Болскотна ѕвезда
Болскотна ѕвезда — променлива ѕвезда која претрпува силни и непредвидлливи промени во сјајноста во рок од неколку минути. Како и Сончевите блесоци, тие се должат на магнетната енергија складирана во атмосферата. Сјајноста се зголемува ширум целиот спектар, од рендгенските зраци до радиобрановите. Првите познати болскотни ѕвезди (V1396 Лебед и AT Микроскоп) се откриени во 1924 г. иако најпозната меѓу нив е UV Кит, чии блесоци забележани во 1948 г. Денес слични болскотни ѕвезди се класификуваат како променливи ѕвезди од типот на UV Кит (со кратенката UV) во ѕвездените пописи како Општиот каталог на променливи ѕвезди.
Највеќето болскотни ѕвезди се црвени џуџиња со слаба сјајност, но во поново време е утврдено дека блескањето може да се јави и кај кафеавите џуџиња, кои се помалку масивни. Најмасивните променливи ѕвезди од типот на RS Ловечки Кучиња (RS CVn) исто така прават блесоци, но овие се предизвикани од придружна ѕвезда во двоен систем која предизвикува заплетување на магнетното поле. Покрај тоа, болскотни појави се забележани и кај уште девет ѕвезди слични на Сонцето[1] пред напливот на податоци за суперблесоци од вселенската опсерваторија „Кеплер“. Се предлага дека нивниот механизам е сличен на оној кај RS CVn-променливите по тоа што блесоците се предизвикани од придружник, поточно незабележана јупитеровидна планета во блиска орбита.[2]
Блиски болскотни ѕвезди
[уреди | уреди извор]Болскотните ѕвезди се по природа слаби, но се среќаваат до растојанија од 1.000 светлосни години од Земјата.[3] На 23 април 2014 г. сателитот „Свифт“ ја пронашол најсилната, најврелата и најдолготрајната низа од ѕвездени блесоци, набљудувајќи го блиското црвено џуџе DG Ловечки Кучиња. Првичната епозида од оваа рекордна низа избуви била 10.000 пати помоќна од најсилниот забележан Сончев блесок.[4]
Проксима Кентаур
[уреди | уреди извор]Најблискиот ѕвезден сосед на Сонцето — Проксима Кентаур — e болскотна ѕвезда која повремено се засилува во сјајност поради магнетна активност.[5] Магнетното поле на ѕвездата настанува со конвекција низ нејзиното тело, и произлезената болскотна активност создава вкупно рендгенско зрачење слично на Сончевото.[6]
Волф 359
[уреди | уреди извор]Друг близок сосед е болскотната ѕвезда Волф 359 (2,39 ± 0,01 парсеци). Оваа ѕвезда, наречена и Глизе 406 или CN Лав, е црвено џуџе од спектралната класа M6.5 кое оддава рендгенски зраци.[7] Претставува болскотна ѕвезда од типот на UV Кит,[8] и има релативно висока стапка на блескање.
Средното магнетно поле има јачина од 2,2 килогауси (0,2 T), но ова значително се разликува во периоди со краткост и од 6 часа.[9] За споредба, магнетното поле на Сонцето има просечно 1 гаус (100 µT), иако знае да се накачи на 3 килогауси (0,3 T) во активните сончеви дамки.[10]
Барнардова Ѕвезда
[уреди | уреди извор]Барнардовата Ѕвезда е четврта ѕвезда по близина до Земјата. Таа е многу постара од Сонцето, со старост од 7–12 милијарди години. Долго се сметала за мирувачка. Сепак, во 1998 г. забележан е силен ѕвезден блесок, со што се покажало дека Барнардовата Ѕвезда е болскотна.[11][12]
TVLM513-46546
[уреди | уреди извор]TVLM 513-46546 е болскотна ѕвезда од типот M9 со многу мала маса, на границата меѓу црвено и кафеаво џуџе. Радиоастрономските податоци од опсерваторијата „Аресибо“ укажуваат дека ѕвездата прави блесоци на секои 7054 секунди.[13]
2MASS JJ18352154-3123385 A
[уреди | уреди извор]Помасивниот член на двојната ѕвезда 2MASS J1835, кој е M6.5-ѕвезда, има силна рендгенска активност која ујажува на тоа дека се работи за болскотна ѕвезда, иако никогаш не се забележани болскоти.
Рекордни блесоци
[уреди | уреди извор]Најсилниот ѕвезден блесок е забележан од ѕвездата II Пегаз.[14] Набљудувањата направени со „Свифт“ укажуваат на присуство на тврди рендгенски зраци во добро утврден Нојпертов ефект, какви што се забележуваат кај Сончевите блесоци.
Поврзано
[уреди | уреди извор]Наводи
[уреди | уреди извор]- ↑ Schaefer, Bradley E.; King, Jeremy R.; Deliyannis, Constantine P. (февруари 2000). „Superflares on Ordinary Solar-Type Stars“. The Astrophysical Journal. 529 (2): 1026. arXiv:astro-ph/9909188. Bibcode:2000ApJ...529.1026S. doi:10.1086/308325. S2CID 10586370.
- ↑ Rubenstein, Eric; Schaefer, Bradley E. (февруари 2000). „Are Superflares on Solar Analogues Caused by Extrasolar Planets?“. The Astrophysical Journal. 529 (2): 1031. arXiv:astro-ph/9909187. Bibcode:2000ApJ...529.1031R. doi:10.1086/308326. S2CID 15709625.
- ↑ Kulkarni, Shrinivas R.; Rau, Arne (2006). „The Nature of the Deep Lens Survey Fast Transients“. Astrophysical Journal. 644 (1): L63. arXiv:astro-ph/0604343. Bibcode:2006ApJ...644L..63K. doi:10.1086/505423. S2CID 116948759.
- ↑ NASA/Goddard Space Flight Center, "NASA's Swift mission observes mega flares from nearby red dwarf star", ScienceDaily, 30 септември 2014
- ↑ 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. hdl:10211.3/172067.
- ↑ 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. arXiv:astro-ph/0011153. Bibcode:2001ApJ...547L..49W. doi:10.1086/318888. S2CID 118537213.
- ↑ Schmitt, Juergen H. M. M.; Fleming, Thomas A.; Giampapa, Mark S. (септември 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.
- ↑ 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. S2CID 122101052.
- ↑ 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. arXiv:astro-ph/0703172. Bibcode:2007A&A...466L..13R. doi:10.1051/0004-6361:20077095. S2CID 17926213.
- ↑ „Calling Dr. Frankenstein! : Interactive Binaries Show Signs of Induced Hyperactivity“. National Optical Astronomy Observatory. 7 јануари 2007. Архивирано од изворникот на 2019-06-22. Посетено на 24 мај 2006.
- ↑ Croswell, Ken (ноември 2005). „A Flare for Barnard's Star“. Astronomy Magazine. Kalmbach Publishing Co. Посетено на 10 август 2006.
- ↑ „V2500 Oph“. The International Variable Star Index. Посетено на 18 ноември 2015.
- ↑ 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. arXiv:1404.4682. Bibcode:2014ApJ...788...23W. doi:10.1088/0004-637X/788/1/23. S2CID 119114679.
- ↑ Osten, Rachel; Drake, Steve; Tueller, Jack; Cameron, Brian; "Swift Observations of Stellar Flares", Swift Team Meeting, 1 мај 2007
Надворешни врски
[уреди | уреди извор]- UV Кит и болскотните везди — Метју Темплтон, AAVSO (англиски)
- Ѕвездени блесоци — Д. Монтес, UCM (англиски)
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|