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图书馆:星斑

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BO Microscopii}}表面的星斑。

星斑相当于出现在其他恒星上的太阳黑子。太阳黑子因为很小而难以测量其对光度变化的影响，但观测到的星斑远比在太阳上的巨大，可以占据30%观测到的恒星表面，这相当于太阳黑子的100倍以上。

发现和测量

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要检测和测量星斑的尺度有几种方法可以使用。

因为谱线的分裂是塞曼效应造成的，使用塞曼-多普勒影像技术可以直接检测和测量恒星的磁场，并且显示出磁场的大小和方向。
  • 对转动缓慢的恒星 － 线深比率（Line Depth Ratio，LDR）。
此法必须测量两条不同的谱线，其中一条对温度敏感而另一条则不是。因为星斑的温度比周围要低，因此对温度敏感的谱线会改变它的吸收率（深度）。从这两条谱线的差异就可以测量出星斑的温度和大小，而温度的误差可以精准至10K。
  • 对食双星 － 可以制作两颗星的星斑和影像的食像图[2]

温度

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观察到的星斑温度比光球低500-2000K，这样的温度差足以使星斑与环绕的周围区域产生高达0.6等的亮度差异。这看起来也联系着星斑和光球之间的温度差，可以由星斑相似的行为显示出不同型态的恒星（对G-K矮星）。

生命期

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星斑的生命期与大小相关：

  • 小星斑的生命期与大小的比例，与太阳黑子相似[3]。
  • 大的星斑与恒星的较差自转相关。但有些证据显示，即使在有较差自转的恒星，大星斑的光度变化可以持续好几年[3]。

活动周期

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星斑在恒星表面的分布和横越，与太阳的情形类似，但仍会因为恒星的不同而有所不同，像是与恒星是不是联星有关。在其他的恒星上也观察到与太阳相同形式的活动周期，相当于太阳的11年周期（两倍）。有些恒星有更长的周期，可能类似于太阳的蒙德极小期。

失控-突变的周期(Flip-flop cycles)

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有些活动周期是失控-突变的周期，似乎暗示著星斑可以从一个半球移动至另一个半球。在太阳上也能看见相同的现象，在南半球和北半球有着3.8年和2.65年的周期。 失控-突变现象可以在是联星或是单星的猎犬座 RS变星上被观测到，因而在联星和单星之间延伸出各种不同的周期。

相关条目

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注解

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参考资料

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Category:恒星现象

  1. ^ 卡梅伦
  2. ^ 卡梅伦 星食影片 {{Wayback|url=http://star-www.st-and.ac.uk/~acc4/coolpages/movies.html |date=20120211094054 }}显示出联星的两个影像上的星斑
  3. ^ 3.0 3.1 Berdyugina 5.3 Lifetimes {{Wayback|url=http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/articlesu22.html#x30-270005.3 |date=20160303174739 }}
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