A foltos csillagok felszínének megfigyelése kezdetben kizárólag indirekt módszerek alkalmazását jelentette, hiszen a nagy távolságuk miatt a csillagok távcsöveinkkel gyakorlatilag felbonthatatlan, pontszerű forrásoknak tekinthetők – ami többnyire még ma is igaz. Ám 1995 márciusában szenzációs hírt jelentettek be, miszerint a Hubble-űrtávcső segítségével sikerült UV fényben direkt felvételt készíteni a Betelgeuze (α Ori) légköréről, méghozzá olyan térbeli felbontással, amely első alkalommal tette lehetővé, hogy egy távoli csillag felszínének egyes részleteit megfigyeljük (Uitenbroek et al., 1998). És valóban: a szuperóriás csillag nagyjából 50 ezred ívmásodperc szögátmérőjű korongján excentrikus kifényesedés volt megfigyelhető (1. ábra).

1. ábra • A Betelgeuze légköre ultraibolya fényben a Hubble-űrtávcső direkt felvételén. Bal oldalon felül a felbontott korong látható, alján egy fényes folttal, épp a rotációs pólus körül. A korong alatt méretskálákon hasonlíthatjuk össze a csillag átmérőjét a Nap–Föld- és a Nap–Jupiter-távolsággal. Jobb oldalon látjuk a Betelgeuze pozícióját az Orion csillagképben. Forrás: HST/NASA/A. Dupree (CfA)

CHARA – valóra vált álom

Az 1990-es évek végén a csillagok direkt megfigyelését célzó, nagyívű tervek bontakoztak ki. Ilyen volt a NASA MAXIM Pathfinder elnevezésű űrmissziója – az eredeti tervek szerint egy harminckét műholdból álló röntgenképalkotó rendszer – azzal az ígérettel, hogy néhány évtizeden belül az elérhető térbeli felbontás akár az ívmásodperc egymilliomod része (1 mikroívmásodperc) lehet. Ez a gyakorlatban annyit jelent, hogy a közeli csillagok korongját – látszó méretük függvényében – akár olyan felbontásban is tanulmányozhatjuk, ahogyan a Napot látjuk egy közepes naptávcsővel. Megvalósulása esetén a MAXIM Pathfinder valóban ugrásszerű fejlődést jelenthetett volna, ám az elképzelés a tervezőasztalon maradt. Ezzel szemben sikeres programként az utóbbi évtizedben kezdte meg működését a Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA, azaz „nagy szögfelbontású csillagászati központ”) optikai-infravörös hullámhosszon működő interferométer (Mount Wilson, Kalifornia, Egyesült Államok), amely a Michigan Infrared Combiner (MIRC) műszer segítségével 6 db, egyenként 1 méteres tükörátmérőjű távcső által egyidejűleg összegyűjtött fénynyalábokat kombinálva az ezred ívmásodperc törtrészének megfelelő szögfelbontásra képes. Ez kb. azzal egyenértékű, mintha egy hajszál vastagságának szögátmérőjét mérnénk meg 100 km távolságból. A CHARA/MIRC jelenleg a legjobb felbontóképességű eszköz a világon. Az optikai interferometria csillagászati alkalmazásáról, közte a CHARA interferométerről Kiss L. László (2015) közölt nemrégiben összefoglalót a Magyar Tudományban.

A CHARA/MIRC-műszeregyüttessel számos izgalmas eredmény született: 2007-ben először sikerült felbontani egy fősorozati csillag, az Altair (α Aql) 3,2 ezred ívmásodperces átmérőjű korongját (Monnier et al., 2007), korábban elképzelhetetlen felbontásban tanulmányozhattuk többek között az ε Aur-t (Kloppenborg et al., 2010) és az Algolt (Baron et al., 2012). 2016-ban pedig megpillanthattuk az első direkt képet egy foltos csillag felszínéről (Roettenbacher et al., 2016). A célobjektum az indirekt Doppler-leképezéssel korábban többször vizsgált óriáscsillag, a z Andromedae volt (Kővári et al., 2005, 2007, 2012), így egyebek mellett első alkalommal nyílt lehetőség arra, hogy a direkt és az indirekt képalkotó módszerek eredményeit közvetlenül összehasonlítsuk. Cikkünk további részében ezt a csillagfoltok kutatásában valódi mérföldkőnek számító eredményt ismertetjük.

