Las manchas estelares son fenómenos estelares , llamados así por analogía con las manchas solares . No se han detectado manchas tan pequeñas como las manchas solares en otras estrellas, ya que causarían pequeñas fluctuaciones de brillo indetectables. Las manchas estelares comúnmente observadas son en general mucho más grandes que las del Sol : hasta aproximadamente el 30% de la superficie estelar puede estar cubierta, lo que corresponde a manchas estelares 100 veces más grandes que las del Sol.
Detección y medidas
Para detectar y medir la extensión de las manchas estelares, se utilizan varios tipos de métodos.
- Para estrellas que giran rápidamente: imágenes Doppler e imágenes Zeeman-Doppler . [1]
Con la técnica de imagen Zeeman-Doppler se puede determinar la dirección del campo magnético en las estrellas, ya que las líneas espectrales se dividen según el efecto Zeeman , revelando la dirección y la magnitud del campo.
- Para estrellas que giran lentamente - Relación de profundidad de línea (LDR).
Aquí se miden dos líneas espectrales diferentes, una sensible a la temperatura y otra que no lo es. Dado que las manchas estelares tienen una temperatura más baja que su entorno, la línea sensible a la temperatura cambia su profundidad. A partir de la diferencia entre estas dos líneas, se puede calcular la temperatura y el tamaño del punto, con una precisión de temperatura de 10K.
- Para estrellas binarias eclipsantes : el mapeo de Eclipse produce imágenes y mapas de puntos en ambas estrellas. [2]
- Para estrellas con planetas extrasolares en tránsito : variaciones de la curva de luz. [3]
Temperatura
Las manchas estelares observadas tienen una temperatura que, en general, es de 500 a 2000 kelvin más fría que la fotosfera estelar . Esta diferencia de temperatura podría dar lugar a una variación de brillo de hasta 0,6 magnitudes entre el punto y la superficie circundante. También parece haber una relación entre la temperatura del punto y la temperatura de la fotosfera estelar, lo que indica que las manchas estelares se comportan de manera similar para diferentes tipos de estrellas (observadas en las enanas G – K ).
Vidas
La vida útil de una mancha estelar depende de su tamaño.
- Para las manchas pequeñas, la vida útil es proporcional a su tamaño, similar a las manchas en el Sol. [4]
- Para manchas grandes, los tamaños dependen de la rotación diferencial de la estrella, pero hay algunos indicios de que las manchas grandes que dan lugar a variaciones de luz pueden sobrevivir durante muchos años incluso en estrellas con rotación diferencial. [4]
Ciclos de actividad
La distribución de las manchas estelares en la superficie estelar varía de forma análoga al caso solar, pero difiere para diferentes tipos de estrellas, por ejemplo, dependiendo de si la estrella es binaria o no. El mismo tipo de ciclos de actividad que se encuentran para el Sol se puede ver para otras estrellas, correspondientes al ciclo solar (2 veces) de 11 años. Algunas estrellas tienen ciclos más largos, posiblemente análogos a los mínimos de Maunder para el Sol.
Ciclos de flip-flop
Otro ciclo de actividad es el llamado ciclo flip-flop, que implica que la actividad en cualquier hemisferio se desplaza de un lado al otro. El mismo fenómeno se puede ver en el Sol, con períodos de 3.8 y 3.65 años para los hemisferios norte y sur. Se observan fenómenos de flip-flop tanto para estrellas RS CVn binarias como para estrellas individuales, aunque la extensión de los ciclos es diferente entre estrellas binarias y singulares.
Notas
- ^ Cameron 2008
- ^ Cameron, 2008 . Las películas de Eclipse muestran manchas en dos archivos binarios con imágenes
- ^ Sanchis-Ojeda, Roberto; Winn, Joshua N .; Marcy, Geoffrey W .; et al. (2013). "Kepler-63b: un planeta gigante en una órbita polar alrededor de una estrella joven como el Sol". El diario astrofísico . 775 (1): 54. arXiv : 1307.8128 . Código bibliográfico : 2013ApJ ... 775 ... 54S . doi : 10.1088 / 0004-637X / 775/1/54 . ISSN 0004-637X . S2CID 36615256 .
- ^ a b Berdyugina 5.3 Duración
Referencias
- Cameron, Andrew Collier. "Mapeo de manchas estelares y campos magnéticos en estrellas frías" . Universidad de St Andrews . Consultado el 28 de agosto de 2008 . (explica cómo funcionan las imágenes Doppler)
- Berdyugina, Svetlana V. (2005). "Starspots: una clave para el Stellar Dynamo" . Reseñas vivientes en física solar . Instituto de Astronomía ETHZ, Sociedad Max Planck . 2 (8): 8. Bibcode : 2005LRSP .... 2 .... 8B . doi : 10.12942 / lrsp-2005-8 . S2CID 54791515 . Consultado el 28 de agosto de 2008 .
- KG Strassmeier (1997), Aktive Sterne. Laboratorien der solaren Astrophysik , Springer, ISBN 3-211-83005-7
Otras lecturas
- Strassmeir, Klaus G. (septiembre de 2009). "Starspots" . La Revista de Astronomía y Astrofísica . 17 (3): 251-308. Código bibliográfico : 2009A y ARv..17..251S . doi : 10.1007 / s00159-009-0020-6 .