Las estructuras no homogéneas en las superficies estelares, es decir, las diferencias de temperatura, la composición química o los campos magnéticos , crean distorsiones características en las líneas espectrales debido al efecto Doppler . Estas distorsiones se moverán a través de los perfiles de las líneas espectrales debido a la rotación estelar. La técnica para reconstruir estas estructuras en la superficie estelar se llama imagen Doppler , que a menudo se basa en la reconstrucción de imágenes de máxima entropía para encontrar la imagen estelar. Esta técnica proporciona la imagen más suave y simple que es consistente con las observaciones.
Para comprender el campo magnético y la actividad de las estrellas no basta con estudiar el Sol , sino que es necesario estudiar otras estrellas. Hace tiempo que se observan cambios periódicos de brillo en las estrellas que indican la presencia de manchas más frías o más brillantes en la superficie. Estas manchas son más grandes que las del Sol y cubren hasta el 20% de la estrella. Manchas de tamaño similar a las del Sol difícilmente darían lugar a cambios de intensidad. Para comprender la estructura del campo magnético de una estrella no basta con saber que existen manchas, ya que su ubicación y extensión también son importantes.
La primera vez que se utilizó la técnica Doppler fue para mapear las peculiaridades químicas en la superficie de las estrellas Ap . Para mapear las manchas estelares, Steven Vogt y Donald Penrod la utilizaron por primera vez en 1983, cuando demostraron que las firmas de las manchas estelares eran observables en los perfiles de línea de la estrella binaria activa HR 1099 (V711 Tau); a partir de esto, pudieron derivar una imagen de la superficie estelar.
Para poder utilizar la técnica de imágenes Doppler, la estrella debe cumplir algunos criterios específicos.
En el caso más simple, las manchas estelares oscuras disminuyen la cantidad de luz que proviene de una región específica; esto causa una depresión o muesca en la línea espectral. A medida que la estrella gira, la muesca aparecerá primero en el lado de longitud de onda corta cuando se vuelve visible para el observador. Luego se moverá a través del perfil de la línea y aumentará en tamaño angular ya que la mancha se ve más de frente, el máximo es cuando la mancha pasa el meridiano de la estrella . Lo opuesto sucede cuando la mancha se mueve al otro lado de la estrella. La mancha tiene su máximo desplazamiento Doppler para;
Donde l es la latitud y L es la longitud. Por lo tanto, las señales de los puntos en latitudes más altas se limitarán a los centros de las líneas espectrales, lo que también ocurrirá cuando el eje de rotación no sea perpendicular a la línea de visión. Si el punto está ubicado en una latitud alta, es posible que siempre se vea, en cuyo caso la distorsión en el perfil de la línea se moverá hacia adelante y hacia atrás y solo cambiará la cantidad de distorsión.
También se pueden obtener imágenes Doppler para cambios en la abundancia de sustancias químicas a lo largo de la superficie estelar; estas pueden no dar lugar a muescas en el perfil de la línea, ya que pueden ser más brillantes que el resto de la superficie, produciendo en cambio una caída en el perfil de la línea.
La técnica de imágenes Zeeman-Doppler es una variante de la técnica de imágenes Doppler que utiliza información de polarización circular y lineal para ver los pequeños cambios en la longitud de onda y las formas del perfil que ocurren cuando hay un campo magnético presente.
Otra forma de determinar y ver la extensión de las manchas estelares es estudiar las estrellas que son binarias . De esta manera, se reduce el problema con i = 90° y se puede mejorar el mapeo de la superficie estelar. Cuando una de las estrellas pasa frente a la otra, se producirá un eclipse y las manchas estelares en el hemisferio eclipsado causarán una distorsión en la curva del eclipse, revelando la ubicación y el tamaño de las manchas. Esta técnica se puede utilizar para encontrar tanto puntos oscuros (fríos) como brillantes (calientes).
