Imágenes de Zeeman-Doppler

En astrofísica , la imagen Zeeman-Doppler es una técnica tomográfica dedicada a la cartografía de los campos magnéticos estelares , así como al brillo superficial o las manchas y las distribuciones de temperatura.

Este método aprovecha la capacidad de los campos magnéticos para polarizar la luz emitida (o absorbida) en las líneas espectrales que se forman en la atmósfera estelar (el efecto Zeeman ). La modulación periódica de las señales Zeeman durante la rotación estelar se utiliza 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 las 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 en armónicos esféricos ) entre las diversas soluciones compatibles con los datos. ^{[ 2 ]}

Esta técnica es la primera que permite la reconstrucción de la geometría magnética vectorial de estrellas similares al Sol . Ahora permite estudios sistemáticos del magnetismo estelar y proporciona información sobre la geometría de los grandes arcos formados por campos magnéticos sobre las superficies estelares. Para recopilar las observaciones relacionadas con la imagen Zeeman-Doppler, los astrónomos utilizan espectropolarímetros estelares como ESPaDOnS ^{[ 3 ]} en el CFHT en Mauna Kea ( Hawái ), HARPSpol ^{[ 4 ]} en el telescopio de 3,6 m del ESO ( Observatorio de 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 poco muestreados. ^{[ 6 ]} Utiliza observaciones espectropolarimétricas de series temporales 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 complejidad del campo magnético se subestiman si no se dispone de espectros de polarización lineal a partir de observaciones. Dado que las firmas de polarización lineal son más débiles en comparación con la polarización circular, sus detecciones no son tan fiables, 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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