Warum kann man die Oberflächen von Sternen nicht beobachten?

Neben der direkten Abbildung gibt es viele verschiedene Möglichkeiten, räumliche Informationen über die Oberfläche eines Sterns zu erhalten.

Die direkte Abbildung ist schwierig, da die verfügbare Winkelauflösung so gering ist$\lambda/D$. Für ein 8-m-Teleskop und Licht bei 500 nm kann man auflösen$6\times10^{-8}$Radiant (unter der Annahme, dass die Unschärfe der Atmosphäre durch adaptive Optik oder ähnliches überwunden werden kann).

Die nächsten Sterne sind ein paar Parsec entfernt, also die kleinsten räumlichen Skalen, die aufgelöst werden könnten$\sim 2\times 3.1\times10^{16} \times 6\times10^{-8} = 3.7\times10^{9}$m, oder etwa 500 Sonnenradien. Daher konnten keine Oberflächenmerkmale oder sogar eine Scheibe aufgelöst werden.

Natürlich könnten Sie interferometrische Techniken verwenden, um die Größe effektiv zu erhöhen$D$und Messungen der Winkelradien sind jetzt für viele nahe Sterne oder Riesensterne in größerer Entfernung möglich.

Oberflächenabbildung ist schwieriger. Indirekte Techniken sind viel häufiger. Dazu gehören Doppler-Bildgebung und Eclipse-Mapping. Ersteres nutzt die Tatsache, dass es eine Beziehung zwischen der Position eines hellen/dunklen Merkmals auf einer Rotation gibtStern und die Dopplerverschiebung des Lichts von diesem Merkmal. Durch Beobachtung einer Zeitreihe von Spektren können die Klumpen und Unebenheiten in Spektrallinien invertiert werden, um eine "Doppler-Karte" der Oberfläche zu erzeugen. Die Technik ist normalerweise auf Sterne beschränkt, die wesentlich schneller rotieren als die Sonne. Es gibt viele Unklarheiten im Bildrekonstruktionsprozess - viele Oberflächen könnten zu derselben beobachtbaren Signatur führen, und es müssen clevere statistische Techniken (und sogar Philosophien) eingesetzt werden, um zwischen ihnen zu wählen. Viele Sterne haben "Dopplerkarten" ihrer Oberflächen veröffentlicht. Hier ist ein typisches Beispiel einer solchen Studie und unten zeige ich ein Beispiel eines "Doppler-Bildes" für den Stern II Peg (ein Unterriese vom K-Typ) von Gu et al. (2003), mit dunkel gefleckten Regionen. Eine typische Auflösung für ein solches Bild beträgt etwa 10 Grad auf dem Stern.

Eclipse-Mapping, für das ich nicht einfach eine gute Verbindung finden kann, nutzt die Tatsache, dass ein Stern / eine Akkretionsscheibe von einem anderen Stern oder Planeten umkreist wird, der ihn regelmäßig verdunkelt. Was mit dem Licht des Systems innerhalb und außerhalb der Sonnenfinsternis passiert, kann verwendet werden, um die Oberfläche des verfinsterten Objekts zu untersuchen. Abhängig von der Größe des verfinsternden Objekts, der Dauer der Sonnenfinsternis und der Weite der Umlaufbahn gibt es natürlich Einschränkungen hinsichtlich der erreichbaren räumlichen Auflösung. Es können jedoch nützliche Beschränkungen für die Struktur von Akkretionsscheiben, die Größe von Sternflecken usw. vorgenommen werden, obwohl "Karten" normalerweise nicht erstellt werden. Ein aktuelles Beispiel, bei dem die Transite eines Planeten zur Untersuchung der Sternfleckstruktur verwendet wurden, ist Roettenbacher et al. 2013 .

Eine andere Möglichkeit ist die Rotationsmodulation. Merkmale auf der Oberfläche, die sich drehen, werden vom Stern selbst verdunkelt und erzeugen eine Modulation des beobachteten Lichts. Dies kann verwendet werden, um zB die Größe und Position von Sternflecken abzuschätzen. Auch hier gibt es viele Entartungen und Mehrdeutigkeiten, aber dies ist seit der Lieferung von Tausenden von extrem hochwertigen Lichtkurven vom Kepler-Satelliten zu einer Wachstumsindustrie geworden.