Zeeman – Dopplerovo zobrazování - Zeeman–Doppler imaging

Povrchové magnetické pole SU Aur (mladá hvězda Typ T Tauri ), rekonstruovaný pomocí nástroje Zeeman – Doppler Imaging

v astrofyzika, Zeeman – Dopplerovo zobrazování je tomografický technika věnovaná kartografie hvězdné magnetické pole, jakož i rozložení jasu a teploty povrchu.

Tato metoda využívá schopnosti magnetických polí k polarizovat světlo vyzařované (nebo absorbované) v spektrální čáry vytvořené ve hvězdné atmosféře ( Zeemanův efekt ). Periodická modulace Zeemanových podpisů během hvězdné rotace se používá k provedení iterativní rekonstrukce vektorový magnetické pole na hvězdném povrchu.

Metoda byla poprvé navržena Marshem a Hornem v roce 1988 jako způsob interpretace emisní potrubí variace kataklyzmatické proměnné hvězdy.[1] Tato technika je založena na princip maximální entropie rekonstrukce obrazu; poskytuje nejjednodušší geometrii magnetického pole (jako a sférické harmonické rozšíření) mezi různými řešeními kompatibilními s daty.[2]

Tato technika je první, která umožňuje rekonstrukci vektorové magnetické geometrie hvězd podobné slunce. Nyní nabízí příležitost provádět systematické studie hvězdného magnetismu a také poskytuje informace o geometrii velkých oblouků, které jsou magnetická pole schopna vyvíjet nad hvězdnými povrchy. Ke shromažďování pozorování souvisejících s Zeeman-Dopplerovým zobrazováním používají astronomové hvězdné spektropolarimetry jako ESPaDOnS [3] v CFHT na Mauna Kea (Havaj ), HARPSpol [4] na 3,6m dalekohled ESO (Observatoř La Silla, Chile ), stejně jako NARVAL[5] v Dalekohled Bernard Lyot (Pic du Midi de Bigorre, Francie ).

Tato technika je velmi spolehlivá, protože rekonstrukce map magnetického pole s různými algoritmy přináší téměř identické výsledky, a to i při špatně vzorkovaných souborech dat.[6] Ukázalo se to však z obou numerických simulací[7] a pozorování,[8] že síla a složitost magnetického pole je podceňována, pokud z pozorování není k dispozici spektrum lineární polarizace. Vzhledem k tomu, že lineární polarizační podpisy jsou ve srovnání s kruhovou polarizací slabší, jejich detekce nejsou tak spolehlivé, zejména u chladných hvězd. S modernějšími spektropolarimetry, jako je nedávno nainstalovaný SPIRou[9] ve společnosti CFHT and CRIRES +,[10] aktuálně v procesu instalace, na Velmi velký dalekohled (Chile ) se zvýší citlivost na lineární polarizaci, což v budoucnu umožní podrobnější studium chladných hvězd.

Reference

  1. ^ Marsh, T. R.; Horne, K. (1. listopadu 1988). „Obrázky akrečních disků - II. Dopplerova tomografie“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 235 (1): 269–286. Bibcode:1988MNRAS.235..269M. doi:10.1093 / mnras / 235.1.269.
  2. ^ Donati, J.-F .; Howarth, I.D .; Jardine, M. M .; Petit, P .; et al. (2006). „Překvapivá magnetická topologie τ Sco: zbytky fosilií nebo výstup dynama?“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 370 (2): 629–644. arXiv:astro-ph / 0606156. Bibcode:2006MNRAS.370..629D. doi:10.1111 / j.1365-2966.2006.10558.x. S2CID  7054292.
  3. ^ ESPaDOnS
  4. ^ http://www.astro.uu.se/~piskunov/RESEARCH/INSTRUMENTS/HARPSpol/
  5. ^ NARVAL
  6. ^ Hussain, G. A. J .; Donati, J.-F .; Collier Cameron, A .; Barnes, J. R. (11. listopadu 2000). „Srovnání snímků odvozených z nezávislých zobrazovacích kódů Zeeman Doppler“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 318 (4): 961–973. Bibcode:2000MNRAS.318..961H. doi:10.1046 / j.1365-8711.2000.03573.x.
  7. ^ Kochukhov, O .; Piskunov, N. (červen 2002). „Dopplerovské zobrazování hvězdných magnetických polí: II. Numerické experimenty“. Astronomie a astrofyzika. 388 (3): 868–888. doi:10.1051/0004-6361:20020300. ISSN  0004-6361.
  8. ^ Rosén, L .; Kochukhov, O .; Wade, G. A. (2015-05-29). „PRVNÍ ZEEMAN DOPPLER ZOBRAZUJE CHLAZENÍ HVĚZDY POUŽITÍM VŠECH ČTYŘI PARAMETRŮ STOKES“. Astrofyzikální deník. 805 (2): 169. doi:10.1088 / 0004-637X / 805/2/169. ISSN  1538-4357.
  9. ^ "SPIRou".
  10. ^ „CRIRES +“.

externí odkazy