Допплеровская визуализация - Doppler imaging

Неоднородные структуры на поверхности звезд, т.е. перепады температур, химический состав или магнитные поля, создают характерные искажения в спектральных линиях из-за Эффект Допплера. Эти искажения будут перемещаться по спектральная линия профили из-за вращения звезды. Методика восстановления этих структур на поверхности звезды называется Допплерография, часто на основе Максимальная энтропия реконструкция изображения для нахождения звездного изображения. Этот метод дает наиболее гладкое и простое изображение, совместимое с наблюдениями.

Чтобы понять магнитное поле и активность звезд, исследования солнце не достаточно. Следовательно, необходимы исследования других звезд. У звезд давно наблюдаются периодические изменения яркости, которые указывают на то, что они холоднее или ярче. звездные пятна на поверхности. Эти пятна больше, чем на Солнце, и покрывают до 20% звезды. Пятна такого же размера, как и на Солнце, вряд ли вызовут изменения интенсивности. Чтобы понять структуру магнитного поля звезды, недостаточно знать, что пятна существуют, потому что их местоположение и протяженность также важны.

История

Впервые допплеровская визуализация была использована для картирования химических особенностей на поверхности Ap звезды. Для картирования звездных пятен он был впервые использован Стивен Фогт и Дональд Пенрод в 1983 году, когда они продемонстрировали, что признаки звездных пятен наблюдаются в профилях линий активного двойная звезда HR 1099 (V711 Tau); отсюда они могли получить изображение поверхности звезды.

Критерии допплеровской визуализации

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

• В звездное вращение должен быть доминирующим эффектом уширения спектральных линий, ${ textstyle V sin i = 10-100 ~ { mbox {km}} , { mbox {s}} ^ {- 1}}$.

Прогнозируемая экваториальная скорость вращения должна быть не менее ${ Displaystyle В грех я> 10 ~ { mbox {км}} , { mbox {s}} ^ {- 1}}$. Если скорость ниже, пространственное разрешение ухудшается, но вариации профиля линии по-прежнему могут давать информацию об областях с более высокими скоростями. Для очень высоких скоростей ${ displaystyle V sin i> 100 ~ { mbox {km}} , { mbox {s}} ^ {- 1}}$., линии становятся слишком мелкими для распознавания пятен.

• В склонность угол, я, предпочтительно должно быть между 20˚ -70˚.

Когда я = 0˚ звезда видна с полюса и, следовательно, нет прямой видимости компоненты скорости вращения, т.е. нет эффекта Доплера. Если смотреть на экватор, я = 90˚, доплеровское изображение приобретет зеркальную симметрию, поскольку невозможно различить, находится ли пятно в северном или южном полушарии. Эта проблема всегда возникает, когда я ≥70˚; Доплеровские изображения все еще можно получить, но их труднее интерпретировать.

Теоретические основы

В простейшем случае темные звездные пятна уменьшают количество света, приходящего из одной конкретной области; это вызывает провал или выемку на спектральной линии. Когда звезда вращается, на коротком отрезке сначала появляется выемка. длина волны стороны, когда он становится видимым для наблюдателя. Затем он будет перемещаться по профилю линии и увеличиваться в угловом размере, поскольку пятно видно больше лицом к лицу, максимум - когда пятно проходит мимо звезды. меридиан. Обратное происходит, когда пятно перемещается на другую сторону звезды. Пятно имеет максимальное доплеровское смещение для;

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

Где л это широта и L Это 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, что оно всегда будет видно, и в этом случае искажение в профиле линии будет перемещаться вперед и назад, и изменится только величина искажения.

Доплеровское изображение также может быть выполнено для изменения химического состава на поверхности звезды; они могут не приводить к образованию выемок в профиле линии, поскольку они могут быть ярче, чем остальная поверхность, вместо этого создавая провал в профиле линии.

Зеемановско-доплеровская визуализация

В Зеемановско-доплеровская визуализация представляет собой вариант метода доплеровской визуализации, в котором используется информация о круговой и линейной поляризации, чтобы увидеть небольшие сдвиги в длине волны и форме профиля, которые происходят при наличии магнитного поля.

Бинарные звезды

Еще один способ определить и увидеть размер звездных пятен - изучить звезды, которые двоичные файлы. Тогда проблема с я = 90 ° уменьшается, и отображение поверхности звезды может быть улучшено. Когда одна из звезд проходит впереди другой, будет затмение, а звездные пятна на затменном полушарии вызовут искажение кривой затмения, показывая расположение и размер пятен. Этот метод можно использовать для поиска как темных (холодных), так и ярких (горячих) точек.

Смотрите также

• Звездное пятно
• Зеемановско-доплеровская визуализация
• Бинарная звезда

Рекомендации

1. Vogt et al. (1987),«Доплеровские изображения вращающихся звезд с использованием реконструкции изображения с максимальной энтропией», ApJ, 321, 496В
2. Фогт, Стивен С. и Г. Дональд Пенрод, "Доплеровское изображение пятнистых звезд - приложение к звезде RS Canum Venaticorum HR 1099" in Astronomical Society of the Pacific, Symposium on the Renaissance in High Resolution Spectroscopy - New Techniques, New Frontiers, Kona, HI, 13–17 июня 1983 г. Публикации Тихоокеанского астрономического общества, т. 95, сентябрь 1983 г., стр. 565–576.
3. Штрассмайер, (2002 ), "Доплеровские изображения звездных пятен", АН, 323, 309С
4. Korhonen et al. (2001), «Первый крупный план« шлепанца » явление в одиночной звезде ", A&A, 379L, 30K
5. С.В. Бердюгина (2005), "Звездные пятна: ключ к звездному динамо", Живые обзоры по солнечной физике, т. 2, вып. 8
6. К.Г. Штрассмайер (1997), "Aktive sterne. Laboratorien der solaren Astrophysik", Спрингер, ISBN  3-211-83005-7
7. Серый, «Наблюдение и анализ звездных фотосфер», 2005, Издательство Кембриджского университета, ISBN  0521851866
8. Collier Cameron et al., «Нанесение на карту звездных пятен и магнитных полей на холодных звездах»