Az indirekt Doppler-képalkotás alapelve

A csillagok felszíni foltjainak Doppler-leképezése egy spektroszkópiai megfigyeléseken alapuló indirekt eljárás. E módszer segítségével lehetőség nyílik a csillagfoltok morfológiájának, elhelyezkedésének, időbeli fejlődésének megfigyelésére. A Doppler-képalkotás megértéséhez tekintsük a 2. ábrát, amelyen egy csillag korongját öt egyenlő területű sávra osztottuk! A megfigyelés céljából válasszunk egy csillag felszínéről (fotoszférájából) eredő abszorpciós spektrumvonalat (ez az ún. térképezővonal)! Az ábra alapján látható, hogy egy-egyértelmű megfeleltetés létezik a csillag látszó korongjának egy sávja és a belőle eredő intenzitáshányad hullámhossza között, hiszen a tengely körüli forgás következtében az egyes sávokból eredő intenzitáshányadok a pozíciójuknak megfelelően más-más Doppler-eltolódást szenvednek. Ha ezeket az intenzitáshányadokat összegezzük, a térképezővonal rotáció miatt kiszélesedett profilját kapjuk (lásd az ábra alján, bal oldalon). Ha most feltételezzük, hogy az egyik sávot felerészben sötét folt borítja, akkor a sáv intenzitásjáruléka jóval kisebb lesz, így az összegzés során a rotációsan kiszélesedett spektrumvonalon a megfelelő radiális sebességnél egy kitüremkedés (látszólagos emisszió) jelenik meg (lásd az ábra alján, jobb oldalon). Ahogy a foltos rész a rotáció során a csillag korongján átvonul, úgy vándorol a kitüremkedés a spektrumvonal profilján keresztül a kék oldalról a vörös irányába, azaz a folt hosszúsági pozícióját a kitüremkedés aktuális radiális sebessége (Doppler-eltolódása) árulja el.

2. ábra • A Doppler-képalkotás alapelve

A 3. ábra szerint a vonalprofilon megjelenő kitüremkedés a folt csillagon elfoglalt szélességi pozíciójáról is árulkodik, ugyanis az a folt, amely közvetlenül a látszó rotációs pólus körül található, mindvégig látható, így járuléka a teljes rotációs fázis mentén megfigyelhető a vonalprofil alján, annak centruma körül oszcillálva („poláris folt”). Ellenben egy alacsonyabb szélességen elhelyezkedő folt a csillag rotációja során egy ideig látható, utána pedig kifordulva eltűnik a szemünk elől. Egy ilyen folt által előidézett kitüremkedés a növekvő hullámhossz irányában végigvonul a spektrumvonalon, majd eltűnik a vörös szárnyon, hogy idővel a vonal kék oldali szárnyán ismét felbukkanjon. Ha tehát a rotációs fázist térképezővonalak sorozatával kellően sűrűn mintavételezzük, akkor rekonstruálni tudjuk a csillag felszíni hőmérséklet-eloszlását. A spektrumvonalakon megjelenő kitüremkedések Doppler-eltolódásán alapuló indirekt képalkotást Armin J. Deutsch (1958) dolgozta ki, ennek nyomán később számos alkalmazás született, lásd Kővári Zsolt és Oláh Katalin (2014) összefoglalóját. És hogy ez az indirekt módszer milyen hatékony? A Doppler-képalkotás segítségével – közepes távcsővel és egy hozzá kapcsolt nagy felbontású spektrográffal – akár mikroívmásodperces elméleti térbeli felbontás is elérhető, lehetővé téve a csillagfoltok részletekbe menő tanulmányozását.

A Doppler-képalkotás feltételei

A Doppler-képalkotás alapelve az orvosi diagnosztikában is ismert (például röntgentomográfia). Az orvosi alkalmazás során a műszer a testrész egy adott síkmetszetét körbejárva, azt röntgenfénnyel több irányból átvilágítva egydimenziós „árnyéklenyomatokat” készít, amelyekből azután előállítható a teljes kétdimenziós síkmetszet. Mivel a csillagászati alkalmazás során „körbejárásra” nincs lehetőség, meg kell várnunk, amíg a csillag magától körbefordul, eközben kell összegyűjtenünk az egydimenziós „spektrális lenyomatokat”. A Doppler-képalkotás akkor nyújt kielégítő eredményt, ha a spektroszkópiai észlelésekkel a rotációs fázist kellően sűrűn tudjuk mintavételezni. Ebből az is következik, hogy a csillagászati Doppler-leképezés szükségszerűen időátlagolást jelent, azaz a csillag felszínének rekonstruált Doppler-képe az egy fordulatnyi időnél rövidebb időskálájú változásokat nem képes megmutatni. (Ezzel szemben a direkt interferometrikus képalkotás használatával elérhető időfelbontás lényegesen jobb, gyakorlatilag az expozíciós idővel megegyező.)

