Flercsillag
A flercsillag olyan változócsillag, amelynek fényessége időről-időre előjelek nélkül, kitörésszerűen, néhány percnyi időtartamra jelentősen megnő. E kitörések mechanizmusa hasonló a Napon megfigyelhető flerekéhez, amelyek a csillag légkörében felhalmozódott mágneses energia felszabadulása következtében jönnek létre. A felfénylés a teljes elektromágneses spektrumot érinti a röntgensugárzástól a rádióhullámokig. Az első flercsillagokat (V1396 Cygni, AT Microscopii) 1924-ben fedezték fel,[forrás?] a legismertebb azonban az UV Ceti, amelynek kitörését először 1948-ban figyelték meg, és amelyről az ilyen csillagokat UV Ceti típusú változóknak is nevezik.
A legtöbb flercsillag halovány vörös törpe, bár újabb kutatások szerint barna törpék is produkálhatnak flerkitöréseket.[forrás?] Ugyancsak megfigyelhetők ilyenek a – nagyobb tömegű – RS Canum Venaticorum típusú változók (RS CVn) esetében, ott azonban a kiváltó ok egy kísérő csillag hatására a változócsillag mágneses mezejében keletkezett zavar. Emellett (a Kepler űrtávcső felbocsátása előtt) ismert volt kilenc Nap-típusú csillag is, amelyek ún. szuperflereket produkáltak,[1] majd ezek száma a Kepler révén jelentősen megnőtt. Korábbi elképzelések szerint a szuperflereket az RS Canum Venaticorum típusú változókhoz hasonlóan egy kísérő, ez esetben egy forró Jupiter típusú bolygó váltja ki,[2] a Kepler megfigyelései nyomán azonban ez kizárható (a várakozásokkal ellentétben ilyen kísérőt egyetlen esetben sem találtak).
Közeli flercsillagok szerkesztés
A flercsillagok csekély fényessége miatt az ismert példányok valamennyien a Naprendszer 1000 fényéves körzetében találhatók.[3]
Proxima Centauri szerkesztés
A Nap legközelebbi szomszédja is flercsillag[4] Bár jóval kisebb a Napnál, a benne fellépő konvekciós áramlások keltette mágneses mező hatására kialakuló flertevékenység révén röntgensugárzása akkora, mint csillagunké.[5]
Wolf 359 szerkesztés
A Wolf 359 (más néven Gliese 406 vagy CN Leo) szintén közeli szomszédunk (távolsága 2.39 ± 0.01 parsec). M6.5 színképosztályú, röntgensugárzó csillag.[6] UV Ceti-típusú flercsillag,[7] kitörései viszonylag gyakoriak.
Mágneses mezejének átlagos erőssége 2,2 kilogauss (kG) (0,2 tesla (T)), ez azonban akár hat órán belül is jelentősen változhat.[8] Összehasonlításul, a Nap mágneses mezejének erőssége átlagosan 1 G (100 µT), vagyis több mint 2000-szer kisebb (bár napfoltok környezetében a 3 kG-t (0,3 T) is elérheti.[9]
Barnard-csillag szerkesztés
A Barnard-csillag a Földhöz negyedik legközelebbi csillag (a Napon kívül). 7–12 milliárd éves, azaz jóval idősebb, mint a Nap. Sokáig nyugodt, csekély aktivitású csillagnak gondolták, 1998-ban azonban erőteljes flerkitörést észleltek rajta.[10][11]
TVLM513-46546 szerkesztés
A TVLM 513-46546 egy nagyon kis tömegű, M9 színképosztályú flercsillag flare star, közel a vörös törpéket a barna törpéktől elválasztó határhoz. Az Arecibo Obszervatóriumban végzett megfigyelések szerint flerkitörései 1 századmásodpercnyi pontossággal 7054 másodpercenként követik egymást.[12]
2MASS JJ18352154-3123385 A szerkesztés
A 2MASS J1835 kettőscsillag nagyobb tömegű komponense. M6.5 színképtípusú. Erős röntgensugárzása flercsillagra utal, bár kitörését még soha nem figyelték meg.
DG CVn szerkesztés
2014. április 23-án a DG CVn csillagon figyelte meg a Swift űrteleszkóp az eddig észlelt legerősebb, legforróbb és leghosszabban tartó flerkitörés-sorozatot. A sorozat első kitörése 10 000-szer erősebb volt a korábban valaha megfigyelt ilyen eseménynél.[13]
Jegyzetek szerkesztés
- ↑ Schaefer, Bradley E. (2000. február 1.). „Superflares on Ordinary Solar-Type Stars”. The Astrophysical Journal 529 (2), 1026. o. DOI:10.1086/308325.
- ↑ Rubenstein, Eric (2000. február 1.). „Are Superflares on Solar Analogues Caused by Extrasolar Planets?”. The Astrophysical Journal 529 (2), 1031. o. DOI:10.1086/308326.
- ↑ Kulkarni, Shrinivas R. (2006. április 25.). „The Nature of the Deep Lens Survey Fast Transients”. Astrophysical Journal 644 (1), L63. o. DOI:10.1086/505423.
- ↑ Christian, Damian J. (2004. április 25.). „A Detailed Study of Opacity in the Upper Atmosphere of Proxima Centauri”. Astrophysical Journal 612 (2), 1140–6. o. DOI:10.1086/422803.
- ↑ Wood, Brian E. (2001. április 25.). „Observational Estimates for the Mass-Loss Rates of α Centauri and Proxima Centauri Using Hubble Space Telescope Lyα Spectra”. Astrophysical Journal 547 (1), L49–L52. o. DOI:10.1086/318888.
- ↑ (1995. szeptember 1.) „The X-Ray View of the Low-Mass Stars in the Solar Neighborhood”. Astrophysical Journal 450 (9), 392–400. o. DOI:10.1086/176149.
- ↑ Gershberg, Roald E. (1983. április 25.). „Characteristics of activity energetics of the UV Cet-type flare stars”. Astrophysics and Space Science 95 (2), 235–53. o. DOI:10.1007/BF00653631.
- ↑ (2007. április 25.) „Rapid magnetic flux variability on the flare star CN Leonis”. Astronomy and Astrophysics 466 (2), L13–6. o. DOI:10.1051/0004-6361:20077095.
- ↑ „Calling Dr. Frankenstein! : Interactive Binaries Show Signs of Induced Hyperactivity”, National Optical Astronomy Observatory, 2007. január 7.. [2019. június 22-i dátummal az eredetiből archiválva] (Hozzáférés: 2006. május 24.)
- ↑ Croswell, Ken: A Flare for Barnard's Star. Astronomy Magazine. Kalmbach Publishing Co., 2005. november 1. (Hozzáférés: 2006. augusztus 10.)
- ↑ V2500 Oph. The International Variable Star Index . (Hozzáférés: 2015. november 18.)
- ↑ (2014) „Timing Analysis of the Periodic Radio and Optical Brightness Variations of the Ultracool Dwarf, TVLM 513-46546”. The Astrophysical Journal 788 (1), 23. o. DOI:10.1088/0004-637X/788/1/23.
- ↑ NASA/Goddard Space Flight Center, "NASA's Swift mission observes mega flares from nearby red dwarf star", ScienceDaily, 30 September 2014
Fordítás szerkesztés
- Ez a szócikk részben vagy egészben a Flare star című angol Wikipédia-szócikk ezen változatának fordításán alapul. Az eredeti cikk szerkesztőit annak laptörténete sorolja fel. Ez a jelzés csupán a megfogalmazás eredetét és a szerzői jogokat jelzi, nem szolgál a cikkben szereplő információk forrásmegjelöléseként.