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Estrella de fuego

Una ilustración artística de una estrella llameante de tipo M despojando a su planeta de su atmósfera. Una curva de luz ultravioleta para UV Ceti , adaptada de Beskin et al. (20...

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Una ilustración artística de una estrella llameante de tipo M despojando a su planeta de su atmósfera.
Una curva de luz ultravioleta para UV Ceti , adaptada de Beskin et al. (2017). [ 1 ] El gráfico principal muestra el evento de llamarada completo y el gráfico insertado muestra el tiempo alrededor del brillo máximo con una escala de tiempo ampliada.

Una estrella fulgurante es una estrella variable que puede experimentar aumentos dramáticos e impredecibles de brillo durante unos minutos. Se cree que las llamaradas en las estrellas fulgurantes son análogas a las llamaradas solares, ya que están impulsadas por la energía magnética almacenada en las atmósferas de las estrellas . El aumento de brillo se produce en todo el espectro electromagnético , desde rayos X hasta ondas de radio . La actividad fulgurante entre estrellas de tipo tardío fue reportada por primera vez por A. van Maanen en 1945, para WX Ursae Majoris y YZ Canis Minoris . [ 2 ] Sin embargo, la estrella fulgurante más conocida es UV Ceti , observada por primera vez en llamarada en 1948. Hoy en día, estrellas fulgurantes similares se clasifican como estrellas variables de tipo UV Ceti (usando la abreviatura UV ) en catálogos de estrellas variables como el Catálogo General de Estrellas Variables .

La mayoría de las estrellas fulgurantes son enanas rojas tenues , aunque investigaciones recientes indican que las enanas marrones menos masivas también podrían ser capaces de fulgurar. Se sabe que las variables RS Canum Venaticorum (RS CVn) , más masivas , también fulguran, pero se entiende que estas fulguraciones son inducidas por una estrella compañera en un sistema binario, lo que provoca que el campo magnético se enrede.

También se habían observado eventos de llamaradas en nueve estrellas similares al Sol [ 3 ] antes de la avalancha de datos de superllamaradas del observatorio Kepler . Se ha propuesto que el mecanismo para esto es similar al de las variables RS CVn, en el sentido de que las llamaradas son inducidas por un compañero, concretamente un planeta invisible similar a Júpiter en una órbita cercana. [ 4 ]

Modelo de llamaradas estelares

Se sabe que el Sol experimenta erupciones solares , las cuales han sido estudiadas exhaustivamente en todo su espectro. Si bien el Sol, en promedio, muestra menor variabilidad y erupciones más débiles en comparación con otras estrellas similares en tipo espectral, período de rotación y edad, se cree generalmente que las erupciones solares y otras estrellas comparten procesos iguales o similares. [ 5 ] Por lo tanto, el modelo de erupción solar se ha utilizado como marco para comprender otras erupciones estelares.

La idea general es que las llamaradas se generan a través de la reconexión de las líneas del campo magnético en la corona. [ 6 ] Hay varias fases para la llamarada: fase de prellamarada, fase impulsiva, fase de destello y fase de decaimiento. Estas fases tienen diferentes escalas de tiempo y diferentes emisiones en todo el espectro. Durante la fase de prellamarada, que generalmente dura unos minutos, los plasmas coronales se calientan lentamente hasta temperaturas de decenas de millones de Kelvin. Esta fase es principalmente visible en rayos X blandos y EUV . Durante la fase impulsiva, que dura de tres a diez minutos, una gran cantidad de electrones y a veces también iones se aceleran a energías extremadamente altas que van desde keV a MeV. La radiación puede verse como radiación girosincrotrónica en longitudes de onda de radio y radiación de bremsstrahlung en longitudes de onda de rayos X duros. Esta es la fase donde se libera la mayor parte de la energía. [ 7 ] La fase de destello posterior se define por el rápido aumento en las emisiones Hα. Las partículas que se desplazan libremente viajan a lo largo de las líneas magnéticas, propagando energía desde la corona hasta la cromosfera inferior . El material de la cromosfera se calienta y se expande hacia la corona. La emisión durante la fase de destello se debe principalmente a la radiación térmica de la atmósfera estelar calentada. Al llegar a la corona, la liberación intensiva de energía disminuye y comienza el enfriamiento. Durante la fase de decaimiento, que dura entre una y varias horas, la corona vuelve a su estado original.

