Estrella de bengala

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 en el sentido de que se deben a la energía magnética almacenada en las atmósferas de las estrellas . El aumento de brillo se produce en todo el espectro , desde rayos X hasta ondas de radio . La actividad de llamaradas entre estrellas de tipo tardío fue reportada por primera vez por A. van Maanen en 1945, para WX Ursae Majoris e YZ Canis Minoris . ^[1] Sin embargo, la estrella fulgurante más conocida es UV Ceti , observada por primera vez en 1948. Hoy en día, las 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 que presentan llamaradas son enanas rojas tenues , aunque investigaciones recientes indican que las enanas marrones menos masivas también podrían ser capaces de presentar llamaradas. ^{[ cita requerida ] También se sabe que las} variables RS Canum Venaticorum (RS CVn) más masivas presentan llamaradas, pero se entiende que estas llamaradas son inducidas por una estrella compañera en un sistema binario que hace que el campo magnético se enrede. Además, también se había visto que nueve estrellas similares al Sol sufrían eventos de llamaradas ^[2] 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, es decir, un planeta invisible similar a Júpiter en una órbita cercana. ^[3]

Se sabe que el Sol tiene llamaradas solares y que estas han sido ampliamente estudiadas en todo el espectro. Aunque el Sol, en promedio, muestra una menor variabilidad y llamaradas más débiles en comparación con otras estrellas similares al Sol en cuanto a tipo espectral, período de rotación y edad, se cree en general que otras llamaradas estelares y las solares comparten procesos iguales o similares. ^[4] Por lo tanto, el modelo de llamaradas solares se ha utilizado como marco para comprender otras llamaradas estelares.

La idea general es que las llamaradas se generan a través de la reconexión de las líneas de campo magnético en la corona. ^[5] Hay varias fases para la llamarada: fase de prellamarada, fase impulsiva, fase de destello y fase de decaimiento. Esas fases tienen diferentes escalas de tiempo y diferentes emisiones a lo largo del espectro. Durante la fase de prellamarada, que suele durar unos minutos, los plasmas coronales se calientan lentamente hasta temperaturas de decenas de millones de Kelvin. Esta fase es principalmente visible para rayos X suaves 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 girosincrotrón en las longitudes de onda de radio y radiación bremsstrahlung en las longitudes de onda de rayos X duros. Esta es la fase en la que se libera la mayor parte de la energía. ^[6] La fase de destello posterior se define por el rápido aumento de las emisiones de Hα. Las partículas que fluyen 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 en la fase de destello se debe principalmente a la radiación térmica de la atmósfera estelar calentada. A medida que el material llega a la corona, la liberación intensiva de energía se ralentiza y comienza el enfriamiento. Durante la fase de desintegración, 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 forma. Las interacciones entre una estrella y su compañera o, a veces, 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 en los sistemas. Para las estrellas que tienen un disco de acreción , que la mayoría de las veces son protoestrellas o estrellas de presecuencia principal, las interacciones del campo magnético entre las estrellas y el disco también pueden causar llamaradas. ^[7]

Las estrellas que emiten llamaradas son intrínsecamente débiles, pero se han encontrado a distancias de 1.000 años luz de la Tierra. ^[8] El 23 de abril de 2014, el satélite Swift de la NASA detectó la secuencia de llamaradas estelares más fuerte, más caliente y más duradera jamás vista desde una enana roja cercana, DG Canum Venaticorum . La explosión inicial de esta serie de explosiones que batió récords fue hasta 10.000 veces más potente que la llamarada solar más grande jamás registrada. ^[9]

La vecina estelar más cercana al Sol, Próxima Centauri, es una estrella en llamaradas que experimenta aumentos ocasionales de brillo debido a la actividad magnética. ^[10] El campo magnético de la estrella se crea por convección en todo el cuerpo estelar, y la actividad de llamaradas resultante genera una emisión total de rayos X similar a la producida por el Sol. ^[11]

La estrella fulgurante Wolf 359 es otra vecina cercana (2,39 ± 0,01 parsecs). Esta estrella, también conocida como Gliese 406 y CN Leo, es una enana roja de clase espectral M6.5 que emite rayos X. ^[12] Es una estrella fulgurante UV Ceti , ^[13] 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. ^[14] En comparación, el campo magnético del Sol promedia1 gramo (100 μT ), aunque puede alcanzar hasta3 kg (0,3 T ) en regiones de manchas solares activas . ^[15]

La estrella de Barnard es la cuarta estrella más cercana al Sol. Dada su edad, de 7 a 12 mil millones de años, la estrella de Barnard es considerablemente más antigua que el Sol. Durante mucho tiempo se supuso que estaba inactiva en términos de actividad estelar. Sin embargo, en 1998, los astrónomos observaron una intensa llamarada estelar , lo que demuestra que la estrella de Barnard es una estrella de llamarada. ^{[16] [17]}

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 tiene un fuerte campo magnético . En 2008, produjo una llamarada que batió récords, miles de veces más potente que la mayor llamarada solar observada. ^[18]

TVLM 513-46546 es una estrella de masa muy baja de tipo M9, situada 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 destellos cada 7054 s con una precisión de una centésima de segundo. ^[19]

El miembro más masivo de la estrella binaria 2MASS J1835 , una estrella M6.5, tiene una fuerte actividad de rayos X indicativa de una estrella en llamaradas, aunque nunca se ha observado directamente que estalle.

La llamarada estelar más potente detectada hasta diciembre de 2005 puede haber provenido del binario activo II Peg . ^[20] Su observación por Swift sugirió la presencia de rayos X duros en el bien establecido efecto Neupert, tal como se ve en las llamaradas solares .

• Llamarada solar  : Erupción de radiación electromagnética
• Superllamarada  : se observa una fuerte explosión en las estrellas
• Estrella variable  : Estrella cuyo brillo fluctúa, visto desde la Tierra.

• UV Ceti y las estrellas de fulgor, Estrella variable de la temporada de otoño de 2003, preparado por Matthew Templeton, AAVSO (www.aavso.org)
• Llamaradas estelares - D. Montes, UCM.