A megbízható Doppler-képalkotásnak van néhány további szükséges feltétele. Az egyik, hogy a csillag vonalainak rotációs eredetű Doppler-szélesedése minden egyéb szélesedési mechanizmushoz képest domináns legyen. Ez a gyakorlatban úgy fogalmazható meg, hogy az egyenlítői rotációs sebesség látóirányú vetületének (vsini) legalább 20–25 km/s nagyságúnak kell lennie. E feltétel lényegében a Doppler-leképezéssel vizsgálható foltos csillagok két csoportját jelöli ki: a gyors forgású (néhány napos rotációs periódusú) fősorozati és közvetlenül a fősorozat előtti fejlődési állapotban levő törpék, továbbá a fősorozatról elfejlődött, ám viszonylag még gyorsan – kb. 10–25 napos periódussal – forgó szubóriások és óriások. Ez utóbbiak gyakran ún. RS CVn típusú szoros kettős rendszerek tagjai, ugyanis az ilyen rendszerekben kialakuló kötött keringés (szinkronizáció) miatt a gyors forgás az elfejlődés után is megmarad. (Márpedig a gyors forgás szoros kapcsolatban van a mágneses aktivitással, amelynek eredményeképpen a késői típusú csillagok felszínén – a napfoltokhoz hasonlóan – a csillagfoltok megjelennek.) Végül megemlítjük, hogy az sem mindegy, mekkora a csillag forgástengelyének a látóiránnyal bezárt szöge, azaz i inklinációja. Míg i=0° esetén egyáltalán nincs lehetőség Doppler-rekonstrukcióra (hiszen ekkor a spektrumvonalon nincs rotációs Doppler-szélesedés), i=90° esetén pedig a csillag északi és déli féltekéje a Doppler-leképezés szempontjából egyenértékű, vagyis ekkor nincs mód a két félteke közötti különbségtételre: a csillag rekonstruált Doppler-képe szükségszerűen szimmetrikus az egyenlítőre. Szerencsés esetben tehát az inklináció nem esik túl közel a két szélsőértékhez.

Korai Doppler-képek
a ζ Andromedae felszínéről

A Doppler-leképezés szempontjából a kb. 4 magnitúdó látszó fényességű óriáscsillag, a ζ Andromedae (ζ And) ideális célpont: 17,8 napos keringési periódusú RS CVn típusú spektroszkópiai kettős, amelynek vonalaiban csak a fényesebb óriáskomponens látszik. Inklinációja (i ≈ 65°) és spektrumvonalainak rotációs szélesedése (vsini ≈ 41,4 km/s) egyaránt alkalmassá teszik arra, hogy felszínét a Doppler-képalkotással vizsgáljuk. Jellegzetes fotometriai fényváltozásaiból arra lehet következtetni, hogy az óriáscsillag alakja (a gyors forgás és a közeli másodkomponens gravitációs hatása következtében) torzult, a kísérő felé kissé elnyúlt (ún. ellipszoidális változó). Mindemellett a másodlagos fényváltozások arra utalnak, hogy a csillagfelszín foltos. A csillag felszínéről az első Doppler-rekonstrukció egy 1997–1998 fordulóján összegyűjtött spektrumsorozat alapján készült (Kővári et al., 2005). A Doppler-képeken főleg a látszó pólus és környéke volt hideg foltokkal borított (4. ábra), ám az eredmény nem volt teljesen kielégítő, ugyanis a Doppler-leképezés során ekkor még gömb alakot tételeztünk fel. Az elliptikusság figyelembevételére is alkalmas Doppler-rekonstrukciós eljárást két évvel később mutattuk be (Kővári et al., 2007). A spektroszkópiai vizsgálat kielégítően adta vissza a korábban fotometriai módszerrel becsült ellipszoidális torzultságot.

