Stella a brillamento

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Rappresentazione artistica di EV Lacertae, una stella a brillamento nella costellazione della Lucertola.

Una stella a brillamento (in inglese flare star) è una stella variabile in cui avvengono improvvisi e intensi aumenti di luminosità della durata di pochi minuti o di qualche ora. L'aumento della luminosità è presente in tutto lo spettro di emissione, dai raggi X alle onde radio. Si ritiene che i brillamenti stellari siano analoghi ai brillamenti solari e come questi siano collegati alla riconnessione magnetica nell'atmosfera della stella.

Scoperta[modifica | modifica sorgente]

Le prime stelle a brillamento note, V1396 Cygni e AT Microscopii, furono scoperte nel 1924. La stella più nota di questa classe, UV Ceti, fu scoperta nel 1948, ed oggi le stelle a brillamento sono indicate anche come variabili UV Ceti nei cataloghi di stelle variabili come il General Catalogue of Variable Stars.

Caratteristiche[modifica | modifica sorgente]

Le stelle a brillamento sono generalmente deboli nane rosse, tuttavia recenti ricerche indicano che anche le nane brune, caratterizzate da una massa minore, sono in grado di emettere tali brillamenti. È noto che anche le variabili RS Canum Venaticorum (RS CVn) sono soggette a brillamenti, ma che essi sono provocati dall'interazione con la compagna del sistema binario che provoca un'interconnessione dei campi 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 un pianeta gioviano situato in un'orbita molto vicina.[2]

Stelle a brillamento vicine[modifica | modifica sorgente]

Particolare di una macchia solare ripresa nell'ultravioletto dalla sonda spaziale TRACE.

Le stelle a brillamento sono intrinsecamente deboli, ma osservazioni recenti hanno rilevato la loro presenza fino 1 000 a.l. dalla Terra.[3]

Proxima Centauri[modifica | modifica sorgente]

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 dalla convezione all'interno del corpo stellare con un attivamento di brillamento che produce un'emissione di raggi X simile a quella prodotta dal Sole.[5]

Wolf 359[modifica | modifica sorgente]

Un'altra stella a brillamento vicina a noi è Wolf 359, situata a 2,39 ± 0,01 pc. Wolf 359, conosciuta anche come Gliese 406 e CN Leo, è una nana rossa di classe spettrale M6.5 che emette raggi X.[6]

È del tipo UV Ceti,[7] e possiede un tasso di brillamento relativamente alto.

Il campo magnetico medio ha una forza di circa 0,2 T (o 2,2 kG), con significative variazioni nell'arco di sei ore.[8] Per confronto il campo magnetico del Sole ha un valore medio di 100 μT, che può salire fino a 0,3 T nelle macchie solari.[9]

Stella di Barnard[modifica | modifica sorgente]

Si ipotizza che anche la stella di Barnard, la seconda stella più vicina, possa essere una stella a brillamento.

TVLM513-46546[modifica | modifica sorgente]

Una stella a brillamento di massa molto piccola è TVLM513-46546, le cui dimensioni sono di poco superiori al limite delle nane rosse.

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ Bradley Schaefer, Jeremy R. King e Constantine P. Deliyannis, Superflares on Ordinary Solar-Type Stars in The Astrophysical Journal, vol. 529, nº 2, Astrophysical Journal, 2000-02, p. 1026, arXiv:astro-ph/9909188, Bibcode:2000ApJ...529.1026S, DOI:10.1086/308325.
  2. ^ Eric Rubenstein e Bradley E. Schaefer, Are Superflares on Solar Analogues Caused by Extrasolar Planets? in The Astrophysical Journal, vol. 529, nº 2, Astrophysical Journal, 2000-02, p. 1031, arXiv:astro-ph/9909187, Bibcode:2000ApJ...529.1031R, DOI:10.1086/308326.
  3. ^ Kulkarni SR, Rau A, The Nature of the Deep Lens Survey Fast Transients in Ap J., vol. 644, nº 1, 2006, pp. L63, arXiv:astro-ph/0604343, Bibcode:2006ApJ...644L..63K, DOI:10.1086/505423.
  4. ^ Christian DJ, Mathioudakis M, Bloomfield DS, Dupuis J, Keenan FP, A Detailed Study of Opacity in the Upper Atmosphere of Proxima Centauri in Ap J., vol. 612, nº 2, 2004, pp. 1140–6, Bibcode:2004ApJ...612.1140C, DOI:10.1086/422803.
  5. ^ 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 in Ap J., vol. 547, nº 1, 2001, pp. L49–L52, arXiv:astro-ph/0011153, Bibcode:2001ApJ...547L..49W, DOI:10.1086/318888.
  6. ^ Schmitt JHMM, Fleming TA, Giampapa MS, The X-Ray View of the Low-Mass Stars in the Solar Neighborhood in Ap J., vol. 450, nº 9, settembre 1995, pp. 392–400, Bibcode:1995ApJ...450..392S, DOI:10.1086/176149.
  7. ^ Gershberg RE, Shakhovskaia NI, Characteristics of activity energetics of he UV Cet-type flare stars in Astrophys Space Sci., vol. 95, nº 2, 1983, pp. 235–53, Bibcode:1983Ap&SS..95..235G, DOI:10.1007/BF00653631.
  8. ^ Reiners A, Schmitt JHMM, Liefke C, Rapid magnetic flux variability on the flare star CN Leonis in Astronomy and Astrophysics, vol. 466, nº 2, 2007, pp. L13–6, arXiv:astro-ph/0703172, Bibcode:2007A&A...466L..13R, DOI:10.1051/0004-6361:20077095.
  9. ^ Staff, Calling Dr. Frankenstein! : Interactive Binaries Show Signs of Induced Hyperactivity, National Optical Astronomy Observatory, 7 gennaio 2007. URL consultato il 24 maggio 2006.

Voci correlate[modifica | modifica sorgente]

Collegamenti esterni[modifica | modifica sorgente]