Dependencia de la actividad con parámetros estelares y estado evolutivo

Flashcards sobre la actividad estelar, rotación, número de Rossby y relaciones de flujo basadas en los apuntes del Tema 8.

¿Cómo se define el flujo de una línea ($F_{linea}$) utilizando la anchura equivalente ($EW$)?

$$F_{linea} = EW \times F_{continuo}(\lambda)$$

En el proyecto HK (Mt. Wilson Observatory), ¿cuál es la fórmula para definir el índice $S$?

$S = \frac{N_H + N_K}{N_R + N_V}$, donde $N_H$ y $N_K$ son flujos en los núcleos de Ca II y $N_R$ y $N_V$ son flujos en bandas del continuio cercano.

Según el catálogo AMBRE-HARPS, ¿qué valores definen a las estrellas 'muy inactivas' y 'muy activas'?

Muy inactivas: $\log R'_{HK} < -5.1$. Muy activas: $\log R'_{HK} > -4.2$.

¿Qué indica el hecho de que las relaciones flujo-flujo sigan la misma tendencia para estrellas radiativas, convectivas o binarias?

Indica que una vez que el campo magnético llega a la superficie, la física que calienta el plasma es la misma, independientemente de la masa o tamaño de la estrella.

¿Por qué la pendiente de las relaciones flujo-flujo es mayor que 1 cuando se comparan la región de transición y la cromosfera?

Porque cuando la actividad de la estrella aumenta, el flujo de las capas más calientes crece mucho más rápido que el de las capas más frías.

¿Qué es el flujo basal ($F_{min}$)?

Es el nivel mínimo de emisión de origen mecánico (ondas acústicas) producido por la convección de la estrella, presente incluso si no tiene actividad magnética.

¿Cómo se define el exceso de flujo ($\Delta F$) de origen magnético?

$$\Delta F = F - F_{min}$$

¿A qué valor de $\log R'_{HK}$ se encuentra aproximadamente el Gap de Vaughan-Preston?

$$\sim -4.75$$

Según Pace et al. (2009), ¿en qué escala de tiempo pueden pasar las estrellas de activas a inactivas cruzando el Gap de Vaughan-Preston?

En una escala de tiempo que podría ser tan corta como $200$ millones de años.

¿Cuál es la relación general entre la actividad cromosférica y la rotación estelar ($P_{rot}$)?

La actividad disminuye cuando el $P_{rot}$ aumenta, ya que una rotación rápida genera campos magnéticos más fuertes (dinamo más eficiente).

¿Cómo se define el número de Rossby ($R_0$)?

$R_0 = \frac{P_{rot}}{\tau_c}$, donde $P_{rot}$ es el periodo de rotación y $\tau_c$ es el tiempo característico de la convección.

¿Por qué los límites de saturación son más altos en sistemas binarios que en estrellas aisladas?

Debido a que el acoplamiento tidal mantiene rotaciones rápidas y estables, aumentando el llenado de superficie activa y estabilizando la dinamo.

¿Qué sugiere el número de Rossby respecto a la eficiencia del dínamo estelar?

Un $R_0$ pequeño implica un dínamo más eficiente y una mayor intensidad de campo magnético.

¿Cuáles son los tres regímenes de la actividad coronal en estrellas tipo solar según Wright et al. (2011)?

No saturado, saturado y supersaturado.

¿Por qué se utilizan índices espectrales basados en bandas moleculares (como TiO o CaH) para estudiar estrellas tipo M?

Porque permiten evitar la medición del continuo, que es muy difícil de determinar en los espectros de las estrellas más frías.