 |
Астронет: И. Ю. Алексеев/Коуровка Пятенная активность поздних звезд http://variable-stars.ru/db/msg/1210067/node4.html |
3. Фотометрические методы
Хотя допплеровское картирование является сейчас наиболее перспективным методом изучения звездных пятен, традиционные фотометрические методы не теряют своей актуальности. Они охватывают существенно большее число исследуемых звезд и более длительные периоды времени, соответственно более подходят для массовых исследований таких долговременных эффектов, как циклы активности, широтный дрейф пятен и дифференциальное вращение. Большинство медленно вращающихся запятненных карликов малой светимости в принципе недоступно допплеровскому картированию, и фотометрия остается пока единственным методом их исследований.Фотометрические методы, будучи намного грубее допплеровского картирования, сами по себе не могут дать однозначной картины распределения звездных пятен по диску звезды. Реально из многоцветных наблюдений мы можем независимо получить только температуру звездных пятен (на сотни градусов холоднее спокойной фотосферы) и площадь их проекции на картинную плоскость (может доходить до половины видимого диска звезды). Все выводы о широтном распределении пятен обычно требуют некоторых априорных предположений. Этому вопросу посвящены обширная (более 500 названий) литература и многочисленные модели той или иной степени изощренности [5].
Большинство методов построения поверхностных карт активных звезд по данным фотометрии предсказывают для звезд любых спектральных классов и типов светимости наличие гигантских околополярных пятен, что резко отличается от картины солнечной запятненности. Эта проблема была решена в нашей группе путем разработки так называемой зональной модели [6], которая описывает фотометрическое поведение звезды с помощью многочисленных мелких пятен в низких и средних широтах. Применение модели к более чем 40 активным звездам разных типов показало, что:
- площадь запятненных областей может доходить до 50 % поверхности звезды. Она показывает тенденцию роста к более быстровращающимся звездам (с уменьшением числа Россби);
- температура пятен
составляет независимо от типа
переменности звезды 2500-4500 K и растет к более горячим
звездам. Разность температур невозмущенной фотосферы и пятен
изменяется от 1000-2200 K у горячих G карликов,
горячих компонент систем типа RS CVn и звезд типа FK Com до
300 K у самых холодных M звезд;
- пятна расположены в
низких (холодные M карлики) и средних (более горячие G -
K
звезды различных типов) широтах. Найдена тенденция роста возможных
широт нахождения пятен
к более горячим звездам.
Зависимости средней широты пятен от скорости вращения
звезды и ее числа Россби не обнаружено;
- в найденные зависимости вписываются и солнечные пятна.
<< 2. Спектральные методы | Оглавление | 4. Поляриметрические методы >>