Sikerült továbbá megerősíteni, hogy az 1997/98-as adatok alapján a csillag felszínén a látszó pólus környékén hideg folt található, emellett a foltosodás mértéke alacsonyabb szélességeken is jelentős. Ugyanakkor egy jóval bővebb, 1996– 1997 fordulóján összegyűjtött adatsor alapján arra is lehetőség nyílt, hogy négy egymást követő rotációs periódusra külön-külön Doppler-rekonstrukciókat készítve a csillagfoltok időbeli fejlődését vizsgáljuk. Az idősoros Doppler-képek alapján kimutattuk, hogy a csillag a Naphoz hasonlóan differenciálisan rotál, azaz az egyenlítőhöz közeli szélességi körök mentén gyorsabb a forgás, mint a pólus körüli vidékeken. Ez utóbbi eredményt, azaz a felszíni differenciális rotáció létét és annak mértékét sikerült újabb, tehát független adatok felhasználásával nemrégiben ismét kimutatni (Kővári et al., 2012).

4. ábra • Az első Doppler-kép a ζ Andromedae felszínéről az 1997–1998 fordulóján összegyűjtött spektroszkópiai adatokból. A felszíni hőmérséklet-eloszlás rekonstrukciójához térképezővonalként a neutrális vas 6430 Å hullámhossznál található abszorpciós vonalát használtuk.

A ζ Andromedae igazi arca

A z And megfigyelésére a CHARA/MIRC-interferométerrel két időszakban került sor: 2011. július 9–22. között tizenegy alkalommal, míg 2013. szeptember 12–30. között összesen tizennégy alkalommal. Az információk feldolgozása, maga a képalkotás egy olyan újszerű megközelítéssel történt, amely a Doppler-leképezés alapgondolatát követi. Eszerint a képalkotáshoz fejlesztett kód, a SURFING (SURFace ImagING, John D. Monnier) az éjszakáról éjszakára készített „pillanatfelvételek” helyett a teljes adatmennyiség felhasználásával (ún. apertúraszintézissel) – a két időszakra külön-külön, egymástól függetlenül – olyan konzisztens modellt állít fel, amely kielégítő módon ad számot a látszó felszín folteloszlásának rotáció miatt történő időbeli változásáról. Az eljárásról fontos megemlíteni, hogy modellfüggetlen, azaz nincs szükség a felszíni struktúrával kapcsolatos a priori feltevésekre – leszámítva az elliptikusságot, amelyet viszont a korábbi fotometriai és spektroszkópiai vizsgálataink alapján nagy pontossággal ismertünk. Az eredményről a Nature című folyóirat hasábjain számoltunk be (Roettenbacher et al., 2016). A csillag felszínének direkt interferometrikus képét a két időszakban az 5. ábrán láthatjuk. A ζ And foltjainak közvetlen megfigyelése mindjárt két alapvető megállapításhoz vezetett: az egyik a poláris folttal kapcsolatos, a másik pedig azzal a megfigyeléssel, hogy a folteloszlás a két vizsgált időszakban jelentős mértékben aszimmetrikus az egyenlítőre.

5. ábra • Az első direkt kép egy foltos csillagról.

A ζ And képe a CHARA/MIRC-interferométerrel 2011-ből (felül) és 2013-ból (alul). A képek a teljes felszínt mutatják Aitoff-vetületben, jobbra

a hőmérsékletskálával. Forrás: Rachael Roettenbacher és John D. Monnier.

A poláris folt. Egy póluson, arra körszimmetrikusan elhelyezkedő folt a spektrumvonalak alján okoz ugyan kitüremkedést, de az a rotációs fázis mentén nem változik. Éppen ezért a Doppler-képeken megjelenő poláris foltok valódiságával kapcsolatosan kezdetben sokan szkeptikusak voltak. Többen úgy gondolták, hogy a poláris folt csupán hibás interpretáció, amely a Doppler-leképezés tökéletlenségéből (például hibás kontínuumillesztésből) ered. Ezt a vélekedést látszott alátámasztani az a tény is, hogy a Nap pólusainak környékén soha nem látunk foltokat. Mindezek ismeretében a csillagfoltok kutatásának történetében valóban mérföldkőnek számít, hogy a z And felszínének direkt megfigyelésével lényegében független módszerrel sikerült megerősíteni azt a Doppler-képalkotásból kapott korábbi eredményt, hogy a ζ And pólusát (valószínűleg hosszabb időn át, folyamatosan) hideg folt fedi.

