловом размере, поскольку пятно видно ближе к лицу, максимум — когда пятно проходит меридиан . Обратное происходит, когда пятно перемещается на другую сторону звезды. Пятно имеет максимальное доплеровское смещение;

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

Где l — широта, а L — долгота. Таким образом, сигнатуры пятен на более высоких широтах будут ограничены центрами спектральных линий, что также будет происходить, когда ось вращения не перпендикулярна лучу зрения. Если пятно расположено на высокой широте, возможно, оно всегда будет видно, и в этом случае искажение профиля линии будет перемещаться вперед и назад, и изменится только величина искажения.

Допплеровскую визуализацию также можно получить для определения изменения содержания химических веществ на поверхности звезды; они не могут привести к образованию насечек на профиле линии, поскольку они могут быть ярче, чем остальная поверхность, вместо этого создавая провал в профиле линии.

Зееман-допплеровская визуализация

Зееман -допплеровская визуализация представляет собой вариант техники доплеровской визуализации, в которой используется информация о круговой и линейной поляризации, чтобы увидеть небольшие сдвиги длины волны и формы профиля, которые происходят при наличии магнитного поля.

Двойные звезды

Другой способ определить и увидеть размеры звездных пятен — изучить двойные звезды . Тогда задача с i =90° уменьшается и можно улучшить отображение поверхности звезды. Когда одна из звезд пройдет перед другой, произойдет затмение , а звездные пятна на затмеваемом полушарии вызовут искажение кривой затмения, обнажая расположение и размер пятен. Этот метод можно использовать для поиска как темных (прохладных), так и ярких (горячих) точек.

См. также

Ссылки

Фогт и др. (1987), «Допплеровские изображения вращающихся звезд с использованием реконструкции изображений с максимальной энтропией» , ApJ, 321, 496V.
Фогт, Стивен С. и Г. Дональд Пенрод, «Допплеровское изображение пятнистых звезд - применение к звезде RS Canum Venaticorum HR 1099» в Тихоокеанском астрономическом обществе, Симпозиум по Возрождению в спектроскопии высокого разрешения - новые методы, новые Frontiers, Кона, Гавайи, 13–17 июня 1983 г. Публикации Тихоокеанского астрономического общества, том. 95, сентябрь 1983 г., с. 565–576.
Штрассмайер, (2002 ), «Допплеровские изображения звездных пятен» , АН, 323, 309С.
Корхонен и др. (2001), «Первый крупный план феномена триггера в одиночной звезде» , A&A, 379L, 30K.
С.В.Бердюгина (2005), "Звездные пятна: ключ к звездному динамо" , Живые обзоры по солнечной физике, вып. 2, нет. 8
К.Г.Штрассмайер (1997), "Активные звезды. Лаборатории солнечной астрофизики" , Springer, ISBN 3-211-83005-7
Грей, «Наблюдение и анализ звездных фотосфер» , 2005, издательство Кембриджского университета, ISBN 0521851866
Коллиер Кэмерон и др., «Картирование звездных пятен и магнитных полей на холодных звездах»