Ngôi sao cháy

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Buớc tưới chuyển hướng Bước tới tìm kiếm

Một ngôi sao cháy là một ngôi sao biến đổi có thể trải qua sự gia tăng đáng kinh ngạc về độ sáng trong vài phút. Người ta tin rằng các ngọn lửa trên các ngôi sao bùng phát tương tự như các ngọn lửa mặt trời ở chỗ chúng là do năng lượng từ tính được lưu trữ trong bầu khí quyển của các ngôi sao Sự tăng độ sáng là trên toàn phổ, từ tia X đến sóng vô tuyến. Những ngôi sao cháy đầu tiên được biết đến (V1394 CygniAT microscopii) được phát hiện vào năm 1924. [cần dẫn nguồn] Tuy nhiên, ngôi sao cháy nổi tiếng nhất là UV Ceti, được phát hiện vào năm 1948. Ngày nay, các ngôi sao cháy tương tự được phân loại là các sao biến loại UV Ceti (sử dụng UV viết tắt) trong các danh mục sao biến như Danh mục chung của các sao biến.

Hầu hết các ngôi sao cháy là các sao lùn đỏ mờ, mặc dù nghiên cứu gần đây chỉ ra rằng các sao lùn nâu nhỏ hơn cũng có khả năng phát sáng. [cần dẫn nguồn] Các biến RS Canum Venaticorum (RS CVn) lớn hơn cũng được biết là bùng phát, nhưng người ta hiểu rằng những ngọn lửa này được gây ra bởi một ngôi sao đồng hành trong hệ thống nhị phân khiến từ trường bị rối. Ngoài ra, chín ngôi sao tương tự Mặt trời cũng đã được nhìn thấy trải qua các sự kiện bùng phát [1] trước trận lụt dữ liệu siêu cháy từ đài thiên văn Kepler. Người ta đã đề xuất rằng cơ chế này tương tự như các biến RS CVn ở chỗ các ngọn lửa đang được gây ra bởi một người bạn đồng hành, cụ thể là một hành tinh giống như sao Mộc trong một quỹ đạo gần.[2]

Ngôi sao cháy gần[sửa | sửa mã nguồn]

Những ngôi sao cháy thực chất mờ nhạt, nhưng đã được tìm thấy ở khoảng cách 1.000 năm ánh sáng từ Trái đất.[3] Vào ngày 23 tháng 4 năm 2014, vệ tinh Swift của NASA đã phát hiện ra chuỗi pháo sáng mạnh nhất, nóng nhất và kéo dài nhất từng thấy từ một sao lùn đỏ gần đó. Vụ nổ ban đầu từ loạt vụ nổ lập kỷ lục này mạnh gấp 10.000 lần so với vụ nổ mặt trời lớn nhất từng được ghi nhận.[4]

Proxima Centauri[sửa | sửa mã nguồn]

Hàng xóm sao gần nhất của Mặt trời Proxima Centauri là một ngôi sao cháy, đôi khi trải qua sự gia tăng độ sáng vì hoạt động từ tính.[5] Từ trường của ngôi sao được tạo ra bởi sự đối lưu trên khắp thân sao và hoạt động bùng phát tạo ra tổng phát xạ tia X tương tự như phát ra từ Mặt trời.[6]

Wolf 359[sửa | sửa mã nguồn]

Ngôi sao cháy Wolf 359 là một người hàng xóm khác (2,39 ± 0,01 Parsec). = Ngôi sao này, còn được gọi là Gliese 406 và CN Leo, là một sao lùn đỏ thuộc lớp quang phổ M6.5 phát ra tia X.[7] Nó là một ngôi sao cháy UV Ceti,[8] và có tốc độ bùng phát tương đối cao.

Từ trường trung bình có cường độ khoảng &0000000000000002.2000002.2 (&0000000000000000.2000000.2), nhưng điều này thay đổi đáng kể trên thang thời gian ngắn như sáu giờ.[9] Để so sánh, từ trường của Mặt trời trung bình &0000000000000001.0000001 (&0000000000000100.000000100), mặc dù nó có thể tăng cao tới &0000000000000003.0000003 (&0000000000000000.3000000.3) trong khu vực vết đen mặt trời hoạt động.[10]

Ngôi sao Barnard[sửa | sửa mã nguồn]

Ngôi sao Barnard là hệ sao gần thứ hai trên Trái đất. Với tuổi đời của nó, ở 7 712 tỷ năm tuổi, Ngôi sao của Barnard già hơn đáng kể so với Mặt trời. Nó từ lâu đã được coi là không hoạt động về mặt hoạt động của sao. Tuy nhiên, vào năm 1998, các nhà thiên văn học đã quan sát thấy một ngọn lửa sao cực mạnh, cho thấy Ngôi sao của Barnard là một ngôi sao sáng.[11][12]

TVLM513-46546[sửa | sửa mã nguồn]

TVLM 513-46546 là một ngôi sao bùng phát M9 có khối lượng rất thấp, tại ranh giới giữa sao lùn đỏ và sao lùn nâu. Dữ liệu từ Đài thiên văn Arecibo ở bước sóng vô tuyến xác định rằng ngôi sao phát sáng cứ sau 7054 giây với độ chính xác là một phần trăm giây [13].

