Вспыхивающая звезда
Переменная звезда, яркость которой непредсказуема.
Вспыхивающая звезда М-типа, сбрасывающая атмосферу со своей планеты

Вспыхивающая звезда — это переменная звезда , которая может претерпевать непредсказуемые резкие увеличения яркости в течение нескольких минут. Считается, что вспышки на вспыхивающих звездах аналогичны солнечным вспышкам в том смысле, что они вызваны магнитной энергией, запасенной в атмосферах звезд . Увеличение яркости происходит по всему спектру , от рентгеновских лучей до радиоволн . Вспышечная активность среди звезд позднего типа была впервые описана А. ван Мааненом в 1945 году для WX Ursae Majoris и YZ Canis Minoris . [1] Однако самой известной вспыхивающей звездой является UV Ceti , вспышка которой впервые наблюдалась в 1948 году. Сегодня подобные вспыхивающие звезды классифицируются как переменные звезды типа UV Ceti (используя аббревиатуру UV ) в каталогах переменных звезд, таких как Общий каталог переменных звезд .

Большинство вспыхивающих звезд — это тусклые красные карлики , хотя недавние исследования показывают, что менее массивные коричневые карлики также могут вспыхивать. [ требуется ссылка ] Известно, что более массивные переменные RS Canum Venaticorum (RS CVn) также вспыхивают, но предполагается, что эти вспышки вызваны звездой-компаньоном в двойной системе, которая приводит к запутыванию магнитного поля . Кроме того, было замечено, что девять звезд, похожих на Солнце, также подвергались вспышкам [2] до потока данных о супервспышках из обсерватории Кеплер . Было высказано предположение, что механизм этого аналогичен механизму переменных RS CVn, поскольку вспышки вызваны компаньоном, а именно невидимой планетой, похожей на Юпитер, находящейся на близкой орбите. [3]

Модель звездной вспышки

Известно, что Солнце вспыхивает, и солнечные вспышки были тщательно изучены по всему спектру. Несмотря на то, что Солнце в среднем показывает меньшую изменчивость и более слабые вспышки по сравнению с другими звездами, которые похожи на Солнце по спектральному типу, периоду вращения и возрасту, обычно считается, что другие звездные вспышки и солнечные вспышки разделяют те же или похожие процессы. [4] Таким образом, модель солнечных вспышек использовалась в качестве основы для понимания других звездных вспышек.

Общая идея заключается в том, что вспышки генерируются посредством пересоединения линий магнитного поля в короне. [5] Существует несколько фаз вспышки: предвспышечная фаза, импульсная фаза, фаза вспышки и фаза затухания. Эти фазы имеют разные временные масштабы и разные излучения по всему спектру. Во время предвспышечной фазы, которая обычно длится несколько минут, корональная плазма медленно нагревается до температур в десятки миллионов Кельвинов. Эта фаза в основном видна в мягком рентгеновском излучении и EUV . Во время импульсной фазы, которая длится от трех до десяти минут, большое количество электронов, а иногда и ионов ускоряются до чрезвычайно высоких энергий в диапазоне от кэВ до МэВ. Излучение можно рассматривать как гиросинхротронное излучение в радиодиапазоне и тормозное излучение в жестком рентгеновском диапазоне. Это фаза, в которой выделяется большая часть энергии. [6] Более поздняя фаза вспышки определяется быстрым увеличением выбросов Hα. Свободно текущие частицы движутся вдоль магнитных линий, распространяя энергию из короны в нижнюю хромосферу . Затем вещество в хромосфере нагревается и расширяется в корону. Излучение в фазе вспышки в основном обусловлено тепловым излучением от нагретой звездной атмосферы. По мере того, как вещество достигает короны, интенсивное высвобождение энергии замедляется и начинается охлаждение. Во время фазы распада, которая длится от одного до нескольких часов, корона возвращается в исходное состояние.

Это модель того, как изолированная звезда генерирует вспышки, но это не единственный способ. Взаимодействия между звездой и компаньоном или иногда окружающей средой также могут вызывать вспышки. В двойных системах, таких как переменные звезды RS Canum Venaticorum ( RS CVn ), вспышки могут возникать посредством взаимодействия между магнитными полями двух тел в системах. Для звезд, имеющих аккреционный диск , которые большую часть времени являются протозвездами или звездами до главной последовательности, взаимодействие магнитного поля между звездами и диском также может вызывать вспышки. [7]

Ближайшие вспыхивающие звезды

Вспыхивающая звезда с вращающейся вокруг нее планетой (впечатление художника)

Вспыхивающие звезды по своей природе слабы, но были обнаружены на расстоянии 1000 световых лет от Земли. [8] 23 апреля 2014 года спутник NASA Swift обнаружил самую сильную, самую горячую и самую продолжительную последовательность звездных вспышек, когда-либо наблюдавшуюся на соседнем красном карлике, DG Canum Venaticorum . Первоначальный взрыв этой рекордной серии взрывов был в 10 000 раз мощнее самой большой солнечной вспышки , когда-либо зарегистрированной. [9]