Este es el modelo de cómo una estrella aislada genera llamaradas, pero no es la única manera. Las interacciones entre una estrella y su compañera, o a veces con el entorno, también pueden producir llamaradas. En sistemas binarios como las estrellas variables RS Canum Venaticorum ( RS CVn ), las llamaradas pueden producirse a través de las interacciones entre los campos magnéticos de los dos cuerpos del sistema. Para las estrellas que tienen un disco de acreción , que en la mayoría de los casos son protoestrellas o estrellas de presecuencia principal, las interacciones de los campos magnéticos entre las estrellas y el disco también pueden causar llamaradas. [ 8 ]

estrellas de fuego cercanas

Una estrella fulgurante con un planeta orbitando (representación artística)

Las estrellas fulgurantes son intrínsecamente débiles, pero se han encontrado a distancias de 1000 años luz de la Tierra. [ 9 ] El 23 de abril de 2014, el satélite Swift de la NASA detectó la secuencia de llamaradas estelares más fuerte, caliente y duradera jamás vista en una enana roja cercana, DG Canum Venaticorum . La explosión inicial de esta serie de explosiones sin precedentes fue hasta 10 000 veces más potente que la llamarada solar más grande jamás registrada. [ 10 ]

Próxima Centauri

Proxima Centauri, la estrella vecina más cercana al Sol, es una estrella fulgurante que experimenta aumentos ocasionales de brillo debido a la actividad magnética. [ 11 ] El campo magnético de la estrella se crea por convección en todo el cuerpo estelar, y la actividad fulgurante resultante genera una emisión total de rayos X similar a la producida por el Sol. [ 12 ]

Lobo 359

La estrella fulgurante Wolf 359 es otra vecina cercana (2,39 ± 0,01 pársecs). Esta estrella, también conocida como Gliese 406 y CN Leo, es una enana roja de clase espectral M6.5 que emite rayos X. [ 13 ] Es una estrella fulgurante UV Ceti , [ 14 ] y tiene una tasa de fulguraciones relativamente alta.

El campo magnético medio tiene una intensidad de aproximadamente2,2 kG  (0,2 T  ), pero esto varía significativamente en escalas de tiempo tan cortas como seis horas. [ 15 ] En comparación, el campo magnético del Sol promedia1  G (100  μT ), aunque puede llegar a ser tan alto como3  kG (0,3  T ) en regiones activas de manchas solares . [ 16 ]

Estrella de Barnard

Comparación de tamaño entre Júpiter , la estrella de Barnard y el Sol.

La estrella de Barnard es la cuarta estrella más cercana al Sol. Con una edad de entre 7 y 12 mil millones de años, la estrella de Barnard es considerablemente más antigua que el Sol. Durante mucho tiempo se la consideró inactiva en términos de actividad estelar. Sin embargo, en 1998, los astrónomos observaron una intensa llamarada estelar , lo que demostró que la estrella de Barnard es una estrella fulgurante. [ 17 ] [ 18 ]

EV Lacertae

Representación artística de una explosión de bengala en EV Lacertae

EV Lacertae se encuentra a 16,5 años luz de distancia y es la estrella más cercana de su constelación. Es una estrella joven, de unos 300 millones de años, y posee un fuerte campo magnético . En 2008, produjo una llamarada récord, miles de veces más potente que la mayor llamarada solar observada. [ 19 ]

TVLM513-46546

TVLM 513-46546 es una estrella fulgurante M9 de masa muy baja, en el límite entre las enanas rojas y las enanas marrones . Los datos del Observatorio de Arecibo en longitudes de onda de radio determinaron que la estrella emite llamaradas cada 7054 s con una precisión de una centésima de segundo. [ 20 ]

2MASS J18352154-3123385 A

El miembro más masivo del sistema estelar binario 2MASS J1835 , una estrella M6.5, presenta una intensa actividad de rayos X que indica que se trata de una estrella fulgurante, aunque nunca se ha observado directamente que emita llamaradas.

