スタースポット

恒星黒点は恒星現象で、太陽黒点との類似性からそのように名付けられました。太陽黒点ほど小さな黒点は、検出できないほど小さな明るさの変動を引き起こすため、他の恒星では検出されていません。一般的に観測される恒星黒点は、太陽の黒点よりもはるかに大きく、恒星表面の最大約 30% を覆うことがあり、これは太陽の黒点の 100 倍の大きさの黒点に相当します。

星黒点の検出と範囲の測定には、いくつかの種類の方法が使用されます。

• 高速で回転する星の場合 -ドップラー画像化とゼーマン・ドップラー画像化。^[1]ゼーマン・ドップラー画像化技術では、スペクトル線がゼーマン効果に従って分割され、磁場の方向と大きさが明らかになるため、星の磁場の方向を決定することができます。
• ゆっくり回転する星の場合 - 線深度比 (LDR)。ここでは、温度に敏感な線とそうでない線の 2 つの異なるスペクトル線を測定します。星の黒点は周囲よりも温度が低いため、温度に敏感な線は深さが変わります。この 2 つの線の差から、温度精度 10K で黒点の温度とサイズを計算できます。
• 食連星の場合– 日食マッピングでは、両方の星の斑点の画像と地図が作成されます。^[2]
• 巨大 連星の場合-超長基線干渉法^{[3] [4]}
• 太陽系外惑星を持つ恒星の場合– 光度曲線の変化。^[5]

観測される黒点は、一般に恒星の光球よりも 500～2000ケルビン低い温度です。この温度差により、黒点とその周囲の表面の明るさは最大 0.6等級まで変化します。また、黒点の温度と恒星の光球の温度には関係があるようで、黒点は異なるタイプの恒星 ( G～K 型矮星で観測) でも同様に振る舞うことが示されています。

星黒点の寿命はその大きさによって決まります。

• 小さな黒点の場合、寿命はその大きさに比例し、太陽の黒点と同様である。^[6]
• 大きな斑点の大きさは恒星の差動回転に依存するが、光の変化を引き起こす大きな斑点は差動回転のある恒星でも何年も存続する可能性があるという兆候がある。^[6]

恒星表面の黒点の分布は太陽の場合と同様に変化しますが、恒星の種類によって、たとえば連星かどうかによっても異なります。太陽に見られるのと同じタイプの活動サイクルが他の恒星でも見られ、太陽の 11 年周期 (2 倍) に対応しています。

いくつかの恒星は、おそらく70年続いた太陽のマウンダー極小期に類似した、より長い周期を持つ可能性があります。例えば、マウンダー極小期の候補としては、ペガスス座51番星^[7]、HD 4915 ^[8]、HD 166620 ^[9 ]などが挙げられます。 [10 ^]

もう一つの活動周期は、いわゆるフリップフロップ周期で、これはどちらかの半球の活動が一方から他方へ移行することを意味します。同じ現象は太陽でも見られ、北半球と南半球の周期はそれぞれ 3.8 年と 3.65 年です。フリップフロップ現象は連星系RS CVn星と単独星の両方で観測されますが、連星系と単独星では周期の範囲が異なります。

• Strassmeir, Klaus G. (2009 年 9 月). 「Starspots」.天文学と天体物理学レビュー. 17 (3): 251–308. Bibcode :2009A&ARv..17..251S. doi : 10.1007/s00159-009-0020-6 .