Проксима Центавра

Проксима Центавра с планетой c на переднем плане и двойной звездой Альфа Центавра на заднем плане

Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра — это вспыхивающая звезда, которая время от времени испытывает увеличение яркости из-за магнитной активности. [10] Магнитное поле звезды создается конвекцией по всему телу звезды, а результирующая вспышечная активность генерирует общее рентгеновское излучение, подобное тому, которое производит Солнце . [11]

Волк 359

Вспыхивающая звезда Wolf 359 — еще один близкий сосед (2,39 ± 0,01 парсека). Эта звезда, также известная как Gliese 406 и CN Leo, является красным карликом спектрального класса M6.5, который испускает рентгеновские лучи. [12] Это вспыхивающая звезда UV Ceti [13] и имеет относительно высокую частоту вспышек.

Художественная интерпретация Волка 359

Среднее магнитное поле имеет напряженность около2,2  кГс (0,2  Тл ), но это значительно меняется в масштабах времени, таких как шесть часов. [14] Для сравнения, магнитное поле Солнца в среднем составляет1 Г (100 мкТл ), хотя может достигать и3 кГ (0,3 Тл ) в активных областях солнечных пятен . [15]

Звезда Барнарда

Сравнение размеров Юпитера , звезды Барнарда и Солнца

Звезда Барнарда — четвертая по близости к Солнцу звезда. Учитывая ее возраст в 7–12 миллиардов лет, звезда Барнарда значительно старше Солнца. Долгое время считалось, что она находится в состоянии покоя с точки зрения звездной активности. Однако в 1998 году астрономы наблюдали интенсивную звездную вспышку , показав, что звезда Барнарда — вспыхивающая звезда. [16] [17]

EV Ящерицы

Художественное представление взрыва ракеты на EV Lacertae

EV Lacertae находится на расстоянии 16,5 световых лет от нас и является ближайшей звездой в своем созвездии. Это молодая звезда, возрастом около 300 миллионов лет, и у нее сильное магнитное поле . В 2008 году она произвела рекордную вспышку, которая была в тысячи раз мощнее самой большой наблюдаемой солнечной вспышки. [18]

TVLM513-46546

TVLM 513-46546 — это вспыхивающая звезда M9 с очень малой массой, находящаяся на границе между красными и коричневыми карликами . Данные обсерватории Аресибо на радиоволнах определили, что звезда вспыхивает каждые 7054 с с точностью до одной сотой секунды. [19]

2MASS J18352154-3123385 А

Более массивный член двойной звезды 2MASS J1835 , звезда спектрального класса M6.5, проявляет сильную рентгеновскую активность, указывающую на вспыхивающую звезду, хотя ее вспышки никогда не наблюдались напрямую.

Рекордные вспышки

Самая мощная звездная вспышка, обнаруженная по состоянию на декабрь 2005 года, могла исходить от активной двойной звезды II Peg . [20] Ее наблюдение Свифтом предполагало присутствие жесткого рентгеновского излучения в хорошо известном эффекте Нойперта , наблюдаемом в солнечных вспышках .

