Звёздное пятно

Для обнаружения и измерения протяженности пятна используются несколько методов.

• Для быстро вращающихся звёзд используется метод на основе эффекта Доплера и Зеемана-Доплера^[1]. С помощью второго метода можно определить направление и величину магнитного поля, поскольку линии в спектре расщепляются в соответствии с эффектом Зеемана.

• Для медленно вращающихся звёзд используется метод на основе сопоставления глубины линий. При этом наблюдают две линии, одна из которых чувствительна к температуре, а другая — нет. Поскольку пятна обладают меньшей температурой, чем окружающая фотосфера, то глубина чувствительной к температуре линии будет меняться по поверхности. Различие глубин двух линий позволяет оценить температуру и размер пятна, причем точность оценки температуры составляет 10K.

• Для затменных двойных звёзд можно получать карты распределения пятен на обеих звёздах^[2].

• Для звёзд-гигантов в двойных системах можно применять методы интерферометрии со сверхдлинными базами^[3][4]

• Для звёзд с прохождением планеты по диску звезды можно применить анализ вариаций кривой блеска^[5].

Наблюдаемые звёздные пятна обладают температурой на 500–2000 K ниже, чем температура окружающей фотосферы. Различие температур приводит к изменению видимого блеска до 0,6 звёздной величины. По-видимому, существует соотношение между температурой пятна и температурой фотосферы, то есть звездные пятна могут обладать сходными характеристиками у звёзд одного спектрального класса.

Время жизни пятна зависит от его размера.

• Для небольших пятен время жизни пропорционально размеру пятна и схоже с временем жизни солнечных пятен^[6].
• Для крупных пятен размер зависит от дифференциального вращения звезды, но есть некоторые признаки того, что крупные пятна, дающие значительные вариации блеска, могут существовать несколько лет даже у звёзд с явным дифференциальным вращением^[6].

Распределение звёздных пятен по поверхности звезды меняется аналогично ситуации на Солнце, но для разных типов звёзд характер распределения может быть разным, отличия будут наблюдаться и у двойных звёзд. У других звёзд также наблюдаются циклы активности по типу солнечных 11-летних циклов. Некоторые звёзды обладают более длинными циклами активности, возможно, приводящими к эффектам типа минимума Маундера.