YaChudo

Зоряна пляма

Переглядів: 0. Оновлено 08.11.2026.

Зоряна пляма — регіон на поверхні зорі з нижчою температурою, ніж більша частина фотосфери. Зоряні плями спостерігають в магнітно активних зорях. Вони є результатом пригнічення переносу енергії з надр зорі через магнітні поля. Зоряні плями за властивостями схожі на сонячні плями на Сонці, але на зорях їхня протяжність буває значно більшою і в окремих випадках може сягати кількох десятих площі поверхні зорі[1]. Зоряні плями можна безпосередньо виявити за допомогою таких інструментів, як масив CHARA[2].

Магнітно активні зорі із зоряними плямами

Зоряні плями є лише однією формою магнітної активності. Окрім плям, активні зорі, подібно до Сонця, факели, спалахи в радіо-, ультрафіолетовому та рентгенівському діапазонах, а також мають потужні хромосфери й корони. До магнітно активних зір належать[3]:

  • Червоні карлики із масами від 0,08 до 0,5 сонячної маси та температурами поверхні 2500–4000 К. Вони становлять понад 75 % усіх зір Галактики і в молодому віці є магнітно активними. Якщо на червоних карликах виявляють зоряні плями, їх відносять до класу зір типу BY Дракона[4]. У разі виявлення спалахів — короткочасних вибухів тривалістю від хвилин до годин — такі зорі класифікують як зорі типу UV Кита[5]. Такий поділ має історичний характер, оскільки спостереження показали, що всі зорі типу BY Дракона також демонструють спалахи, а на зорях типу UV Кита можна виявити зоряні плями[6]. Зоряні плями зазвичай спричиняють синусоїдальну модуляцію кривої блиску червоного карлика з амплітудою близько 0,1m.
  • Сонцеподібні зорі. Спочатку їхню активність виявляли лише опосередковано, наприклад через змінність еквівалентної ширини емісійних ліній Ca II. Згодом зафіксували незначні зміни блиску (на рівні кількох відсотків), спричинені обертанням зоряних плям через видиму півсферу, для всіх зір головної послідовності зі спектральним класом пізнішим за F7[7]. Фазовий зсув у кореляції між H і K лініями Ca II і змінами блиску свідчить, що, як і на Сонці, на цих зорях існують активні регіони, які містять не лише плями, а й яскраві області — факели та факульні поля[8]. З віком активність сонцеподібних зір значно зменшується. Це зменшення корелює зі швидкістю обертання, яка спадає через втрату кутового моменту із зоряним вітром[9].
  • Зорі типу T Тельця — це молоді зорі головної послідовності зі спектральними класами G — M і нерегулярними змінами блиску, які спричиняє змінна акреція з навколозоряного диска. Через акрецію ці зорі набувають високих швидкостей обертання, тому на них, імовірно, утворюються сильні глобальні магнітні поля. Магнітні поля керують акрецією та зумовлюють циклічні зміни блиску з амплітудами до 0,5m, які, зокрема, викликають великі холодні зоряні плями або їхні групи[10].
  • Зорі типу RS Гончих Псів — це розділені подвійні системи з модуляцією кривої блиску через зоряні плями. Масивніша компонента є гігантом або субгігантом спектрального класу від F до K, а орбітальний період системи становить від одного дня до кількох тижнів[11]. Амплітуда змін блиску через плями сягає 0,6m, що інтерпретують як покриття плямами до 50 % поверхні зорі.
  • Зорі типу FK Волосся Вероніки — це невелика група швидко обертових гігантів зі швидкостями 50–150 км/с. Їхній спектральний клас — від F до K, і всі такі зорі демонструють ознаки активності: спалахи, зоряні плями та емісійні лінії з активних областей. Вони відрізняються від зір типу RS Гончих Псів відсутністю (або дуже слабким внеском) компаньйона. Амплітуда змін блиску протягом одного періоду обертання не перевищує 0,3m[12][13].
  • Зорі типу W Великої Ведмедиці — це контактні системи з двох сонцеподібних зір, які обмінюються речовиною та енергією через спільну оболонку. Їхній орбітальний період становить 3–22 години, а температури поверхонь обох компонентів подібні. Моделювання кривих блиску таких систем потребує наявності холодних або гарячих ділянок. Реконструкції поверхонь цих подвійних зір методом доплерівського картування завжди виявляють зоряні плями на обох компонентах, причому масивніша компонента зазвичай активніша[14]. Такий розподіл плям призводить до ефекту О'Коннелла та W-феномена. Ефект О'Коннелла полягає у різній яскравості первинного й вторинного максимумів. W-феномен також пов'язаний із сильнішою концентрацією плям на первинній компоненті, через що мінімум при покритті меншого вторинного компонента глибший, ніж при покритті більшого первинного[15].
  • У коричневих карликів зоряні плями поки що виявляють лише непрямими способами. Оскільки в плямах температура нижча, ніж на незбуреній поверхні, вони випромінюють менше енергії. Тому зоря або коричневий карлик має розширитися, щоб за рахунок більшої площі поверхні випромінити енергію, що генерується в надрах, і зберегти гідростатичну рівновагу. Ця гіпотеза пояснює, наприклад, чому масивніша компонента системи 2M0535-05 (подвійної системи з двох коричневих карликів) є холоднішою та має більший радіус, ніж менш масивний компаньйон[16].
  • Взаємодіючі подвійні системи типу Алголя складаються з гарячої масивної зорі головної послідовності спектрального класу від B до F і холоднішого компаньйона. Компаньйон зазвичай є субгігантом класу G або K, який заповнює свою порожнину Роша і має період обертання, синхронний з орбітальним періодом (кілька днів). Висока швидкість обертання разом із конвективним перенесенням енергії в субгіганті породжує різноманітні прояви магнітної активності, зокрема зоряні плями. Їх зазвичай спостерігають під час первинного мінімуму, коли яскравіша головна компонента закривається субгігантом[17].

