Az Uwe Wolter (Hamburg Observatory) vezette csoport az ESO VLT
távcsőegyüttesének Kueyen teleszkópján üzemelő UVES (Uv Visual Echelle Spectrograph) spektrográfját és az XMM-Newton röntgenteleszkópot használta a BO Mic jelzésű, K színképtípusú fiatal vörös törpe megfigyelésére. A kutatóknak az ún. Doppler-leképezés (Doppler imaging) segítségével sikerült a csillag felszínén több folt és egy röntgenfler elhelyezkedését rekonstruálni. A foltok közül néhány a Föld felé eső északi pólus közelében található, a legtöbb azonban aszimmetrikusan oszlik el a közepes szélességeken.
A fiatal törpe a Microscopium csillagképben, a Földtől 150 fényévre található. Kora 30 millió év, tömege a Napénak 90%-a. Tengelyforgási ideje mindössze 9 óra körüli, azaz körülbelül 66-szor gyorsabban forog, mint a Nap, s ennek következtében mágneses terének erőssége, s aktivitása is jóval nagyobb csillagunkénál. (Az angol nyelvű szakirodalomban elterjedt "beceneve" Speedy Mic, utalva a csillagok világában ultragyorsnak tekinthető forgás szélsőséges sebességére.)
A BO Mic Doppler-térképe a tengelyforgás különböző fázisaiban. A színek a foltokkal való fedettséget illusztrálják (fekete: 100%, sötét narancs: 67%, világos narancs: 33%). A kék kör röntgenfler helye. A hosszúsági és szélességi körök lépésköze 30 fok.
[Wolter és társai]
A csillagok felszínéről direkt felvételt nem tudunk készíteni. A BO Mic esetében a foltok direkt detektálásához elképesztő méretű, 400 km tükörátmérőjű teleszkópra lenne szükség! (Egy ilyen eszközzel a Földről lefényképezhető lenne Neil Armstrong lábnyoma a Hold felszínén.) Az optikai tartományban ilyen méretű interferométer sem áll rendelkezésünkre, ezért 1983-as kifejlesztése óta a csillagok felszínének modellezésére a Doppler-leképezés a legjobb eszköz. (Optikai interferometriával sikerült már részleteket feltárni egy csillag, az Altair felszínén, de annak távolsága "csak" 15 fényév.)
A Doppler-leképezés során a gyorsan forgó csillagok
színképvonal-profiljaiban bekövetkező, a csillag felszínén található foltok által okozott általában kicsiny változásokból próbálják a foltok helyzetét rekonstruálni. A színképvonal profilján a foltokra utaló huplik, eltorzulások a forgási periódusnak megfelelő ütemben vándorolnak. Az eljárás alkalmazhatóságához a forgási periódust nagyjából egyenletes eloszlással lefedő nagyfelbontású színképek sorozata szükséges. A BO Mic esetében ehhez 142 UVES spektrum állt rendelkezésre, ezek némi átfedéssel két teljes forgási periódust öleltek fel.
A BO Mic röntgenészlelései alapján a megfigyelés alatt több
röntgenfler is kitört a csillag felszínén, egyik esetében a
Doppler-leképezés technikáját használva az UVES spektrumokból a
csillagrajzi helyzetét is meg tudták állapítani. A röntgenfler
körülbelül 4 órán keresztül volt detektálható, s energiája a legnagyobb napflerek energiájának százszorosát is meghaladta. A flerrel kapcsolatos legérdekesebb dolog, hogy a Napnál tapasztaltakkal ellentétben a helye nem kapcsolódott a detektált csillagfoltokéhoz, távol volt a legaktívabb foltcsoportoktól. Elképzelhető esetleg, hogy a fler az egyenlítőtől délre tört ki, ahol a Doppler-leképezés eredménye bizonytalan, mivel ez a terület közel van a csillagkorong széléhez, s a hozzá kötődő foltcsoport ezért nem detektálható. A Hα és a Ca K vonalában végzett megfigyelésekből Wolterék mégis inkább azt
valószínűsítik, hogy a fler az északi féltekén jelent meg, azaz a
keresett foltcsoport vagy a déli féltekén rejtőzik, vagy – ami
valószínűbb – nem létezik.
Születése után minden bizonnyal a Nap is jóval gyorsabban forgott, mint ma, így a BO Mic csillaghoz hasonló aktív objektumok tanulmányozása segíthet abban, hogy képet alkothassunk központi csillagunk fiatalkori tulajdonságairól és viselkedéséről.
Az eredményeket részletező szakcikk az Astronomy & Astrophysics c. folyóiratban fog megjelenni.
Forrás: ESO PR 53/07, 2007.12.19.
Ajánlott oldalak:
- A csillagok színképe
- Foltos csillagok kutatása az MTA KTM CSKI-ben (Fiz. Szem. 1999. december)
- Ismertető a Doppler-leképezésről (angolul)