Imagem Doppler - Doppler imaging

Estruturas não homogêneas em superfícies estelares, ou seja, diferenças de temperatura, composição química ou campos magnéticos , criam distorções características nas linhas espectrais devido ao efeito Doppler . Essas distorções se moverão pelos perfis de linha espectral devido à rotação estelar. A técnica para reconstruir essas estruturas na superfície estelar é chamada de imagem Doppler , geralmente baseada na reconstrução da imagem de Entropia Máxima para encontrar a imagem estelar. Essa técnica fornece a imagem mais suave e simples que é consistente com as observações.

Para entender o campo magnético e a atividade das estrelas, os estudos do Sol não são suficientes. Portanto, estudos de outras estrelas são necessários. Mudanças periódicas no brilho têm sido observadas há muito tempo em estrelas, o que indica manchas estelares mais frias ou mais brilhantes na superfície. Essas manchas são maiores que as do Sol, cobrindo até 20% da estrela. Pontos com tamanho semelhante aos do Sol dificilmente dariam origem a mudanças de intensidade. Para entender a estrutura do campo magnético de uma estrela, não é suficiente saber que existem pontos porque sua localização e extensão também são importantes.

História

A imagem Doppler foi usada pela primeira vez para mapear peculiaridades químicas na superfície das estrelas Ap . Para mapear manchas estelares, foi usado pela primeira vez por Steven Vogt e Donald Penrod em 1983, quando eles demonstraram que as assinaturas de manchas estelares eram observáveis ​​nos perfis de linha da estrela binária ativa HR 1099 (V711 Tau); a partir disso, eles poderiam derivar uma imagem da superfície estelar.

Critérios para imagens Doppler

Para poder usar a técnica de imagem Doppler, a estrela precisa atender a alguns critérios específicos.

• A rotação estelar precisa ser o efeito dominante, ampliando as linhas espectrais .${\ textstyle V \ sin i = 10-100 ~ {\ mbox {km}} \, {\ mbox {s}} ^ {- 1}}$

A velocidade de rotação equatorial projetada deve ser de pelo menos . Se a velocidade for menor, a resolução espacial é degradada, mas variações no perfil da linha ainda podem fornecer informações de áreas com velocidades mais altas. Para velocidades muito altas, ., As linhas se tornam muito rasas para reconhecer pontos.${\ displaystyle V \ sin i> 10 ~ {\ mbox {km}} \, {\ mbox {s}} ^ {- 1}}$${\ displaystyle V \ sin i> 100 ~ {\ mbox {km}} \, {\ mbox {s}} ^ {- 1}}$

• O ângulo de inclinação , i , deve ser preferencialmente entre 20˚-70˚.

Quando i = 0˚ a estrela é vista do pólo e, portanto, não há componente da linha de visão da velocidade de rotação, ou seja, nenhum efeito Doppler. Quando visto no equador, i = 90˚, a imagem Doppler obterá uma simetria espelhada, uma vez que é impossível distinguir se um ponto está no hemisfério norte ou sul. Este problema sempre ocorrerá quando i ≥70˚; As imagens Doppler ainda são possíveis de obter, mas mais difíceis de interpretar.

Base teórica

No caso mais simples, as manchas estelares escuras diminuem a quantidade de luz proveniente de uma região específica; isso causa uma queda ou entalhe na linha espectral. À medida que a estrela gira, o entalhe aparecerá primeiro no lado do comprimento de onda curto quando se tornar visível para o observador. Em seguida, ele se moverá ao longo do perfil da linha e aumentará em tamanho angular, visto que o ponto é visto mais de frente, o máximo é quando o ponto passa pelo meridiano da estrela . O oposto acontece quando o ponto se move para o outro lado da estrela. O ponto tem seu deslocamento Doppler máximo para;

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

Onde l é a latitude e L é a longitude. Assim, assinaturas de pontos em latitudes mais altas serão restritas aos centros das linhas espectrais, o que também ocorrerá quando o eixo de rotação não for perpendicular à linha de visão. Se o ponto estiver localizado em alta latitude, é possível que sempre seja visto; nesse caso, a distorção no perfil da linha se moverá para frente e para trás e apenas a quantidade de distorção mudará.

A imagem Doppler também pode ser feita para alterar as abundâncias químicas na superfície estelar; estes podem não dar origem a entalhes no perfil da linha, uma vez que podem ser mais brilhantes do que o resto da superfície, em vez de produzir uma depressão no perfil da linha.

Imagem Zeeman-Doppler

A imagem Zeeman-Doppler é uma variante da técnica de imagem Doppler, usando informações de polarização circular e linear para ver as pequenas mudanças no comprimento de onda e formas de perfil que ocorrem quando um campo magnético está presente.

Estrelas binárias

Outra maneira de determinar e ver a extensão das manchas estelares é estudar estrelas que são binárias . Então o problema com i = 90 ° é reduzido e o mapeamento da superfície estelar pode ser melhorado. Quando uma das estrelas passar na frente da outra, haverá um eclipse , e as manchas estelares no hemisfério eclipsado causarão uma distorção na curva do eclipse, revelando a localização e o tamanho das manchas. Essa técnica pode ser usada para localizar pontos escuros (frios) e brilhantes (quentes).

Veja também

• Starspot
• Imagem Zeeman-Doppler
• Estrela binária

Referências

1. Vogt et al. (1987), "Doppler images of rotating stars using maximum entropy image reconstruction" , ApJ, 321, 496V
2. Vogt, Steven S., & G. Donald Penrod, "Doppler Imaging of spotted stars - Application to the RS Canum Venaticorum star HR 1099" na Astronomical Society of the Pacific, Symposium on the Renaissance in High-Resolution Spectroscopy - New Techniques, New Frontiers, Kona, HI, 13-17 de junho de 1983 Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 95, setembro de 1983, p. 565–576.
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