Stella a brillamento
Unastella a brillamento(iningleseflare star) è unastella variabilein cui avvengono improvvisi e intensi aumenti diluminositàdella durata di pochi minuti o di qualche ora. L'aumento della luminosità è presente in tutto lospettrodi emissione, dairaggi Xalleonde radio.Si ritiene che ibrillamentistellari siano analoghi aibrillamenti solarie come questi siano collegati allariconnessione magneticanell'atmosfera della stella.
Scoperta
[modifica|modifica wikitesto]Le prime stelle a brillamento note,V1396 CygnieAT Microscopii,furono scoperte nel1924.La stella più nota di questa classe,UV Ceti,fu scoperta nel1948,ed oggi le stelle a brillamento sono indicate anche comevariabili UV Cetinei cataloghi di stelle variabili come ilGeneral Catalogue of Variable Stars.
Caratteristiche
[modifica|modifica wikitesto]Le stelle a brillamento sono generalmente debolinane rosse,tuttavia recenti ricerche indicano che anche lenane brune,caratterizzate da una massa minore, sono in grado di emettere tali brillamenti. È noto che anche levariabili RS Canum Venaticorum(RS CVn) sono soggette a brillamenti, ma che essi sono provocati dall'interazione con la compagna delsistema binarioche provoca un'interconnessione deicampi magnetici stellari.
Sono stati inoltre rilevati brillamenti anche in nove stelle di dimensioni comparabili a quelle solari.[1]Per queste ultime è stato proposto un meccanismo simile a quello delle RS CVn, cioè un brillamento indotto da un ancora sconosciuto compagno, che nel caso particolare sarebbe unpianeta giovianosituato in un'orbita molto vicina.[2]
Stelle a brillamento vicine
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Le stelle a brillamento sono intrinsecamente deboli, ma osservazioni recenti hanno rilevato la loro presenza fino1000aldalla Terra.[3]
Proxima Centauri
[modifica|modifica wikitesto]Il sistema stellare più vicino al Sole,Proxima Centauri,appartiene alla classe delle stelle a brillamento con variazioni irregolari della luminosità, in conseguenza dell'attività magnetica.[4]Il campo magnetico è generato dallaconvezioneall'interno del corpo stellare con un attivamento di brillamento che produce un'emissione di raggi X simile a quella prodotta dalSole.[5]
Wolf 359
[modifica|modifica wikitesto]Un'altra stella a brillamento vicina a noi èWolf 359,situata a2,39±0,01pc.Wolf 359,conosciuta anche come Gliese 406 e CN Leo, è una nana rossa diclasse spettraleM6.5 che emette raggi X.[6]
È del tipoUV Ceti,[7]e possiede un tasso di brillamento relativamente alto.
Ilcampo magneticomedio ha una forza di circa 0,2tesla(2,0kG), con significative variazioni nell'arco di sei ore.[8]Per confronto il campo magnetico del Sole ha un valore medio di100μT,che può salire fino a 0,3 T nellemacchie solari.[9]
Stella di Barnard
[modifica|modifica wikitesto]Si ipotizza che anche lastella di Barnard,la seconda stella più vicina, possa essere una stella a brillamento.
TVLM513-46546
[modifica|modifica wikitesto]Una stella a brillamento di massa molto piccola èTVLM513-46546,le cui dimensioni sono di poco superiori al limite delle nane rosse.
Note
[modifica|modifica wikitesto]- ^Bradley Schaefer, Jeremy R. King e Constantine P. Deliyannis,Superflares on Ordinary Solar-Type Stars,inThe Astrophysical Journal,vol. 529, n. 2, Astrophysical Journal, 2000-02, p. 1026,Bibcode:2000ApJ...529.1026S,DOI:10.1086/308325,arXiv:astro-ph/9909188.
- ^Eric Rubenstein e Bradley E. Schaefer,Are Superflares on Solar Analogues Caused by Extrasolar Planets?,inThe Astrophysical Journal,vol. 529, n. 2, Astrophysical Journal, 2000-02, p. 1031,Bibcode:2000ApJ...529.1031R,DOI:10.1086/308326,arXiv:astro-ph/9909187.
- ^Kulkarni SR, Rau A,The Nature of the Deep Lens Survey Fast Transients,inAp J.,vol. 644, n. 1, 2006, pp. L63,Bibcode:2006ApJ...644L..63K,DOI:10.1086/505423,arXiv:astro-ph/0604343.
- ^Christian DJ, Mathioudakis M, Bloomfield DS, Dupuis J, Keenan FP,A Detailed Study of Opacity in the Upper Atmosphere of Proxima Centauri,inAp J.,vol. 612, n. 2, 2004, pp. 1140–6,Bibcode:2004ApJ...612.1140C,DOI:10.1086/422803.
- ^Wood BE, Linsky JL, Müller HR, Zank GP,Observational Estimates for the Mass-Loss Rates of α Centauri and Proxima Centauri Using Hubble Space Telescope Lyα Spectra,inAp J.,vol. 547, n. 1, 2001, pp. L49–L52,Bibcode:2001ApJ...547L..49W,DOI:10.1086/318888,arXiv:astro-ph/0011153.
- ^Schmitt JHMM, Fleming TA, Giampapa MS,The X-Ray View of the Low-Mass Stars in the Solar Neighborhood,inAp J.,vol. 450, n. 9, settembre 1995, pp. 392–400,Bibcode:1995ApJ...450..392S,DOI:10.1086/176149.
- ^Gershberg RE, Shakhovskaia NI,Characteristics of activity energetics of he UV Cet-type flare stars,inAstrophys Space Sci.,vol. 95, n. 2, 1983, pp. 235–53,Bibcode:1983Ap&SS..95..235G,DOI:10.1007/BF00653631.
- ^Reiners A, Schmitt JHMM, Liefke C,Rapid magnetic flux variability on the flare star CN Leonis,inAstronomy and Astrophysics,vol. 466, n. 2, 2007, pp. L13–6,Bibcode:2007A&A...466L..13R,DOI:10.1051/0004-6361:20077095,arXiv:astro-ph/0703172.
- ^Staff,Calling Dr. Frankenstein!: Interactive Binaries Show Signs of Induced Hyperactivity,National Optical Astronomy Observatory, 7 gennaio 2007.URL consultato il 24 maggio 2006(archiviato dall'url originalel'11 gennaio 2007).
Voci correlate
[modifica|modifica wikitesto]Altri progetti
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Wikimedia Commonscontiene immagini o altri file sustella a brillamento
Collegamenti esterni
[modifica|modifica wikitesto]- UV Ceti and the flare stars, Autumn 2003 Variable Star Of The Seasondi Matthew Templeton, AAVSO (www.aavso.org).
- Stellar Flares- D. Montes, UCM.
| Controllo di autorità | Thesaurus BNCF75147·GND(DE)4255748-3·NDL(EN,JA)00563757 |
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