En astrofísica , la imagen Zeeman-Doppler es una técnica tomográfica dedicada a la cartografía de los campos magnéticos estelares , así como del brillo superficial o de las manchas y distribuciones de temperatura.
Este método aprovecha la capacidad de los campos magnéticos para polarizar la luz emitida (o absorbida) en las líneas espectrales formadas en la atmósfera estelar ( efecto Zeeman ). La modulación periódica de las firmas Zeeman durante la rotación estelar se emplea para realizar una reconstrucción iterativa del campo magnético vectorial en la superficie estelar.
El método fue propuesto por primera vez por Marsh y Horne en 1988, como una forma de interpretar las variaciones de la línea de emisión de estrellas variables cataclísmicas . [1] Esta técnica se basa en el principio de reconstrucción de imágenes de máxima entropía ; produce la geometría de campo magnético más simple (como una expansión de armónicos esféricos ) entre las diversas soluciones compatibles con los datos. [2]
Esta técnica es la primera que permite reconstruir la geometría magnética vectorial de estrellas similares al Sol . Ahora ofrece la oportunidad de emprender estudios sistemáticos del magnetismo estelar y también está proporcionando información sobre la geometría de grandes arcos que los campos magnéticos son capaces de desarrollar sobre las superficies estelares. Para recoger las observaciones relacionadas con la imagen Zeeman-Doppler, los astrónomos utilizan espectropolarímetros estelares como ESPADOnS [3] en CFHT en Mauna Kea ( Hawai ), HARPSpol [4] en el telescopio de 3,6 m de ESO ( Observatorio La Silla , Chile ), así como NARVAL [5] en el telescopio Bernard Lyot ( Pic du Midi de Bigorre , Francia ).
La técnica es muy confiable, ya que la reconstrucción de los mapas de campo magnético con diferentes algoritmos produce resultados casi idénticos, incluso con conjuntos de datos pobremente muestreados. [6] Hace uso de observaciones espectropolarimétricas de series de tiempo de alta resolución ( espectros de parámetros de Stokes ). [7] Sin embargo, se ha demostrado, tanto a partir de simulaciones numéricas [8] como de observaciones, [9] que la intensidad y la complejidad del campo magnético se subestiman si no se dispone de espectros de polarización lineal a partir de las observaciones. Dado que las firmas de polarización lineal son más débiles en comparación con la polarización circular, sus detecciones no son tan confiables, particularmente para estrellas frías. Por lo tanto, las observaciones normalmente se limitan solo a los parámetros de Stokes IV. [10] Con espectropolarímetros más modernos como el recientemente instalado SPIRou [11] en CFHT y CRIRES+ [12] en el Very Large Telescope ( Chile ) la sensibilidad a la polarización lineal aumentará, lo que permitirá estudios más detallados de estrellas frías en el futuro.
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