Stella a brillamento
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.
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Scoperta [modifica]
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]
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 nolto vicina.[2]
Stelle a brillamento vicine [modifica]
Le stelle a brillamento sono intrinsecamente deboli, ma osservazioni recenti hanno rilevato la loro presenza fino 1.000 anni luce dalla Terra.[3]
Proxima Centauri [modifica]
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]
Un'altra stella a brillamento vicina a noi è Wolf 359, situata a 2,39 ± 0,01 parsec. 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 2,2 kG o 0,2 T, con significative variazioni nell'arco di sei ore.[8] Per confronto il campo magnetico del Sole ha un valore medio di 1 G (100 µT), che può salire fino a 3 kG (0,3 T) nelle macchie solari.[9]
Stella di Barnard [modifica]
Si ipotizza che anche la stella di Barnard, la seconda stella più vicina, possa essere una stella a brillamento.
TVLM513-46546 [modifica]
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]
- ^ Schaefer, Bradley (2000-02). Superflares on Ordinary Solar-Type Stars. The Astrophysical Journal 529 (2): 1026. DOI:10.1086/308325.
- ^ Rubenstein, Eric (2000-02). Are Superflares on Solar Analogues Caused by Extrasolar Planets?. The Astrophysical Journal 529 (2): 1031. DOI:10.1086/308326.
- ^ Kulkarni SR, Rau A (2006). The Nature of the Deep Lens Survey Fast Transients. Ap J. 644 (1): L63. DOI:10.1086/505423.
- ^ Christian DJ, Mathioudakis M, Bloomfield DS, Dupuis J, Keenan FP (2004). A Detailed Study of Opacity in the Upper Atmosphere of Proxima Centauri. Ap J. 612 (2): 1140–6. DOI:10.1086/422803.
- ^ Wood BE, Linsky JL, Müller HR, Zank GP (2001). Observational Estimates for the Mass-Loss Rates of α Centauri and Proxima Centauri Using Hubble Space Telescope Lyα Spectra. Ap J. 547 (1): L49–L52. DOI:10.1086/318888.
- ^ Schmitt JHMM, Fleming TA, Giampapa MS (settembre 1995). The X-Ray View of the Low-Mass Stars in the Solar Neighborhood. Ap J. 450 (9): 392–400. DOI:10.1086/176149.
- ^ Gershberg RE, Shakhovskaia NI (1983). Characteristics of activity energetics of he UV Cet-type flare stars. Astrophys Space Sci. 95 (2): 235–53. DOI:10.1007/BF00653631.
- ^ Reiners A, Schmitt JHMM, Liefke C (2007). Rapid magnetic flux variability on the flare star CN Leonis. Astronomy and Astrophysics 466 (2): L13–6. DOI:10.1051/0004-6361:20077095.
- ^ Staff, Calling Dr. Frankenstein! : Interactive Binaries Show Signs of Induced Hyperactivity, National Optical Astronomy Observatory, 7 gennaio 2007. URL consultato in data 24 maggio 2006.
Voci correlate [modifica]
Collegamenti esterni [modifica]
- UV Ceti and the flare stars, Autumn 2003 Variable Star Of The Season di Matthew Templeton, AAVSO (www.aavso.org).
- Stellar Flares - D. Montes, UCM.
