Flare-muuttuja

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun

Flare-muuttuja tai UV Ceti-muuttuja on punainen kääpiötähti, jossa tapahtuu nopeita leimahduksia, roihupurkauksia eli ”flareja”. Ne ovat Auringon tavallisia flare-purkauksia huomattavasti voimakkaampia ja niiden syntymekanismi saattaa olla erilainen kuin Auringolla. Flaretähtiä merkitään muuttuvien tähtien luetteloissa lyhenteellä UV.

Flaretähti[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Flare-tähdet ovat suhteellisen nuoria punaisia kääpiöitä. Flarepurkaukset liittynevät magneettisen energian äkilliseen vapautumiseen. Nuorilla tähdillä on voimakkaita magneettikenttiä. Auringon ikäinen punainen kääpiö on magneettisesti ajateltuna nuorempi kuin Aurinko, siinä tähden magneettikenttää ruokkiva konvektio on voimakkaampaa.

Tyypillinen flare-tähti on nimikkotähti UV Ceti eli Luyten 726-8 B. Ensimmäiset tunnetut flaretähdet löydettiin jo 1924, V1396 Cygni ja AT Microscopii.

Muita tunnettuja flare-tähtiä ovat Proxima Centauri ja Wolf 359.

Flaretähdet ovat myöhäisiä K-spektriluokan tähtiä tai M-tähtiä, joiden pintalämpötila on 2 500 – 4 000 kelviniä. Näiden tähtien massat ovat 0,6–0,1 Auringon massaa. Tähdissä havaitaan usein emissioviivoja, jotka kertovat kromosfäärin aktiivisuudesta. Niitä ovat ionisoituneen vedyn H-Alfa ja kalsiumin Ca II H&K. Nämä tähdet säteilevät röntgensäteilyä ja pyörivät nopeasti. Monet näistä tähdistä ovat nuorissa tähtiassosiaatioissa, mutta tunnetaan myös vanhoja flare-tähtiä. Monet näistä tähdistä ovat kaksoistähtiä, mikä voi liittyä tähtien flare-aktiivisuuteen. Jotkut ovat myös BY Draconis -tyyppisiä tähdenpilkkumuuttujia.

Flarepurkauksissa punaisen kääpiön kirkkaus voi kasvaa hetkessä jopa 250-kertaiseksi ja himmentyä kymmenissä minuuteissa tai tunneissa ennalleen eksponenttikäyrän mukaisesti hiipuen. Suurempi purkaus kestää kauemmin. Purkauksia tapahtuu täysin ennustamattomasti satunnaisin välein. Sininen kirkkaus kasvaa enemmän kuin punainen. Punaisen kääpiön flare on kooltaan jopa viidesosa tähden koosta, Auringossa vain muutamia sadasosia.

Flarepurkaus syntyy tähden magneettikentän muuttuessa ja kytkeytyessä äkisti matalaenergiaisempaan tilaan. Vapautunut ylimääräinen energia kuumentaa auringon plasman suunnattoman korkeaan lämpötilaan, mikä näkyy äkillisenä leimahduksena.

Flare-purkaus havaitaan laajalla sähkömagneettisen spektrin alueella, joka ulottuu röntgenalueesta näkyvään valoon. Purkauksessa varsinkin tähden vetyviivat vahvistuvat. Se kertoo yli 10 000 kelvinin lämpötilan noususta kirkkauden noustessa yli neljä magnitudia.[1]

Koska kaikki flare-tähdet ovat himmeitä punaisia kääpiöitä, niitä on kyetty havaitsemaan enintään 60 valovuoden säteeltä Auringosta. Flare-tähtiä muistuttavat läheisesti flash-tähdet, jotka liittyvät sumuun ja joita merkitään UVN. Tunnetuin esimerkki flash-tähdestä on V 389 Orionis, jonka spektriluokka on K6Ve. Nämä lienevät hyvin nuoria punaisia kääpiöitä.

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. http://www.aavso.org/vstar/vsots/fall03.shtml

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]