Hvězdné skvrny
Z Wikina
Od poloviny 17. stol. byla proměnnost hvězd (až na zákrytové proměnné) vysvětlována skvrnami na hvězdě. V r. 1667 Ismael Boulliau vysvětloval jedenáctiměsíční kolísání jasnosti hvězdy Mira nerovnoměrným rozložením skvrn na jejím povrchu. Tento názor byl opuštěn ve 20. stol., kdy byl nalezeny skutečné mechanismy proměnnosti. Nicméně u některých hvězd bylo naměřeno silné celkové magnetické pole. Naměřené hodnoty jsou několik tisíc gaussů, zatímco sluneční celkové pole představuje pouze 2-3 G. Výskyt mohutných skvrn způsobuje proměnnost zejména u hvězd typu RS CVn. Skvrny mohou pokrývat až polovinu jejich polokoule. Pro srovnání: sluneční skvrny během maxima sluneční činnosti pokrývají zlomek procenta polokoule. Z jemných změn v profilu spektrálních čar je možno získat obraz velkých skvrn na hvězdách (viz křída). Metoda je obdobou lékařského tomografu, s tím rozdílem, že se otáčí „pacient“ (tj. zkoumaný předmět, např. hvězda) a registrující tomograf (spektograf) je naopak v klidu.
Obsah |