Методи спостереження й реконструкції

Фотометричні вимірювання яскравості зір привели до першого відкриття зоряних плям. І нині вони залишаються головним джерелом знань про зоряні плями, оскільки фотометрію можна виконувати навіть за допомогою невеликих телескопів. Щоб за змінами блиску визначити положення, температуру та діаметр зоряних плям, застосовують метод моделювання кривих блиску. Однак навіть із використанням багатокольорової фотометрії для одиночних зір розв'язки залишаються неоднозначними. Кращу роздільну здатність та однозначність реконструкції розподілу плям метод дає лише під час аналізу кривих блиску затемнюваних подвійних зір[18].

Дослідження зоряних плям за допомогою спектроскопічних методів потребує високої спектральної роздільної здатності та телескопів із діаметром дзеркала в кілька метрів[19]. На основі спектрів застосовують такі методи реконструкції:

  • Метод доплерівського картування відтворює розподіл і розміри зоряних плям за змінами профілів ліній поглинання, спричиненими обертанням плям на поверхні зорі
  • Метод зееманівсько-доплерівського картування ґрунтується на розщепленні спектральних ліній у магнітному полі; ці зміни також модулюються обертанням магнітних структур і пов'язаних із ними зоряних плям на поверхні зорі
  • Молекулярні смуги TiO та VO у спектрах зір зі спектральним класом пізнішим за M свідчать про наявність ділянок із низькою температурою, тобто зоряних плям. Зміни інтенсивності та довжини хвилі цих смуг через ефект Доплера дають змогу аналізувати розподіл і розміри зоряних плям.

Властивості

Із амплітуди змін блиску до 0,65m для зорі типу T Тельця V410 Тельця оцінено, що розміри зоряних плям можуть сягати до 40 % видимої півсфери[20]. Різниця температур між зоряними плямами та незбуреною фотосферою зменшується для пізніших спектральних класів. Так, для зір спектрального класу G0 вона перевищує 2000 К, тоді як для спектрального типу M4 становить лише близько 200 K. Очевидної кореляції з класом світності не виявлено, тому природа зоряних плям є подібною як у гігантів, так і в карликів. Можливо, для пізніх спектральних класів частка півтіні відносно тіні у плямі більша, а менша різниця температур є наслідком обмеженої роздільної здатності спостережень[21].