Смотрите также

Ссылки

  1. ↑ Джой, Альфред Х. (февраль 1954 г.). «Переменные звезды малой светимости». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 66 (388): 5. Bibcode : 1954PASP...66....5J. doi : 10.1086/126639.
  2. ^ Шефер, Брэдли Э.; Кинг, Джереми Р.; Делиянис, Константин П. (февраль 2000 г.). «Супервспышки на обычных звездах солнечного типа». The Astrophysical Journal . 529 (2): 1026. arXiv : astro-ph/9909188 . Bibcode : 2000ApJ...529.1026S. doi : 10.1086/308325. S2CID  10586370.
  3. ^ Рубенштейн, Эрик; Шефер, Брэдли Э. (февраль 2000 г.). «Вызваны ли супервспышки на солнечных аналогах внесолнечными планетами?». The Astrophysical Journal . 529 (2): 1031. arXiv : astro-ph/9909187 . Bibcode : 2000ApJ...529.1031R. doi : 10.1086/308326. S2CID  15709625.
  4. ^ Aschwanden, Markus J.; Stern, Robert A.; Gudel, Manuel (2008). «Законы масштабирования солнечных и звездных вспышек». Astrophysical Journal . 672 (1): 659-673. arXiv : 0710.2563 . Bibcode : 2008ApJ...672..659A. doi : 10.1086/523926.
  5. ^ Benz, Arnold O. (2017). "Наблюдения за вспышками". Living Reviews in Solar Physics . 14 (1): 2. Bibcode : 2017LRSP...14....2B. doi : 10.1007/s41116-016-0004-3. hdl : 20.500.11850/377258 .
  6. ^ Benz, Arnold O.; Gudel, Manuel (2010). "Физические процессы во вспышках на Солнце, звездах и молодых звездных объектах, вызванных магнитным полем". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 48 : 241-287. Bibcode : 2010ARA&A..48..241B. doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101757.
  7. ^ Фейгельсон, Эрик Д.; Монмерль, Тьерри (1999). «Высокоэнергетические процессы в молодых звездных объектах». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 37 : 363-408. Bibcode : 1999ARA&A..37..363F. doi : 10.1146/annurev.astro.37.1.363.
  8. ^ Кулкарни, Шринивас Р.; Рау, Арне (2006). «Природа быстрых переходных процессов Deep Lens Survey». Astrophysical Journal . 644 (1): L63. arXiv : astro-ph/0604343 . Bibcode : 2006ApJ...644L..63K. doi : 10.1086/505423. S2CID  116948759.
  9. ^ NASA/Goddard Space Flight Center, «Миссия NASA Swift наблюдает мегавспышки от близлежащей красной карликовой звезды», ScienceDaily , 30 сентября 2014 г.
  10. ^ Кристиан, Дамиан Дж.; Матиудакис, Михаил; Блумфилд, Д. Шон; Дюпюи, Жан; Кинан, Фрэнсис П. (2004). «Детальное исследование непрозрачности верхних слоев атмосферы Проксимы Центавра». Астрофизический журнал . 612 (2): 1140– 6. Бибкод : 2004ApJ...612.1140C. дои : 10.1086/422803. hdl : 10211.3/172067 .
  11. ^ Вуд, Брайан Э.; Лински, Джеффри Л.; Мюллер, Ханс-Райнхард; Занк, Гэри П. (2001). «Наблюдательные оценки скорости потери массы α Центавра и Проксимы Центавра с использованием спектров Lyα космического телескопа Хаббла». Astrophysical Journal . 547 (1): L49 – L52 . arXiv : astro-ph/0011153 . Bibcode :2001ApJ...547L..49W. doi :10.1086/318888. S2CID  118537213.
  12. ^ Шмитт, Юрген ХММ; Флеминг, Томас А.; Джампапа, Марк С. (сентябрь 1995 г.). "Рентгеновский вид маломассивных звезд в окрестностях Солнца". Astrophysical Journal . 450 (9): 392– 400. Bibcode :1995ApJ...450..392S. doi : 10.1086/176149 .
  13. ^ Гершберг, Роальд Э.; Шаховская, Надежда И. (1983). «Характеристики энергетики активности вспыхивающих звезд типа UV Cet». Астрофизика и космическая наука . 95 (2): 235–53 . Bibcode :1983Ap&SS..95..235G. doi :10.1007/BF00653631. S2CID  122101052.
  14. ^ Райнерс, Ансгар и др. (2007). "Быстрая переменность магнитного потока на вспыхивающей звезде CN Leonis" (PDF) . Астрономия и астрофизика . 466 (2): L13 – L16 . arXiv : astro-ph/0703172 . Bibcode :2007A&A...466L..13R. doi :10.1051/0004-6361:20077095. S2CID  17926213.
  15. ^ «Вызов доктора Франкенштейна! : Интерактивные двойные звезды демонстрируют признаки индуцированной гиперактивности». Национальная оптическая астрономическая обсерватория . 7 января 2007 г. Архивировано из оригинала 22-06-2019 . Получено 24-05-2006 .
  16. ^ Кросвелл, Кен (ноябрь 2005 г.). «Вспышка звезды Барнарда». Журнал Astronomy . Kalmbach Publishing Co. Получено 10 августа 2006 г.
  17. ^ "V2500 Oph". Международный индекс переменных звезд . Получено 18 ноября 2015 г.
  18. ^ "Pipsqueak Star Unleashes Monster Flare". NASA . Получено 28 декабря 2023 г.
  19. ^ Wolszczan, A.; Route, M. (2014). "Временной анализ периодических радио- и оптических вариаций яркости сверххолодного карлика, TVLM 513-46546". The Astrophysical Journal . 788 (1): 23. arXiv : 1404.4682 . Bibcode :2014ApJ...788...23W. doi :10.1088/0004-637X/788/1/23. S2CID  119114679.
  20. ^ Остен, Рэйчел; Дрейк, Стив; Туэллер, Джек; Кэмерон, Брайан; «Быстрые наблюдения звездных вспышек», встреча команды Swift, 1 мая 2007 г.
  • UV Ceti и вспыхивающие звезды, осень 2003 г. Переменная звезда сезона, подготовлено Мэтью Темплтоном, AAVSO (www.aavso.org)
  • Звездные вспышки - Д. Монтес, UCM.
Взято с "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Flare_star&oldid=1252596155"