星斑

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星斑相當於出現在其他恆星上的太陽黑子。太陽黑子因為很小而難以測量其對光度變化的影響,但觀測到的星斑遠比在太陽上的巨大,可以佔據30%觀測到的恆星表面,這相當於太陽黑子的100倍以上。

發現和測量[编辑]

要檢測和測量星斑的尺度有幾種方法可以使用。

因為譜線的分裂是塞曼效應造成的,使用塞曼-都卜勒影像技術可以直接檢測和測量恆星的磁場,並且顯示出磁場的大小和方向。
  • 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。
  • 食雙星 - 可以製作兩顆星的星斑和影像的食像圖[2]

溫度[编辑]

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)。

生命期[编辑]

星斑的生命期與大小相關:

  • 小星斑的生命期與大小的比例,與太陽黑子相似[3]
  • 大的星斑與恆星的較差自轉相關。但有些證據顯示,即使在有較差自轉的恆星,大星斑的光度變化可以持續好幾年[3]

活動週期[编辑]

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)[编辑]

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。

相關條目[编辑]

註解[编辑]

  1. ^ 卡梅倫
  2. ^ 卡梅倫 星食影片顯示出聯星的兩個影像上的星斑
  3. ^ 3.0 3.1 Berdyugina 5.3 Lifetimes

參考資料[编辑]