星斑
發現和測量
要檢測和測量星斑的尺度有幾種方法可以使用。
- 對轉動緩慢的恆星 - 線深比率(Line Depth Ratio,LDR)。
- 此法必須測量兩條不同的譜線,其中一條對溫度敏感而另一條則不是。因為星斑的溫度比周圍要低,因此對溫度敏感的譜線會改變它的吸收率(深度)。從這兩條譜線的差異就可以測量出星斑的溫度和大小,而溫度的誤差可以精準至10K。
溫度
觀察到的星斑溫度比光球低500-2000K,這樣的溫度差足以使星斑與環繞的週圍區域產生高達0.6等的亮度差異。這看起來也聯繫著星斑和光球之間的溫度差,可以由星斑相似的行為顯示出不同型態的恆星(對G-K矮星)。
活動週期
星斑在恆星表面的分布和橫越,與太陽的情形類似,但仍會因為恆星的不同而有所不同,像是與恆星是不是聯星有關。在其他的恆星上也觀察到與太陽相同形式的活動週期,相當於太陽的11年週期(兩倍)。有些恆星有更長的週期,可能類似於太陽的蒙德極小期。
失控-突變的週期(Flip-flop cycles)
有些活動週期是失控-突變的週期,似乎暗示著星斑可以從一個半球移動至另一個半球。在太陽上也能看見相同的現象,在南半球和北半球有著3.8年和2.65年的週期。 失控-突變現象可以在是聯星或是單星的獵犬座 RS變星上被觀測到,因而在聯星和單星之間延伸出各種不同的週期。
註解
- 卡梅倫
- 卡梅倫 星食影片 页面存档备份,存于顯示出聯星的兩個影像上的星斑
- Berdyugina 5.3 Lifetimes 页面存档备份,存于
參考資料
- Cameron, Andrew Collier. . University of St Andrews. [2008-08-28]. (原始内容存档于2019-05-30). (explains how Doppler imaging works)
- Berdyugina, Svetlana V. . Living Reviews in Solar Physics (Institute of Astronomy ETHZ, Max Planck Society). 2005, 2 (8) [2008-08-28]. (原始内容存档于2019-12-13).
- K.G.Strassmeier (1997), “Aktive sterne. Laboratorien der solaren Astrophysik”,Springer, ISBN 3-211-83005-7
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