A folteloszlás hemiszferikus aszimmetriája. További fontos megfigyelés, hogy 2011-ben (a pólust leszámítva) a foltok leginkább a látszó pólushoz tartozó féltekén voltak jelen, míg ehhez képest a 2013-as képen a foltok döntően a másik féltekén jelentek meg. A Napon a napfoltok a mágneses tér felszínre törő erővonalainak nyomjelzői. A mágneses tér felerősítése és felszínre jutása pedig az ún. dinamóhatásnak köszönhető. Azonban a Napon nem tapasztalunk a foltok statisztikai eloszlásában jelentkező észak–déli aszimmetriát. Ebből arra lehet következtetni, hogy a ζ And belsejében a napdinamótól eltérő dinamómechanizmus működik. Egy lehetséges elképzelés szerint a mágneses tér (Napéhoz hasonló) dipól jellege (és ebből következőleg szimmetriája az egyenlítőre) az eltérő dinamóműködés következtében megváltozik. A dipól mellett a kvadrupól módus gerjesztődése és az egyes módusok kölcsönhatása révén a globális mágneses tér nagymértékben aszimmetrikussá válik. Lehetséges tehát, hogy a z And felszíni folteloszlásában 2011-ről 2013-ra mutatkozó hemiszferikus különbséget éppen ilyen, ún. „kevert paritású módus” magyarázza (Sokoloff – Nesme-Ribes, 1994).

Direkt vagy indirekt? – a Doppler-rekonstrukció
és az interferometrikus képalkotás összehasonlítása

2013-ban a CHARA/MIRC-megfigyelésekkel egyidejűleg a ζ And-ról nagy felbontású spektroszkópiai megfigyeléseket is gyűjtöttünk. Ez utóbbiak tizennyolc napos időtartama alatt összesen tizenegy éjszakán sikerült adatokat rögzíteni, és ez már megfelelő fázislefedettséget biztosított egy Doppler-rekonstrukció elkészítéséhez. A Doppler-kép elkészítésével az volt az alapvető célunk, hogy független megfigyeléssel segítsük az interferometrikus adatok helyes értelmezését. Egyúttal alkalom kínálkozott arra, hogy egy foltos csillagról egy direkt és egy indirekt módszerrel egymástól függetlenül, azonos időben elkészített képet közvetlenül összehasonlítsunk. A két kép a 6. ábrán látható. Az összehasonlítás során felismerhető néhány jó egyezés, néhol hasonló alakzatokat látunk kisebb alak-, méret- és hőmérsékletbeli eltérésekkel, de vannak nyilvánvaló különbségek is. A poláris folt mindkét képen domináns, és méretét, struktúráját tekintve is hasonló. További szembetűnő hasonlóság a kb. 220° hosszúságon az egyenlítő alatt található nagyobb méretű, forróbb (fényesebb) terület. Azonban az interferometrikus képen főleg az alsó féltekén látunk foltokat, ellentétben a Doppler-képpel, ami nem annyira meglepő, hiszen a Doppler-rekonstrukció köztudottan megbízhatóbban működik a látható pólus féltekéjén (amelyre jobban rálátunk). Az interferometrikus képen az egyenlítő alatt kb. -25° és -60° szélességi koordináták közötti hangsúlyos foltok a 270°-tól a 45°-ig terjedő hosszúsági tartományban a Doppler-képen az alsó féltekén csak kisebb területen és kisebb kontraszttal láthatók kb. 315°–0° hosszúságok között. Ugyanakkor a felső féltekén megjelennek az egyenlítőre tükrözött „szellemképek” formájában a 270°–315° és 0°–90° hosszúságok között. A tükröződési effektus jól ismert jelenség a Doppler-leképezésben: minél jobban közelítünk a 90°-os inklinációhoz, annál erősebben jelentkezik. Mindezekkel együtt kijelenthető, hogy a két kép egymással viszonylag jó összhangban van. Ám a nyilvánvaló eltérések oka csak részben írható a Doppler-leképezés számlájára (nagyobb pontatlanság az alsó féltekén, szellemképek), ugyanis a két módszer „felbontása” jelentősen különbözik. Az interferometrikus kép felbontási határa jelen esetben a látszó korong átmérőjére vetítve nagyjából 6–10 képelem lehet, míg a Doppler-képalkotás (elvi) felbontása ennek többszöröse. Vagyis a két eredmény csak részben hasonlítható össze. Ugyanakkor az összehasonlítás arra mindenképpen elegendő, hogy a merőben eltérő, ám egymástól független két módszer létjogosultságát egyszerre igazolja.