За поляриметричними вимірюваннями, магнітні поля, що спричиняють зоряні плями, мають магнітну індукцію близько 3000 Гс у тіні та, з більшою невизначеністю, близько 1500 гаусів у півтіні. Так званий фактор заповнення — частка поверхні зорі, вкрита плямами, — імовірно зростає зі зниженням температури[22].

Тривалість існування зоряних плям, подібно до сонячних, залежить від їхнього розміру: менші плями зникають швидше. Час існування великих плям із фактором заповнення понад 20 % імовірно обмежує диференціальне обертання зорі. Водночас фотометричні спостереження деяких зір до головної послідовності свідчать, що такі структури можуть існувати понад 20 років. Утім, це можуть бути не окремі великі плями, а активні області, що складаються з багатьох менших плям[23].

Активні ділянки поверхні, особливо у зір типу RS Гончих Псів, можуть спостерігатися протягом кількох років. Вони не прив'язані до фіксованої довготи, а з часом мігрують по поверхні зорі. У зір типу RS Гончих Псів, молодих зір і зір типу FK Волосся Вероніки часто спостерігають дві активні ділянки, розташовані приблизно на відстані 180° одна від одної на поверхні зорі. При цьому навперемінно домінує то одна, то інша ділянка[24]. За міграцією активних ділянок можна визначити диференціальне обертання. Як і на Сонці, період обертання поблизу полюсів зазвичай довший, ніж на екваторі[25].

Розподіл зоряних плям залишається предметом дискусій, зокрема щодо існування плям поблизу полюсів, що може бути наслідком помилок вимірювань або інтерпретації. На Сонці полярні плями не спостерігаються. Водночас довготривалі спостереження швидко обертових зір вказують, що плями виникають поблизу екватора, а згодом протягом років зміщуються до полюсів[26].

Цикли активності

Магнітну активність Сонця визначають за сонячними плямами у вигляді відносного числа плям або як коефіцієнт покриття (сума площ сонячних плям відносно всієї площі фотосфери). Іншими показниками є індекс радіопотоку на довжині хвилі 10,7 см, площа факелів (яскравих ділянок) або інтенсивність емісійних ліній кальцію чи магнію. Усі ці індекси демонструють цикли активності із тривалістю 11 або 22 роки.

В інших магнітно активних зір також вимірюють зміну магнітної активності. Для цього застосовують різні методи реконструкції, але найчастіше використовують інтенсивність емісійних ліній кальцію. На відміну від аналога відносного числа плям, для визначення індикатора зоряної активності достатньо отримувати спектр лише раз на кілька періодів обертання[27].

Дуже молоді зорі зі швидким обертанням виявляють високу магнітну активність, яка радше має хаотичний характер і не демонструє чітко вираженого циклу, як у Сонця. У віці понад один мільярд років магнітно активні зорі зазвичай мають помірні рівні активності та іноді показують циклічні зміни індикаторів упродовж років або десятиліть. Повільно обертові зорі, подібні до Сонця, характеризуються низькою активністю та добре вираженими циклами[28]. Деякі зорі взагалі не демонструють ознак магнітної активності. Питання, чи можна це інтерпретувати як прояви маундерівського мінімуму, залишається дискусійним[29]. Спостереження також показують, що на пізніх стадіях еволюції магнітна активність зір стає дуже слабкою. Це підтверджує тісний зв'язок магнітної активності зорі з її віком. Молоді зорі під час максимуму активності трохи тьмяніють, тоді як старі зорі, подібні до Сонця, навпаки, стають дещо яскравішими. Це свідчить про еволюцію від фотосфери з основним впливом плям до більшого впливу факелів у міру старіння активних зір, що пов'язано зі зменшенням магнітної активності внаслідок втрати кутового моменту[30].

