Flare star (original) (raw)
UV-Ceti-Sterne (nach ihrem Prototypen UV Ceti; auch Flare-Sterne oder Flackersterne, GCVS-Systematikkürzel: UV) gehören zur Klasse der eruptiv veränderlichen Sterne. Sie befinden sich am unteren Ende der Hauptreihe und sind gekennzeichnet durch das Auftreten von Flares (aperiodische, befristete Freisetzungen großer Energiemengen). Die Flaresterne zeigen eine späte Spektralklasse meist vom Typ K oder M mit ausgeprägten Emissionslinien des Wasserstoffs. Die meisten dieser Sterne haben 0,08 bis 0,5 Sonnenmassen und sind entsprechend Rote Zwerge.
| Property | Value |
|---|---|
| dbo:abstract | النجم المتوهج (بالإنجليزية: Flare star) هو نجم متغير يمكن أن يخضع لزيادة حادة لا يمكن التنبؤ بها في شدة سطوعه لعدة دقائق.ويعتقد أن هذه التوهجات مشابهة للتوهجات الشمسية في أنها تنشأ عن تجدد الإتصال المغناطيسي في الغلاف الجوي للنجوم. تشغل تلك النجوم الجزء الأسفل من نجوم النسق الأساسي وتتميز بنشأة التوهجات فيها بطريقة غير دورية تطلق خلالها كميات هائلة من الطاقة ولفترة قصيرة. توصف النجوم المتوهجة بأنواع التصنيف الطيفي المتأخر من عمر النجم ويكون عادة من فئة K أو Mذات خطوط طيف انبعاث من الهيدروجين. تم اكتشاف أول نجم مضيء معروف وهو (V 1396 Cygni and AT Microscopii) عام 1924 م،بينما أفضل نجم تم اكتشافه هو النجم (UV Ceti) والذي تم اكتشافه عام 1948 م. وتصنف النجوم المشابهة حالياً باستخدام الاختصار (UV Ceti Type) كتصنيف عام للنجوم المتوهجة. يمكن أن تحدث هذه التوهجات مرة كل عدة أيام، وربما أقل من ذلك كما في حالة النجم بارنارد.ومعظم النجوم المتوهجة تكون قزمية حمراء خافتة برغم أن الأبحاث الحديثة أثبتت أنه يمكن للنجوم البنية القزمية الأقل ضخامة القدرة على التوهج. بعض الأنواع الأخرى من النجوم يتم حثها على التوهج عن طريق نجم مرافق في نظام ثنائي مما يسبب تكون المجال المغناطيسي وجعله متشابكاً. (ar) Una estrella fulgurant és una estrella variable que pot experimentar dramàtics augments impredictibles del seu esclat d'alguns minuts o unes poques hores. L'esclat augmenta en tot l'espectre, des dels raigs X a les ones de ràdio.Les estrelles fulgurants són febles nanes vermelles, encara que recents investigacions indiquen que les nanes marrons podrien també produir fulguracions. Les primeres estrelles fulgurants conegudes ( i AT Microscopii) foren descobertes en el 1924. Encara que la més coneguda de totes les estrelles fulgurants (UV Ceti) fou descoberta en el 1948, i avui en dia les estrelles fulgurants es coneixen a vegades com a variables UV Ceti. L'estrella més pròxima al nostre Sol, Proxima Centauri, és una estrella fulgurant, com una altra veïna pròxima, Wolf 359. L'estrella de Barnard, el segon sistema estel·lar més pròxim, també se sospita que és una estrella fulgurant. A causa del fet que totes són febles intrínsecament, totes les estrelles fulgurants conegudes estan a uns 60 anys-llum de la Terra. Es creu que les fulguracions de les estrelles fulgurants són similars a les erupcions solars. (ca) Ο αστέρας εκλάμψεων (flare star) είναι ένας μεταβλητός αστέρας που μπορεί να εμφανίσει απρόβλεπτη και υψηλή αύξηση στη φωτεινότητά του για λίγα λεπτά. Πιστεύεται ότι οι εκλάμψεις ενός αστέρα εκλάμψεων είναι ανάλογες με τις ηλιακές εκλάμψεις, σε αυτές οφείλεται η μαγνητική ενέργεια που αποθηκεύεται στην