Dopplerleképezés

A 4.5d. ábrán a HD 51066 6420 Å-ös tartományának egy reprezentatív spekt-rumán a felhasznált 5 f® térképez® vonal elhelyezkedése látható (a vonalak atomi paramétereit lásd a 3.1. táblázatban). A vékony vonallal felrajzolt G8IIIa MK standard csillag spektruma (v^sini ^2km_s ) a blendeket mutatja, amelyek a HD 51066 esetén a rotációs kiszélesedés miatti összemosódtak.

A Caⁱ6439.075Å tartományban a f®vonallal együtt 8, a Feⁱ6393.602 Å-ben 7, a Feⁱ6430.844Å-ben 8, a Feⁱ 6411.647Å-ben 8, a Feⁱ 6400.000 + 6400.314Å-ben pedig 6 leger®sebb blend gyelembevételével megfelel® illesztést lehetett elérni.

Korábbi szerz®k nehézségekbe ütköztek a Feⁱ 6411.647Å és a Feⁱ 6400.000 + 6400.314Å tartományok modellezésekor. Ennek részben a gyelembe nem vett blendek, részben a nem megfelel® atomi paraméterek alkalmazása volt az oka. A HD 51066 esetében a hullámhossztartományok felülvizsgálatával sikerült megbíz-hatóan modellezni ezeket a vonalakat is.

4.5.1. Az 1994-es adatsor

Az éves ciklusokon belül egyes vonal tartományok modellezésére egymástól füg-getlenül került sor. A szimultán fotometriai adatok minden vonal esetére - évenként a megfelel® adatsor (lásd a 4.1. ábrát) - ugyanazok voltak. A térképek el®állítása során maximum entrópia regularizációt használtunk. Mivel a legtöbb spektrosz-kópiai mérés (a legjobb fázislefedettség) az 1994-es esztend®ben volt, a Doppler leképezéssel történ® paramétermeghatározások erre az adatsorra történtek. Az 1994-es adatokból el®állított Dopplertérképek a 4.6. ábrán láthatóak. A 1995, 1996, 1997-es évek adataira a modellezések hasonló módon készültek.

A morfológiai vizsgálatokra azonban sokkal megfelel®bbek az egyes vonalakra kapott eredmények átlagolásával kapott h®mérséklettérképek.

4.5.2. Az átlagtérképek

Több vonalra is történ® illesztés esetén célszer¶ az egyes h®mérséklet-térképek súlyozatlan átlagát venni. Ez a valódi, minden térképen meglev® struktúrákat ki-emeli és a hamisakat elnyomja¹ Az eredményül kapott átlag térképek a 4.7. ábrán

1Hamis struktúrákat hozhatnak létre hibás atomi paraméterek, illetve a vonalprolok kozmi-kus beütést®l, id®szakosan megjelen® atmoszférikozmi-kus vonalaktól származó torzulásai.

4.5. Dopplerleképezés 71

láthatók. A következ®kben ezekhez az átlagtérképekhez f¶zök rövid magyarázatot.

72

A HD 51066 VIZSGÁLATA

4.6. ábra.

^(a-e) A HD 51066 1994. már-ciusi adatsorának modellezési eredményei 5 különböz® hullámhossztartományban. A paneleken fels® ábráin a Dopplertérképek láthatók pszeudo-Mercator vetületben, azo-nos h®mérsékleti skálán. A térképek vízszin-tes tengelye a hosszúságot, függ®leges ten-gelye a szélességet jelenti. A szélesség irány-ban az egyenlít® alá iinklinációig látunk.

A vetület tulajdonsága, hogy a pólus kör-nyéki részeket kiemeli (az egyetlen pontból álló pólust pl. egy vonallá húzza szét). A kö-zéps® ábrák a mért vonalprolokat (vertiká-lis szakaszok) és az illesztéseiket (folytonos vonal) mutatják. A vertikális szakasz hossza az adott ponthoz tartozó jel/zaj viszony re-ciprokával arányos. A prolok melletti szá-mok az észlelés fázisát adják meg. Hason-lóan, a térképek alatti nyilak a spektrá-lis mérések fázishelyzetét mutatják. Az alsó ábrákon aB ésV sz¶r®kkel készült szimul-tán fotometriai adatok (+) és azok illeszté-sei (folytonos vonal) láthatóak. a prolil-lesztések hibái négyzetösszegének gyöke.

1994

A négy év során a csillag 1994-ben volt a leghalványabb állapotában. A 4.7a.

Dopplertérképen egy dominánsT ⁸⁰⁰K h®mérséklet¶, enyhén elnyúlt poláris sapka látható, több alacsonyabb szélességeken elhelyezked® T ^{400 500}K h®mérséklet¶ folt mellett, amelyek esetenként összekapcsolódnak a poláris folttal és annak nyúlványait alkotják (pl. l ¹⁷⁰, l ²⁴⁰ hosszúságoknál). Ezt a HR 1099 esetében is talált struktúrát Vogt & Penrod (1983) a Nap koronalyukainak szerkezetével hozta analógiába². A poláris folt irányultságát a folt köré rajzolt ellipszissel emeltem ki. Az ellipszis középpontja a folt geometriai középpontján helyezkedik el.