Bengalas que batieron récords

La llamarada estelar más potente detectada hasta diciembre de 2005 puede haber provenido del sistema binario activo II Peg . [ 21 ] Su observación por Swift sugirió la presencia de rayos X duros en el efecto Neupert bien establecido , como se observa en las llamaradas solares .

Referencias

  1. ↑ Beskin, G.; Karpov, S.; Plokhotnichenko, V.; Stepanov, A.; Tsap, Yu. (enero de 2017). "Descubrimiento de los picos polarizados linealmente subsegundos de origen sincrotrónico en el destello óptico gigante UV Ceti" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Australia . 34 e010. arXiv : 1702.06660 . Bibcode : 2017PASA...34...10B . doi : 10.1017/pasa.2017.3 . S2CID 125084280 . 
  2. ↑ Joy, Alfred H. (febrero de 1954). "Estrellas variables de baja luminosidad". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 66 (388): 5. Bibcode : 1954PASP...66....5J . doi : 10.1086/126639 .
  3. ↑ Schaefer, Bradley E.; King, Jeremy R.; Deliyannis, Constantine P. (febrero de 2000). "Superfulguraciones en estrellas ordinarias de tipo solar". The Astrophysical Journal . 529 (2): 1026. arXiv : astro-ph/9909188 . Bibcode : 2000ApJ...529.1026S . doi : 10.1086/308325 . S2CID 10586370 . 
  4. ↑ Rubenstein, Eric; Schaefer, Bradley E. (febrero de 2000). "¿Son las superfulguraciones en análogos solares causadas por planetas extrasolares?". The Astrophysical Journal . 529 (2): 1031. arXiv : astro-ph/9909187 . Bibcode : 2000ApJ...529.1031R . doi : 10.1086/308326 . S2CID 15709625 . 
  5. ↑ Aschwanden, Markus J.; Stern, Robert A.; Gudel, Manuel (2008). "Leyes de escala de las erupciones solares y estelares" . Astrophysical Journal . 672 (1): 659-673. arXiv : 0710.2563 . Bibcode : 2008ApJ...672..659A . doi : 10.1086/523926 .
  6. ↑ Benz, Arnold O. (2017). "Observaciones de llamaradas" . Living Reviews in Solar Physics . 14 (1): 2. Bibcode : 2017LRSP...14....2B . doi : 10.1007/s41116-016-0004-3 . hdl : 20.500.11850/377258 .
  7. ↑ Benz, Arnold O.; Gudel, Manuel (2010). "Procesos físicos en erupciones impulsadas magnéticamente en el Sol, estrellas y objetos estelares jóvenes" . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 48 : 241-287. Bibcode : 2010ARA & A..48..241B . doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101757 .
  8. ↑ Feigelson, Eric D.; Montmerle, Thierry (1999). "Procesos de alta energía en objetos estelares jóvenes" . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 37 : 363-408. Bibcode : 1999ARA & A..37..363F . doi : 10.1146/annurev.astro.37.1.363 .
  9. ↑ Kulkarni, Shrinivas R.; Rau, Arne (2006). "La naturaleza de los transitorios rápidos del Deep Lens Survey". Astrophysical Journal . 644 (1): L63. arXiv : astro-ph/0604343 . Bibcode : 2006ApJ...644L..63K . doi : 10.1086/505423 . S2CID 116948759 . 
  10. ↑ NASA/Centro de Vuelos Espaciales Goddard, "La misión Swift de la NASA observa megaerupciones de una estrella enana roja cercana" , ScienceDaily , 30 de septiembre de 2014