ατμόσφαιρα του αστεριού. Η φωτεινότητα αυξάνει σε όλο το φάσμα, από τις ακτίνες Χ έως τα ραδιοκύματα. Ο πρώτοι γνωστοί αστέρες εκλάμψεων είναι οι και οι οποίοι ανακαλύφθηκαν το 1924. Ωστόσο, ο πιο γνωστός αστέρας εκλάμψεων είναι ο UV Ceti, που ανακαλύφθηκε το 1948. Σήμερα παρόμοιοι αστέρες εκλάμψεων ταξινομούνται ως UV Ceti τύπου μεταβλητοί αστέρες (χρησιμοποιώντας τη συντομογραφία UV) σε καταλόγους μεταβλητών αστέρων όπως ο . Οι περισσότεροι αστέρες εκλάμψεων είναι αμυδροί ερυθροί νάνοι, αν και πρόσφατη έρευνα δείχνει ότι οι λιγότερο μαζικοί καφέ νάνοι μπορεί επίσης να είναι ικανοί για εκλάμψεις. Η κατηγορία μεταβλητών αστέρων RS Canum Venaticorum (RS CVn) είναι επίσης γνωστή για τις εκλάμψεις της, αλλά είναι κατανοητό ότι αυτές οι εκλάμψεις προκαλούνται από ένα συνοδό αστέρα σε ένα δυαδικό σύστημα τις οποίες προκαλεί το μαγνητικό πεδίο όταν περιπλέκεται. Επιπλέον, εννέα άστρα παρόμοια με τον Ήλιο έχουν παρουσιάσει εκλάμψεις .Έχει προταθεί ότι ο μηχανισμός για αυτό είναι παρόμοιος με αυτό των RS CVn τύπου μεταβλητών αστέρων όπου οι εκλάμψεις προκαλούνται από ένα σύντροφο, δηλαδή ένα αόρατο πλανήτη τύπου Δία σε πολύ κοντινή τροχιά. (el) UV-Ceti-Sterne (nach ihrem Prototypen UV Ceti; auch Flare-Sterne oder Flackersterne, GCVS-Systematikkürzel: UV) gehören zur Klasse der eruptiv veränderlichen Sterne. Sie befinden sich am unteren Ende der Hauptreihe und sind gekennzeichnet durch das Auftreten von Flares (aperiodische, befristete Freisetzungen großer Energiemengen). Die Flaresterne zeigen eine späte Spektralklasse meist vom Typ K oder M mit ausgeprägten Emissionslinien des Wasserstoffs. Die meisten dieser Sterne haben 0,08 bis 0,5 Sonnenmassen und sind entsprechend Rote Zwerge. (de) 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. (es) A flare star is a variable star that can undergo unpredictable dramatic increases in brightness for a few minutes. It is believed that the flares on flare stars are analogous to solar flares in that they are due to the magnetic energy stored in the stars' atmospheres. The brightness increase is across the spectrum, from X-rays to radio waves. The first known flare stars ( and AT Microscopii) were discovered in 1924. However, the best-known flare star is UV Ceti, first observed to flare in 1948. Today similar flare stars are classified as UV Ceti type variable stars (using the abbreviation UV) in variable star catalogs such as the General Catalogue of Variable Stars. Most flare stars are dim red dwarfs, although recent research indicates that less massive brown dwarfs might also be capable of flaring. The more massive RS Canum Venaticorum variables (RS CVn) are also known to flare, but it is understood that these flares are induced by a companion star in a binary system which causes the magnetic field to become tangled. Additionally, nine stars similar to the Sun had also been seen to undergo flare events priorto the flood of superflare data from the Kepler observatory.It has been proposed that the mechanism for this is similar to that of the RS CVn variables in that the flares are being induced by a companion, namely an unseen Jupiter-like planet in a close orbit. (en) