¿Por qué no se pueden observar las superficies de las estrellas?

Hay muchas formas diferentes de obtener información espacial sobre la superficie de una estrella además de la imagen directa.

La imagen directa es difícil porque la resolución angular disponible va tan$\lambda/D$. Para un telescopio de 8 m y luz a 500 nm, se puede resolver$6\times10^{-8}$radianes (suponiendo que la borrosidad de la atmósfera se pueda superar con óptica adaptativa o similar).

Las estrellas más cercanas están a un par de parsecs de distancia, por lo que las escalas espaciales más pequeñas que podrían resolverse son$\sim 2\times 3.1\times10^{16} \times 6\times10^{-8} = 3.7\times10^{9}$m, o alrededor de 500 radios solares. Por lo tanto, no se pudieron resolver las características de la superficie o incluso un disco.

Por supuesto, podría usar técnicas interferométricas para aumentar efectivamente el tamaño de$D$y ahora es posible medir los radios angulares de muchas estrellas cercanas o estrellas gigantes a distancias mayores.

Las imágenes de superficie son más difíciles. Las técnicas indirectas son mucho más comunes. Estos incluyen imágenes Doppler y mapeo de eclipses. El primero utiliza el hecho de que existe una relación entre la posición de una característica brillante/oscura en un rotatorioestrella y el desplazamiento doppler de la luz de esa característica. Al observar una serie temporal de espectros, los bultos y protuberancias en las líneas espectrales se pueden invertir para producir un "mapa doppler" de la superficie. La técnica generalmente se limita a estrellas que giran considerablemente más rápido que el Sol. Hay mucha ambigüedad en el proceso de reconstrucción de imágenes: muchas superficies podrían conducir a la misma huella observable y se deben implementar técnicas estadísticas inteligentes (e incluso filosofías) para elegir entre ellas. Muchas estrellas han publicado "mapas doppler" de sus superficies. Aquí hay un ejemplo típico de tal estudio y debajo muestro un ejemplo de una "imagen doppler" para la estrella II Peg (una subgigante tipo K), de Gu et al. (2003), mostrando regiones con manchas oscuras. Una resolución típica para una imagen de este tipo es de unos 10 grados en la estrella.

El mapeo de eclipses, para el cual no puedo encontrar fácilmente un buen enlace, utiliza el hecho de que una estrella/disco de acreción está orbitado por otra estrella o planeta que lo eclipsa periódicamente. Lo que le sucede a la luz del sistema dentro y fuera del eclipse puede usarse para sondear la superficie del objeto eclipsado. Por supuesto, existen limitaciones en la resolución espacial que se puede obtener, según el tamaño del objeto eclipsante, la duración del eclipse y la amplitud de la órbita. Pero se pueden hacer restricciones útiles sobre la estructura de los discos de acreción, los tamaños de las manchas estelares, etc., aunque normalmente no se producen "mapas". Un ejemplo reciente que utiliza los tránsitos de un planeta para sondear la estructura de las manchas estelares es Roettenbacher et al. 2013 .

Otra posibilidad es la modulación rotacional. Las características de la superficie que giran son autoeclipsadas por la estrella y producen una modulación de la luz observada. Esto se puede utilizar para intentar estimar, por ejemplo, el tamaño y la ubicación de las manchas estelares. Una vez más, hay muchas degeneraciones y ambigüedades, pero esta se ha convertido en una industria en crecimiento desde la entrega de miles de curvas de luz de muy alta calidad desde el satélite Kepler.