Фліп-флоп-ефект

Фліп-флоп-ефект (англ. flip-flop) описує спостереження для Сонця, сонцеподібних зір, зір типу RS Гончих Псів і деяких зір типу FK Волосся Вероніки, згідно з якими розвиток двох активних ділянок на поверхні зорі відбувається узгоджено. Коли плями в одній активній ділянці слабшають, інша ділянка на протилежній півкулі активізується, і в ній плями займають більшу площу[31][32]. Періодичність цього ефекту залежить від типу зорі. У подвійних системах типу RS Гончих Псів тривалість фліп-флоп-циклу приблизно дорівнює циклу активності, тоді як у сонцеподібних зір і Сонця він у 3–4 рази коротший[33]. Окрім власне фліп-флоп-перемикань, спостерігають і подібні фазові стрибки (англ. phase jumps) у розподілі плям. У цих випадках довгота активної ділянки також змінюється стрибкоподібно, але нова активна ділянка не розташована на 180° відносно попередньої[34].

Вплив зоряних плям

Радіуси зір можна з великою точністю визначати у затемнюваних змінних зорях. При цьому радіуси зір типу BY Дракона виявляються на 3–12 % більшими, ніж у червоних карликів без ознак магнітної активності. Крім того, температура незбуреної фотосфери приблизно на 3 % нижча за очікувані значення. Обидва ефекти пов'язані з наявністю зоряних плям. Холодніші плями на поверхні зменшують випромінювання, і зоря реагує розширенням, щоб відновити гідростатичну рівновагу[35].

Катаклізмічні змінні — це тісні подвійні системи, що складаються з білого карлика та його супутника, звичайної некомпактної зорі. Більша частина енергії виділяється завдяки потенціальній енергії речовини, що перетікає від супутника до білого карлика. У деяких таких системах швидкість акреції і, відповідно, світність зазнають значних коливань; це пояснюють наявністю зоряних плям поблизу точки Лагранжа L1, які модулюють потік речовини[36].

За допомогою затемнюваних змінних зір можна з високою точністю визначати орбітальний період подвійної системи, вимірюючи моменти мінімуму світності. Зоряні плями змінюють криву блиску, що може зсувати положення мінімуму. Унаслідок цього створюється враження, ніби орбітальний період не є сталим[37].

Зоряні плями також дають змогу визначати орієнтацію орбіти екзопланет. Проходження планети перед диском зорі реєструють за допомогою транзитного методу через аналіз кривих блиску. Якщо планета проходить над плямою, крива блиску змінюється. Коли під час наступного транзиту планета знову перетинає ту саму пляму, це означає, що орбітальна площина планети та площина обертання зорі є приблизно компланарними. Реконструкція плям за кривими блиску також дозволяє визначити нахил осі обертання зорі з точністю приблизно до 5°[38].

Спалахи та їхній зв'язок із зоряними плямами

Спалахи, як і зоряні плями, вважають проявом зоряної активності; вони також виникають під дією магнітних полів у верхніх шарах атмосфери. Причиною спалахів є перез'єднання силових ліній магнітнітного поля в короні. Вивільнена при цьому енергія прискорює частинки до розташованої нижче хромосфери, де вони стикаються зі щільнішою речовиною. Плазма хромосфери нагрівається та з великою швидкістю викидається назад у корону. Спалахи зафіксовано в рентгенівському, радіо-, ультрафіолетовому та видимому діапазонах[39][40]. Класичний спалах має характерну криву: різке зростання яскравості та повільне експоненційне згасання інтенсивності.

На відміну від зоряних плям, спалахи спостерігають також у зір спектральних класів A й раннього F. Оскільки такі зорі не повинні мати конвективного перенесення енергії у своїх фотосферах, їхнє магнітне поле, ймовірно, є слабким залишком від етапу формування зорі. Попри це, енергія, що вивільняється під час спалахів у таких зорях, порівнянна або навіть більша, ніж у класичних активних зір. Припускають, що спалахи виникають через магнітне перез'єднання між полем ранньої зорі та полем магнітно активного компаньйона[41]. Отже, спалахи можуть виникати і в зір без плям, однак усі зорі із зоряними плямами також демонструють спалахи.

