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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:
),
de región de transición y de la corona.
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.
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)
En esta figura se presenta un espectro en la región de la línea
H
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
Indicadores de Actividad en el Optico
Las líneas H y K de CaII
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
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.
astrax.fis.ucm.es
Actividad estelar