GRUPO DE ACTIVIDAD ESTELAR   (UCM)

Actividad cromosférica

Desde el descubrimiento de las manchas solares es bien conocido que en el Sol se presentan una serie de fenómenos relacionados entre sí y que afectan a las diferentes partes de la atmósfera solar, manchas, fáculas, protuberancias, fulguraciones, bucles coronales, viento solar, ciclo solar, etc. Todos estos fenómenos están estrechamente ligados a la existencia de un campo magnético y se conocen con el nombre de Actividad Magnética Solar. Es de esperar que otras estrellas similares al Sol también presenten estos fenómenos en mayor o en menor medida. En efecto, se han observado en otras estrellas una serie de hechos que confirman la existencia de la Actividad Estelar:

Sin embargo, existen diferencias importantes entre la actividad solar y los fenómenos asociados a la actividad observados en otras estrellas. Por ejemplo, las manchas solares nunca cubren más de un 0.2 \% de la superficie, sin embargo, las manchas estelares pueden cubrir el 10-50 \% de la superficie estelar.

Otra diferencia importante entre la actividad solar y la estelar es que hay estrellas mucho más activas que el Sol es decir con emisiones en H y K de Ca II mucho más intensas, de hecho si se observara el Sol como una estrella sus emisiones serían prácticamente inapreciables.

A pesar de estas diferencias normalmemte se recurre a asimilar la actividad observada en las estrellas con los fenómenos observados en el Sol, suponiendo que en las estrellas estos fenómemos ocurren a escalas mucho más grandes.

Indicadores de Actividad en el Optico

Las líneas H y K de CaII

En esta figura se presenta un espectro en la región de la líneas H y K de CaII mostrando las principales características de la líneas. (Montes 1995)

La línea H

En esta figura se presenta un espectro en la región de la línea H en el que se muestra de forma gráfica la obtención del exceso de emisión aplicando la técnica de substracción espectral. (Montes et al. 1995)

Sistemas binarios RS CVn y BY Dra

Los sistemas binarios RS Canis Venaticorum (RS CVn) y BY Draconis (BY Dra) son sistemas binarios formados por estrellas de los últimos tipos espectrales con niveles de actividad generalmente bastante elevados. Sus períodos de rotación en muchas ocasiones aparecen sincronizados con sus períodos orbitales tomando además valores bastante pequeños es decir velocidades de rotación muy elevadas. Esto hace que los niveles de actividad alcanzados por estos sistemas sean bastante más elevados que los de otras estrellas del mismo tipo espectral pero que no pertenecen a un sistema binario.

La actividad cromosférica en sistemas binarios se pone de manifiesto a través de diferentes indicadores, entre los cuales la emisión en las líneas H y K de CaII han sido, hasta ahora, el indicador de actividad en el óptico mas ampliamente utilizado. Sin embargo, la línea H proporciona también importante información sobre la actividad cromosférica, presentandose en unas ocasiones como una emisión por encima del continuo y en otras como un llenado de la línea de absorción. La línea H también puede ser utilizada como indicador de actividad cromosférica. En los casos en los que la línea H no se presenta en emisión es necesario aplicar la técnica de substracción de un espectro sintético obtenido con estrellas no activas del mismo tipo espectral y clase de luminosidad que el sistema estudiado.

Espectros







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Actividad estelar

David Montes, dmgastrax.fis.ucm.es