Примітки

  1. ↑ Aktive Sterne: Laboratorien der solaren Astrophysik. Springer Verlag. 1997. ISBN 3-211-83005-7.
  2. ↑ Starspot Imaging with the CHARA Array (PDF). ASP Conference Series. 1 грудня 2011. с. E-1217 — E-1224.
  3. ↑ C. Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. J. A. Barth Verlag, Leipzig, ISBN 3-335-00224-5.
  4. ↑ J. Lehtinen, L. Jetsu, T. Hackman, P. Kajatkari, and G.W. Henry: Spot activity of LQ Hya from photometry between 1988 and 2011. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.
  5. ↑ H. A. Dal, S. Evren: The Statistical Analyses of Flares Detected In B Band Photometry of UV Ceti Type Stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.
  6. ↑ John R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge, ISBN 978-0-521-23253-1.
  7. ↑ Radick, R.R., Wilkerson, M.S., Worden, S.P., Africano, J.L., Klimke, A., Ruden, S., Rogers, W., Armandroff, T.E., Giampapa, M.S.: The photometric variability of solar-type stars. II. Stars selected from Wilson’s chromospheric activity survey. In: Publication of the Astronomical Society of the Pacific. 95, S. 300–310.
  8. ↑ Dorren, J.D., Guinan, E.F.: HD 129333: The Sun in its infancy. In: Astrophysical Journal. 428, S. 805–818.
  9. ↑ Guenther, E.W., Ball, M.: A spectroscopic study of flares on T Tauri and zero-age mainsequence stars. In: Astronomy & Astrophysics. 347, S. 508–517.
  10. ↑ Scott G. Gregory and Jean-Francois Donati: Analytic and numerical models of the 3D multipolar magnetospheres of pre-main sequence stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.
  11. ↑ C. J. Schrijver, C. Zwaan: Solar and Stellar Magnetic Activity. Cambridge University Press, Cambridge, ISBN 0-521-58286-5.
  12. ↑ H. Korhonen, S. Hubrig, S. V. Berdyugina, Th. Granzer, T. Hackman, M. Scholler, K. G. Strassmeier and M. Weber: First measurement of the magnetic field on FK Com and its relation to the contemporaneous starspot locations. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.
  13. ↑ O. Cohen, J. J. Drake, V. L. Kashyap, H. Korhonen, D. Elstner, T. I. Gombosi: Magnetic Structure of Rapidly Rotating FK Comae-Type Coronae. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.
  14. ↑ Barnes, J.R., Lister, T.A., Hilditch, R.W., Collier Cameron, A.: High-resolution Doppler images of the spotted contact binary AE Phe. In: Monthly Notice of the Royal Astronomical Society. 348, S. 1321–1331.
  15. ↑ K. Stepien and K. Gazeas: Evolution of Low Mass Contact Binaries. In: Astrophysics. Solar and Stellar strophysics.
  16. ↑ M. Morales-Calderon et al.: YSOVAR: Six Pre-Main-Sequence Eclipsing Binaries in the Orion Nebula Cluster. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.
  17. ↑ S.N.Shore, M. Livio, E.P.J van den Heuvel: Interacting Binaries. Springer-Verlag, Berlin, ISBN 3-540-57014-4.
  18. ↑ Josef Kallrath, Eugene F. Milone: Eclipsing Binary Stars: Modeling and Analysis (Astronomy and Astrophysics Library). Springer-Verlag, Berlin, ISBN 978-1-4419-0698-4.
  19. ↑ Pallavicini, R.: High-resolution ground-based spectroscopy: where and how?”. In: Astronomische Nachrichten. 323, S. 288–293.
  20. ↑ Strassmeier, K.G., Bartus, J., Cutispoto, G., Rodono, M.: Starspot photometry with robotic telescopes: Continuous UBV and V(RI)c photometry of 23 stars in 1991–1996. In: The Astrophysical Supplement Series. 125, S. 11–63.
  21. ↑ O’Neal, D., Neff, J.E., Saar, S.H., Cuntz, M.: Further Results of TiO-band Observations of Starspots. In: Astronomical Journal. 128, S. 1802–1811.
  22. ↑ Berdyugina, S.V.: Sunspot and starspot interiors as seen from molecular lines. In: Astronomische Nachrichten. 323, S. 192–195.
