En astrofísica , la imagen Zeeman-Doppler es una técnica tomográfica dedicada a la cartografía de campos magnéticos estelares , así como al brillo de la superficie y las distribuciones de temperatura.
Este método aprovecha la capacidad de los campos magnéticos para polarizar la luz emitida (o absorbida) en líneas espectrales formadas en la atmósfera estelar (el efecto Zeeman ). La modulación periódica de las firmas de 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 las líneas de emisión de estrellas variables cataclísmicas . [1] Esta técnica se basa en el principio de reconstrucción de imágenes de máxima entropía ; produce la geometría del 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 proporciona información sobre la geometría de los grandes arcos que los campos magnéticos pueden desarrollar sobre las superficies estelares. Para recopilar las observaciones relacionadas con las imágenes Zeeman-Doppler, los astrónomos utilizan espectropolarímetros estelares como ESPaDOnS [3] en CFHT en Mauna Kea ( Hawái ), 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 fiable, ya que la reconstrucción de los mapas del campo magnético con diferentes algoritmos produce resultados casi idénticos, incluso con conjuntos de datos mal muestreados. [6] Sin embargo, se ha demostrado, tanto a partir de simulaciones numéricas [7] como de observaciones, [8] 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. Con espectropolarímetros más modernos como el recientemente instalado SPIRou [9] en CFHT y CRIRES+, [10] actualmente en proceso de instalación, en el Very Large Telescope ( Chile ) la sensibilidad a la polarización lineal aumentará, permitiendo estudios más detallados de estrellas geniales en el futuro.
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