Inhomogeneous structures on stellar surfaces, i.e. temperature differences, chemical composition or magnetic fields, create characteristic distortions in the spectral lines due to the Doppler effect. These distortions will move across spectral line profiles due to the stellar rotation. The technique to reconstruct these structures on the stellar surface is called Doppler-imaging, often based on the maximum entropy image reconstruction to find the stellar image. This technique gives the smoothest and simplest image that is consistent with observations.
| Attributes | Values |
|---|
| rdf:type
| |
| rdfs:label
| - Doppler imaging (en)
- Doppleravbildning (sv)
|
| rdfs:comment
| - Inhomogeneous structures on stellar surfaces, i.e. temperature differences, chemical composition or magnetic fields, create characteristic distortions in the spectral lines due to the Doppler effect. These distortions will move across spectral line profiles due to the stellar rotation. The technique to reconstruct these structures on the stellar surface is called Doppler-imaging, often based on the maximum entropy image reconstruction to find the stellar image. This technique gives the smoothest and simplest image that is consistent with observations. (en)
- Doppleravbildning är en metod för att studera inhomogena strukturer på ytan av stjärnor. Detta inkluderar skillnader i temperatur, kemisk struktur samt magnetfält. Metoden bygger på att dessa ytstrukturer resulterar i förändringar i stjärnans spektrallinjer. När stjärnan roterar kommer dessa förändringar att bli röd- eller blåförskjutna på grund av Dopplereffekten. Denna förskjutning beror av var på stjärnan strukturen befinner sig, vilket tillåter studier av dessa ytstrukturer. Eftersom enbart hälften av stjärnan är synlig under en observation krävs flera observationer för att få en komplett bild av strukturer på stjärnans yta. (sv)
|
| differentFrom
| |
| dcterms:subject
| |
| Wikipage page ID
| |
| Wikipage revision ID
| |
| Link from a Wikipage to another Wikipage
| |
| Link from a Wikipage to an external page
| |
| sameAs
| |
| dbp:wikiPageUsesTemplate
| |
| has abstract
| - Inhomogeneous structures on stellar surfaces, i.e. temperature differences, chemical composition or magnetic fields, create characteristic distortions in the spectral lines due to the Doppler effect. These distortions will move across spectral line profiles due to the stellar rotation. The technique to reconstruct these structures on the stellar surface is called Doppler-imaging, often based on the maximum entropy image reconstruction to find the stellar image. This technique gives the smoothest and simplest image that is consistent with observations. To understand the magnetic field and activity of stars, studies of the Sun are not sufficient; studies of other stars are necessary. Periodic changes in brightness have long been observed in stars which indicate cooler or brighter starspots on the surface. These spots are larger than the ones on the Sun, covering up to 20% of the star. Spots with similar size as the ones on the Sun would hardly give rise to changes in intensity. In order to understand the magnetic field structure of a star, it is not enough to know that spots exist because their location and extent are also important. (en)
- Doppleravbildning är en metod för att studera inhomogena strukturer på ytan av stjärnor. Detta inkluderar skillnader i temperatur, kemisk struktur samt magnetfält. Metoden bygger på att dessa ytstrukturer resulterar i förändringar i stjärnans spektrallinjer. När stjärnan roterar kommer dessa förändringar att bli röd- eller blåförskjutna på grund av Dopplereffekten. Denna förskjutning beror av var på stjärnan strukturen befinner sig, vilket tillåter studier av dessa ytstrukturer. Eftersom enbart hälften av stjärnan är synlig under en observation krävs flera observationer för att få en komplett bild av strukturer på stjärnans yta. Då doppleravbildning är beroende av stjärnans rotation har rotationshastigheten av stjärnan som studeras stor betydelse. Desto snabbare stjärnan roterar, desto mindre är de ytstrukturer som kan urskiljas med hjälp av metoden. Vid alltför höga rotationshastigheter blir dock spektrallinjer för utspridda och andra effekter gör det svårt att urskilja ytstrukturen som studeras. Optimala förhållanden för doppleravbildning ligger vid rotationshastigheter där motsvarar inklinationen av stjärnans rotation i förhållande till observatören. Dessa kan jämföras med Solen som har en rotationshastighet på cirka . En annan begränsning med doppleravbildning är att metoden har svårigheter med att urskilja om den observerade signalen härstammar från norra eller södra halvklotet av stjärnan. Detta är framför allt ett problem om inklinationen är nära vilket innebär att stjärnan observeras från dess ekvatorsplan. Resultatet är att avbildningen av norra- och södra halvklotet är spegelvända med avseende på stjärnans ekvator. (sv)
|
| prov:wasDerivedFrom
| |
| page length (characters) of wiki page
| |
| foaf:isPrimaryTopicOf
| |
| is Link from a Wikipage to another Wikipage
of | |
| is foaf:primaryTopic
of | |
![[RDF Data]](/fct/images/sw-rdf-blue.png)
![[cxml]](/fct/images/cxml_doc.png)
![[csv]](/fct/images/csv_doc.png)
![[text]](/fct/images/ntriples_doc.png)
![[turtle]](/fct/images/n3turtle_doc.png)
![[ld+json]](/fct/images/jsonld_doc.png)
![[rdf+json]](/fct/images/json_doc.png)
![[rdf+xml]](/fct/images/xml_doc.png)
![[atom+xml]](/fct/images/atom_doc.png)
![[html]](/fct/images/html_doc.png)