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Archivo:Sunspot TRACE.jpeg

Erupción en la superficie del Sol. Las llamaradas de las estrellas fugurantes son similares pero de proporciones mucho mayores.

Una estrella fulgurante es una estrella poco luminosa de la secuencia principal que despide llamaradas y sufre aumentos bruscos e impredecibles en su brillo, de unos minutos a unas pocas horas de duración. Este incremento tiene lugar en todo el espectro electromagnético, desde rayos X a ondas de radio.

Historia[]

Aunque las primeras estrellas fulgurantes pueden haber sido detectadas en 1924, las primeras observaciones confirmadas se atribuyen al astrónomo Willem Jacob Luyten, que descubrió espectros variables en dos estrellas enanas, V1396 Cygni y AT Microscopii. Sin embargo, no sería hasta 1948 que se descubrió la estrella fulgurante más conocida, UV Ceti. Se observó en muy poco tiempo un incremento de 4 magnitudes en el brillo de la estrella y un aumento de la temperatura a 10.000 K desde los 2700 K iniciales, volviendo a la normalidad en menos de un día. Hoy, este tipo de estrellas variables también son conocidas como variables UV Ceti.

Desde su detección en el espectro visible, las estrellas fulgurantes también se han estudiado en un rango amplio de longitudes de onda, desde rayos X a ondas de radio. Las llamaradas en rayos X fueron detectadas por primera vez en 1975 en las estrellas UV Ceti e YZ Canis Minoris. El número de estrellas fulgurantes ha ido aumentando con el tiempo: el Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS) registra actualmente 1620 estrellas del tipo UV Ceti (UV) o del tipo UV Ceti + Nebular (UVN).

En 2004 se registró una gran erupción en la estrella GJ 3685A que aumentó su brillo unas 10.000 veces, en un llamarada de 20 minutos de duración. Incluso para este tipo de estrellas, su intensidad fue anormalmente alta.

Características físicas[]

Las estrellas fulgurantes siempre son enanas rojas de tipos espectrales M y K-altos, correspondientes a temperaturas entre 2500 y 4000 K, con una masa comprendida entre 0,1 y 0,6 masas solares. Frecuentemente presentan líneas de emisión detectables de hidrógeno y calcio en su espectro, indicando actividad cromosférica. Estudios recientes indican que también las enanas marrones pueden ser fulgurantes, si bien hay pocos datos al respecto.

La variabilidad en estas estrellas se caracteriza por un aumento rápido, irregular y de gran amplitud en el brillo estelar, seguido de un descenso mucho más suave (de minutos a horas) hasta el nivel normal. Las mayores variaciones tienen lugar en el extremo azul del espectro visible. También se han observado incrementos en las regiones de ondas de radio y rayos X del espectro, que no coinciden necesariamente con los del espectro visible.

Se piensa que las llamaradas en las estrellas fulgurantes son análogas a las erupciones solares, pero con algunas diferencias importantes. Por una parte, las estrellas fulgurantes son intrínsecamente débiles en luz visible, especialmente en longitudes de onda cortas. Por ello, la erupción eleva drásticamente la luminosidad en el rango ultravioleta-azul. En segundo lugar, el tamaño de las erupciones puede tener un tamaño significativo en comparación con la propia estrella, mientras que en el Sol están limitadas a unos pocos miles de km.

Estrellas fulgurantes cercanas[]

Nombre Designador variable Distancia (Años luz) Tipo espectral
Próxima Centauri V645 Centauri 4,22 M5.5Ve
Wolf 359 CN Leonis 7,78 M6.0V
Lalande 21185 8,29 M5.5e
Luyten 726-8 BL Ceti 8,72 M5.5e
UV Ceti M 6.0 e
Ross 154 V1216 Sagittarii 9,68 M3.5Ve
Ross 248 HH Andromedae 10,32 M5.5Ve
Ross 128 FI Virginis 10,91 M4.0
GJ 866 EZ Aquarii A 11,26 M5.0Ve
EZ Aquarii B M ?
EZ Aquarii C M ?
Struve 2398 11,52 M3.0V
M3.5V
Groombridge 34 GX Andromedae 11,62 M1.5Vne
GQ Andromedae M3.5Vne
GJ 1111 DX Cancri 11,82 M6.5Ve
LHS 138 YZ Ceti 12,13 M4.5V

Referencias[]

ca:Estrella fulgurant fi:Flare-muuttuja it:Stella a brillamento ja:閃光星 ko:플레어 별 ru:Вспыхивающая звезда sk:Vzplanujúca hviezda tr:Parıltılı yıldızlar zh:耀星

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