Estrella acandilante
Una estrella acandilante ye una estrella pocu lluminosa de la secuencia principal que despide llaparaes y sufre aumentos sópitos ya impredicibles nel so rellumu, d'unos minutos a unes poques hores de duración. Esta medría tien llugar en tol espectru electromagnéticu, dende rayos X a ondes de radio.
Historia
editarMagar que les primeres estrelles acandilantes pue que foran detectaes en 1924, les primeres observaciones confirmaes atribúinse al astrónomu Willem Jacob Luyten, qu'afayó espectros variables en dos estrelles nanes, V1396 Cygni y AT Microscopii. Sicasí, nun sería hasta 1948 que s'afayó la estrella acandilante más conocida, UV Ceti. Observóse en bien pocu tiempu una medría de 4 magnitúes nel rellumu de la estrella y un aumentu de la temperatura a 10.000 K dende los 2700 K iniciales, volviendo a la normalidá en menos d'un día. Güei, esti tipu d'estrelles variables tamién son conocíes como variables UV Ceti.[1]
Dende la so deteición nel espectru visible, les estrelles acandilantes tamién s'estudiaron nun rangu ampliu de llonxitú d'onda, dende rayos X a ondes de radio. Les llaparaes en rayos X detectáronse per primer vegada en 1975 nes estrelles UV Ceti y YZ Canis Minoris.[2] El númberu d'estrelles acandilantes foi aumentando col tiempu: el General Catalogue of Variable Stars (GCVS) rexistra anguaño 1620 estrelles del tipu UV Ceti (UV) o del tipu UV Ceti + Nebular (UVN).
En 2004 rexistróse una gran erupción na estrella GJ 3685A qu'aumentó'l so rellumu unes 10.000 vegaes, nun fogaral de 20 minutos de duración.[3] Inclusive pa esti tipu d'estrelles, la so intensidá foi anormalmente alta. Igualmente, en 2008 reparóse una enorme erupción na estrella EV Lacertae, miles de vegaes más grande que la mayor erupción reparada nel Sol.[4]
Carauterístiques físiques
editarLes estrelles acandilantes siempres son nanes coloraes de tipos espectrales M y K-tardíos, correspondientes a temperatures ente 2500 y 4000 K, con una masa entendida ente 0,1 y 0,6 mases solares. Frecuentemente presenten llinies d'emisión detectables d'hidróxenu y calciu nel so espectru, indicando actividá cromosférica. Estudios recién indiquen que tamién les nanes marrones puen ser acandilantes, magar hai pocos datos al respeutu. Amás, en nueve estrelles análogues solares reparáronse llaparaes asemeyaes a les de les estrelles acandilantes.[5] Propúnxose que'l mecanismu puede ser asemeyáu al de les variables RS Canum Venaticorum, siendo los fogarales inducíos por un oxetu acompañante, un planeta xovianu invisible nuna órbita cercana.[6]
La variabilidá nes estrelles acandilantes carauterízase por un aumentu rápidu, irregular y de gran amplitú nel rellumu estelar, siguíu d'un descensu muncho más nidiu (de minutos a hores) hasta'l nivel normal. Les mayores variaciones tienen llugar nel estremu azul del espectru visible. Tamién se repararon medríes nes rexones d'ondes de radio y rayos X del espectru, que nun coinciden necesariamente colos del espectru visible.[1]
Piénsase que les llaparaes nes estrelles acandilantes son análogues a les erupciones solares, pero con delles diferencies importantes. Per una parte, les estrelles acandilantes son intrínsecamente febles en lluz visible, especialmente en llonxitú d'onda curties. Por ello, la erupción alza drásticamente la lluminosidá nel rangu ultravioleta-azul. De segundes, el tamañu de les erupciones puede tener un tamañu significativu en comparanza cola mesma estrella, ente que nel Sol tán llindaes a unos pocos miles de km.[1]
Estrelles acandilantes cercanes
editar| Nome | Designador variable | Distancia (Años lluz) | Tipu espectral | Magnitú aparente* |
|---|---|---|---|---|
| Próxima Centauri | V645 Centauri | 4,22 | M5.5Ve | 12,10 - 13,12 |
| Wolf 359 | CN Leonis | 7,78 | M6.0V | 11,52 - 17,08 |
| Lalande 21185 | 8,29 | M5.5e | 7,49 | |
| Luyten 726-8 | BL Ceti | 8,72 | M5.5e | 12,52 |
| UV Ceti | M6.0e | 6,80 - 12,95 | ||
| Ross 154 | V1216 Sagittarii | 9,68 | M3.5Ve | 11,12 - 12,55 |
| Ross 128 | FI Virginis | 10,91 | M4.0 | 13,82 - 14,26 |
| GJ 866 | EZ Aquarii A | 11,26 | M5.0Ve | 14,27-15,68 |
| EZ Aquarii B | M ? | |||
| EZ Aquarii C | M ? | |||
| Struve 2398 | 11,52 | M3.0V | 8,47 | |
| M3.5V | 9,69 | |||
| Groombridge 34 | GX Andromedae | 11,62 | M1.5Vne | 9,45-9,63 |
| GQ Andromedae | M3.5Vne | 12,20-12,80 | ||
| GJ 1111 | DX Cancri | 11,82 | M6.5Ve | 14,30-19,00 |
| LHS 138 | YZ Ceti | 12,13 | M4.5V | 13,15-13,87 |
* Magnitúes aparentes procedentes de VizieR (SIMBAD)
Referencies
editar- ↑ 1,0 1,1 1,2 UV Ceti and the flare stars (AAVSO)
- ↑ Heise, J.; Brinkman, A.C.; Schrijver, J.; Mewe, R.; Gronenschild, Y.H.B.M.: dean Boggende, A.J.F. & Grindlay, J. (1975). «Evidence for X-ray emission from flare stars observed by ANS». Astrophysical Journal 202. pp. L73-L76. Archivado del original el 2024-07-30. https://web.archive.org/web/20240730060746/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1975ApJ...202L..73H?db_key=AST&high=3f43ce5bed09965. Consultáu'l 2015-12-15.
- ↑ NASA Telescope Catches Surprise Ultraviolet Light Show. GALEX Archiváu 2016-03-08 en Wayback Machine (NASA)
- ↑ Pipsqueak Star Unleashes Monster Flare Archiváu 2016-03-15 en Wayback Machine (NASA)
- ↑ Schaefer, Bradley Y.; King, Jeremy R.; Deliyannis, Constantine P. (2000). «Superflares on Ordinary Solar-Type Stars». The Astrophysical Journal 259 (2). páxs. 1026-1030. http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...529.1026S.
- ↑ Rubenstein, Eric P.; Schaefer, Bradley Y. (2000). «Are Superflares on Solar Analogues Caused by Estrasolar Planets?». The Astrophysical Journal 529 (2). páxs. 1031-1033. Archivado del original el 2024-07-30. https://web.archive.org/web/20240730060742/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...529.1031R/abstract. Consultáu'l 2015-12-15.
Enllaces esternos
editar
Datos: Q285400
Multimedia: Flare stars