  11. ^ Cristiano, Damián J.; Mathioudakis, Michail; Bloomfield, D. Shaun; Dupuis, Jean; Keenan, Francisco P. (2004). "Un estudio detallado de la opacidad en la atmósfera superior de Proxima Centauri". Revista Astrofísica . 612 (2): 1140– 6. Código bibliográfico : 2004ApJ...612.1140C . doi : 10.1086/422803 . hdl : 10211.3/172067 .
  12. ↑ Wood, Brian E.; Linsky, Jeffrey L.; Müller, Hans-Reinhard; Zank, Gary P. (2001). "Estimaciones observacionales de las tasas de pérdida de masa de α Centauri y Proxima Centauri utilizando espectros Lyα del telescopio espacial Hubble". Astrophysical Journal . 547 (1): L49– L52. arXiv : astro-ph/0011153 . Bibcode : 2001ApJ...547L..49W . doi : 10.1086/318888 . S2CID 118537213 . 
  13. ↑ Schmitt, Juergen HMM; Fleming, Thomas A.; Giampapa, Mark S. (septiembre de 1995). "La visión de rayos X de las estrellas de baja masa en la vecindad solar" . Astrophysical Journal . 450 (9): 392– 400. Bibcode : 1995ApJ...450..392S . doi : 10.1086/176149 .
  14. ↑ Gershberg, Roald E.; Shakhovskaia, Nadezhda I. (1983). "Características de la energética de la actividad de las estrellas fulgurantes de tipo UV Cet". Astrofísica y Ciencia Espacial . 95 (2): 235– 53. Bibcode : 1983Ap & SS..95..235G . doi : 10.1007/BF00653631 . S2CID 122101052 . 
  15. ↑ Reiners, Ansgar; et al. (2007). "Variabilidad rápida del flujo magnético en la estrella fulgurante CN Leonis" (PDF) . Astronomía y Astrofísica . 466 (2): L13– L16. arXiv : astro-ph/0703172 . Bibcode : 2007A & A...466L..13R . doi : 10.1051/0004-6361:20077095 . S2CID 17926213 .  
  16. ↑ "¡Llamando al Dr. Frankenstein!: Binarias interactivas muestran signos de hiperactividad inducida" . Observatorio Nacional de Astronomía Óptica . 7 de enero de 2007. Archivado del original el 22 de junio de 2019. Consultado el 24 de mayo de 2006 . 
  17. ↑ Croswell, Ken (noviembre de 2005). "Un destello para la estrella de Barnard" . Astronomy Magazine . Kalmbach Publishing Co. Recuperado el 10 de agosto de 2006 .
  18. ↑ "V2500 Oph" . Índice Internacional de Estrellas Variables . Consultado el 18 de noviembre de 2015 .
  19. ↑ "Una estrella diminuta desata una llamarada monstruosa" . NASA . Consultado el 28 de diciembre de 2023 .
  20. ↑ Wolszczan, A.; Route, M. (2014). "Análisis de sincronización de las variaciones periódicas de brillo de radio y óptico de la enana ultrafría, TVLM 513-46546". The Astrophysical Journal . 788 (1): 23. arXiv : 1404.4682 . Bibcode : 2014ApJ...788...23W . doi : 10.1088/0004-637X/788/1/23 . S2CID 119114679 . 
  21. ↑ Osten, Rachel; Drake, Steve; Tueller, Jack; Cameron, Brian; "Observaciones de destellos estelares con Swift" , Reunión del equipo Swift, 1 de mayo de 2007
  • UV Ceti y las estrellas fulgurantes, Estrella Variable de la Temporada Otoño 2003, preparado por Matthew Templeton, AAVSO (www.aavso.org)
  • Erupciones estelares - D. Montes, UCM.