6. ábra • A ζ And felszíni hőmérséklet-eloszlásáról készült direkt interferometrikus kép (felül) és indirekt Doppler-rekonstrukció (alul). A képek alapjául szolgáló interferometriai és spektroszkópiai megfigyelések egy időben zajlottak. A két képen

a szembetűnő hasonlóságok mellett eltérések is felfedezhetők.

A kutatást az OTKA-109276 sz. pályázat (témavezető Kővári Zsolt) és az MTA Lendület-2009 programja (témavezető Kiss László) is támogatta.
 

Kulcsszavak: Doppler-leképezés, interferometria, csillagfolt, mágneses dinamó, CHARA
 

IRODALOM

Baron, Fabien  – Monnier, John D. – Pedretti, Ettore  et al. (2012): Imaging the Algol Triple System in the H Band with the CHARA Interferometer. Astrophysical Journal. 752, 20 DOI: 10.1088/0004-637X/ 752/1/20/ • WEBCÍM

Deutsch, Armin J. (1958): Harmonic Analysis of the Periodic Spectrum Variables. In: Lehnert, Bo (ed.): Electromagnetic Phenomena in Cosmical Physics. Proceedings from IAU Symposium no. 6. International Astronomical Union. Symposium no. 6. Cambridge: Cambridge University Press, 209–221. • WEBCÍM

Kiss L. László (2015): Csillagászati képalkotás optikai interferometriával. Magyar Tudomány. 176, 10, 1162–1170. • WEBCÍM

Kloppenborg, Brian – Stencel, Robert – Monnier, John D. et al. (2010): Infrared Images of the Transiting Disk in the ε Aurigae System. Nature. 464, 870–872. DOI: 10.1038/nature08968 • WEBCÍM

Kővári Zsolt – Bartus János – Strassmeier Klaus G. et al. (2005): First Doppler Images of ζ Andromedae. In: Cool Stars, Stellar Systems and the Sun 13, 5–9 July 2004, Hamburg, Germany, ESA-SP-560 (Vol. II), 727–730. • WEBCÍM

Kővári Zsolt – Bartus János – Strassmeier Klaus G. et al. (2007): Doppler Imaging of Stellar Surface Structure XXIII. The Ellipsoidal K Giant Binary ζ Andromedae. Astronomy & Astrophysics. 63, 1071–1080. DOI: 10.1051/0004-6361:20065982 • WEBCÍM

Kővári Zsolt – Korhonen, Heidi – Kriskovics Levente  et al. (2012): Measuring Differential Rotation of the K-giant ζ Andromedae. Astronomy & Astrophysics. Paper A50 DOI: 10.1051/0004-6361/201118177 • WEBCÍM

Kővári Zsolt – Oláh Katalin (2014): Observing Dynamos in Cool Stars. Space Science Reviews. 186, 457–489. DOI: 10.1007/978-1-4939-2584-1_16 • WEBCÍM

Monnier, John D. – Zhao, Ming – Pedretti, Ettore et al. (2007): Imaging the Surface of Altair. Science. 317, 342 DOI: 10.1126/science.1143205 • WEBCÍM

Roettenbacher, Rachael – Monnier, J. D. – Korhonen, H. et al. (2016): No Sun-like Dynamo on the Active Star ζ Andromedae from Starspot Asymmetry. Nature. 533, 217–220. DOI: 10.1038/nature17444

Sokoloff, Dmitry – Nesme-Ribes, Elizabeth  (1994): The Maunder Minimum: A Mixed-parity Dynamo Mode? Astronomy & Astrophysics. 288, 1, 293–298. • WEBCÍM

Uitenbroek, Han – Dupree, Andrea K. – Gilliland, Ronald L. (1998): Spatially Resolved Hubble Space Telescope Spectra of the Chromosphere of α Orionis. The Astronomical Journal. 116, 2501–2512. DOI: 10.1086/ 300596 • WEBCÍM