1995

Az 1995. február-márciusi spektroszkópiai adatsor, bár jó eloszlású, de gyenge fázislefedettség¶. Mindösszesen 6 vonalprolból áll és egyidej¶ fotometria adatok sem álltak rendelkezésre. A fotometriai adatok (kontinuumszintek) illesztése pedig igen fontos a h®mérsékletskála helyes beállításához. Ez látható a térkép átlag-h®mérsékletén: a perturbálatlan fotoszféra h®mérséklete ²⁰⁰K-nel hidegebb a többi id®szak térképein megfelel®en rekonstruált eektív h®mérsékletnél. A kér-dés, hogy az 1995-ös Dopplertérkép valódi átlagfényesség csökkenést mutat-e. Az

2A foltmodellezés egyik tesztelése során is a Nap magaslégköri aktivitását hoztuk kapcsolatba a nagyobb aktivitást mutató csillagok fotoszférikus foltosodásával (Oláh et al. (1999a, 1999b)).

4.5. Dopplerleképezés 73

a) 1994

Homérséklet´´

b) 1995

Homérséklet´´

c) 1996

Homérséklet´´

d) 1997

Homérséklet´´

4.7. ábra.

Az ábrasorozat a bal oldali oszlopban a 4.6. ábrához hasonló pszeudo-Mercatorvetületben, a jobb oldali oszlopban pedig kisimított pólus nézetben mutatja a HD 51066 évenkénti átlagos Dopplertérképeit 1994-t®l 1997-ig (a-c). A pólus térképek körüli a számok a fázist, a nyilak a méréseket jelölik és a koncentrikus szélességi körök 30-ként követik egymást. Mindegyik térkép négy vas és egy kalciumvonal modellezésé-vel (lásd a 4.6. ábrát) kapott eredmények súlyozatlan átlaga. A Mercatortérképek alatti skála az átlagolásból számított, hosszúság mentén összegzett átlag értékeket jelenti.

A h®mérsékletskála minden térképen azonos. Az ábrasorozat f® jellegzetessége az 1994-t®l 1997-ig alacsonyabb szélességekre migráló és gyengül® poláris folt. A folt körülbelüli középponja köré rajzolt ellipszis a folt irányultságát és helyzetét emeli ki (lásd a szöveg-ben). Az azonos h®mérséklet skálával felrajzolt térképek az átlagfényesség változásáról is számot adnak.

74

A HD 51066 VIZSGÁLATA 1994-es adatsorra ezért egy tesztet végeztem el. A modellezést a fotometriai adat-sor nélkül is végrehajtottam, hogy lássam a fotometria mennyire befolyásolja a h®mérsékletskála alakulását. Az eredmény az 1995-ös térképhez hasonló volt: a perturbálatlan fotoszféra h®mérséklete lecsökkent, és a h®mérsékletskála nagyobb tartományra terjedt ki³. Ráadásul a Feⁱ 6411.647Å vonal a fotometriai adatok hiányában illeszthetetlenné vált. A megváltozott folt-fotoszféra kontraszt miatt a foltok látszólagos mérete megnövekedhet. A foltok pozíciójának meghatározása azonban így is helyes marad.

A poláris folt az 1995-ös Dopplertérképen is jellemz® forma. A foltból két nyúlvány ágazik kil⁼⁶⁰ésl⁼²⁴⁰ hosszúságoknál. A 4.7b. ábra pólustérképén világosan látszódik, hogy az 1994-es térképen még a póluson lev® folt elnyúltabbá vált, középpontjában alacsonyabb szélességek felé tolódott el és irányultsága is más lett. Az alacsonyabb szélességeken lev® kisebb h®mérsékletkontrasztú foltok eloszlása jelent®sen megváltozott, ezért valószín¶, hogy a stabilitásuk vizsgálatához túl hosszú az egyéves id®tartam.

1996

A fázis szerint egyenletesen eloszló 11 spektrum és 24 BV fotometriai pont 1996. januárjából megbízhatóbb modellezést tett lehet®vé. A csillag a 4 év során ekkor érte el fényességmaximumát, és a fotometriai változás amplitúdója is ekkor volt a legnagyobb. Az eredmény átlagtérképek a 4.7d. ábrán láthatók. Az eredeti poláris folt h®mérséklete tovább közelített a fotoszféra h®mérsékletéhez. Pozíciója és irányultsága is megváltozott az el®z® két évhez képest. Középpontja körülbelül

60

szélességre csúszott le. Az alacsonyabb szélességeken és az egyenlít® mentén továbbra is találunk foltokat.

1997

Az 1997. áprilisi adatsor szintén jó lefedettség¶, és szimultán fotometriai méré-sek is rendelkezésre álltak. A pólusról migráló folt mérete tovább csökkent és bele-olvadni látszott a közepes és alacsonyabb szélességek mentén elhelyezked® foltokba, amelyekb®l az el®z® évhez képest valamelyest több található. Az átlagh®mérséklet is kissé alacsonyabb lett, ezt alátámasztja a fotometriai viselkedés is, mely szerint mind az átlagfényesség, mind a változás amplitúdója csökkent.

4.6. A Dopplertérképek korrelációja,

In document 1. Az aktív csillagok általános leírása 1 (Pldal 76-80)