Feltérképezték egy ultragyorsan forgó csillag foltjait és röntgenkitöréseit

759

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:

Hozzászólás

hozzászólás