  23. ↑ Hatzes, A.P.: Doppler Imaging of the Cool Spot Distribution on the Weak T Tauri Star V410 Tauri. In: The Astrophysical Journal. 451, S. 784–794.
  24. ↑ Rodono, M., Messina, S., Lanza, A.F., Cutispoto, G., Teriaca, L.: The magnetic activity cycle of II Pegasi: results from twenty-five years of wide-band photometry. In: Astronomy&Astrophysics. 358, S. 624–638.
  25. ↑ Donati, J.-F., Collier Cameron, A., Petit, P.: Temporal fluctuations in the differential rotation of cool active stars. In: Monthly Notice of the Royal Astronomical Society. 345, S. 1187–1199.
  26. ↑ Strassmeier, K.G., Bartus, J.: Doppler imaging of stellar surface structure. XII. Rapid spot changes on the RS CVn binary V711 Tauri = HR 1099. In: Astronomy&Astrophysics. 354, S. 537–550.
  27. ↑ Yoichi Takeda, Akito Tajitsu, Satoshi Honda, Satoshi Kawanomoto, Hiroyasu Ando and Takashi Sakurai: Detection of Low-Level Activities in Solar-Analog Stars from the Emission Strengths of Ca II 3934 Line. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.
  28. ↑ Baliunas, S.L. et al: Chromospheric variations in main-sequence stars. II. In: The Astrophysical Journal. 438, S. 269–287.
  29. ↑ Wright, J.T.: Do we know of any Maunder minimum stars?. In: Astronomical Journal. 128, S. 1273–1278.
  30. ↑ Radick, R.R., Lockwood, G.W., Skiff, B.A., Baliunas, S.L.: Patterns of Variation among Sun-like Stars. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. 118, S. 239–287.
  31. ↑ O. Cohen, J. J. Drake, V. L. Kashyap, H. Korhonen, D. Elstner, T. I. Gombosi: Magnetic Structure of Rapidly Rotating FK Comae-Type Coronae. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.
  32. ↑ Korhonen, H., Berdyugina, S.V., Tuominen, I.: Study of FK Comae Berenices. IV. Active longitudes and the “flip-flop” phenomenon. In: Astronomy&Astrophysics. 390, S. 179–185.
  33. ↑ Berdyugina, S.V., Usoskin, I.G.: Active longitudes in sunspot activity: Century scale persistence. In: Astronomy&Astrophysics. 405, S. 1121–1128.
  34. ↑ Thomas Hackman et al.: Flip-flops of FK Comae Berenices. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.
  35. ↑ Jayne Birkby et al.: Discovery and characterisation of detached M-dwarf eclipsing binaries in the WFCAM Transit Survey. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.
  36. ↑ P. Rodriguez-Gil, L. Schmidtobreick, K. S. Long, T. Shahbaz, B. T. Gansicke and M. A. P. Torres: The low states of CVs at the upper edge of the period gap. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.
  37. ↑ L. Jetsu, S. Porceddu, J. Lyytinen, P. Kajatkari, J. Lehtinen, T. Markkanen, and J. Toivari-Viitala: Did the ancient egyptians record the period of the eclipsing binary Algol – the Raging one?. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.
  38. ↑ David M. Kipping: An Analytic Model for Rotational Modulations in the Photometry of Spotted Stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.
  39. ↑ Akiko Uzawa et al.: A Large X-ray Flare from a Single Weak-lined T Tauri Star TWA-7 Detected with MAXI GSC. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.
  40. ↑ B. Fuhrmeister, S. Lalitha, K. Poppenhaeger, N. Rudolf, C. Liefke, A. Reiners, J. H. M. M. Schmitt, J.-U. Ness: Multi-wavelength observations of Proxima Centauri. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.
  41. ↑ L. A. Balona: Kepler observations of flaring in A–F type stars. In: Monthly Notice of the Royal Astronomical Society. 423, S. 3420–3429 (doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21135.x).

Джерело: стаття у Вікіпедії та історія редагувань (автори).