2MASS JJ18352154-3123385 A[sửa | sửa mã nguồn]

Thành viên lớn hơn của ngôi sao nhị phân 2MASS J1835, một ngôi sao M6.5, có hoạt động tia X mạnh cho thấy một ngôi sao bùng cháy, mặc dù nó chưa bao giờ được quan sát trực tiếp để bùng phát.

Pháo sáng thiết lập kỷ lục[sửa | sửa mã nguồn]

Ngọn lửa sao mạnh nhất được phát hiện, tính đến tháng 12 năm 2005, có thể đến từ nhị phân II hoạt động.[14] Quan sát của Swift cho thấy sự hiện diện của tia X cứng trong hiệu ứng Neupert được thiết lập tốt như đã thấy trong các ngọn lửa mặt trời.

Xem thêm[sửa | sửa mã nguồn]

  • Bão mặt trời
  • Siêu tốc
  • Ngôi sao biến

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ Schaefer, Bradley E.; King, Jeremy R.; Deliyannis, Constantine P. (tháng 2 năm 2000). “Superflares on Ordinary Solar-Type Stars”. The Astrophysical Journal 529 (2): 1026. Bibcode:2000ApJ...529.1026S. arXiv:astro-ph/9909188. doi:10.1086/308325. 
  2. ^ Rubenstein, Eric; Schaefer, Bradley E. (tháng 2 năm 2000). “Are Superflares on Solar Analogues Caused by Extrasolar Planets?”. The Astrophysical Journal 529 (2): 1031. Bibcode:2000ApJ...529.1031R. arXiv:astro-ph/9909187. doi:10.1086/308326. 
  3. ^ Kulkarni, Shrinivas R.; Rau, Arne (2006). “The Nature of the Deep Lens Survey Fast Transients”. Astrophysical Journal 644 (1): L63. Bibcode:2006ApJ...644L..63K. arXiv:astro-ph/0604343. doi:10.1086/505423. 
  4. ^ Trung tâm bay không gian của NASA / Goddard, "Nhiệm vụ Swift của NASA quan sát các ngọn lửa khổng lồ từ ngôi sao lùn đỏ gần đó", ScienceD Daily, ngày 30 tháng 9 năm 2014
  5. ^ Christian, Damian J.; Mathioudakis, Michail; Bloomfield, D. Shaun; Dupuis, Jean; Keenan, Francis P. (2004). “A Detailed Study of Opacity in the Upper Atmosphere of Proxima Centauri”. Astrophysical Journal 612 (2): 1140–6. Bibcode:2004ApJ...612.1140C. doi:10.1086/422803. 
  6. ^ Wood, Brian E.; Linsky, Jeffrey L.; Müller, Hans-Reinhard; Zank, Gary P. (2001). “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. Bibcode:2001ApJ...547L..49W. arXiv:astro-ph/0011153. doi:10.1086/318888. 
  7. ^ Schmitt, Juergen H. M. M.; Fleming, Thomas A.; Giampapa, Mark S. (tháng 9 năm 1995). “The X-Ray View of the Low-Mass Stars in the Solar Neighborhood”. Astrophysical Journal 450 (9): 392–400. Bibcode:1995ApJ...450..392S. doi:10.1086/176149. 
  8. ^ Gershberg, Roald E.; Shakhovskaia, Nadezhda I. (1983). “Characteristics of activity energetics of the UV Cet-type flare stars”. Astrophysics and Space Science 95 (2): 235–53. Bibcode:1983Ap&SS..95..235G. doi:10.1007/BF00653631. 
  9. ^ Reiners, Ansgar; Schmitt, Juergen H. M. M.; Liefke, Carolin (2007). “Rapid magnetic flux variability on the flare star CN Leonis”. Astronomy and Astrophysics 466 (2): L13–6. Bibcode:2007A&A...466L..13R. arXiv:astro-ph/0703172. doi:10.1051/0004-6361:20077095. 
  10. ^ “Calling Dr. Frankenstein!: Interactive Binaries Show Signs of Induced Hyperactivity”. National Optical Astronomy Observatory. 7 tháng 1 năm 2007. Truy cập ngày 24 tháng 5 năm 2006. 
  11. ^ Croswell, Ken (tháng 11 năm 2005). “A Flare for Barnard's Star”. Astronomy Magazine. Kalmbach Publishing Co. Truy cập ngày 10 tháng 8 năm 2006. 
  12. ^ “V2500 Oph”. The International Variable Star Index. Truy cập ngày 18 tháng 11 năm 2015. 
  13. ^ Wolszczan, A.; Route, M. (2014). “Timing Analysis of the Periodic Radio and Optical Brightness Variations of the Ultracool Dwarf, TVLM 513-46546”. The Astrophysical Journal 788 (1): 23. Bibcode:2014ApJ...788...23W. arXiv:1404.4682. doi:10.1088/0004-637X/788/1/23. 
  14. ^ Ôi, Rachel; Drake, Steve; Tueller, Jack; Cameron, Brian; "Quan sát Swift về pháo sáng của sao", Cuộc họp nhóm Swift, ngày 1 tháng 5 năm 2007

Liên kết ngoại[sửa | sửa mã nguồn]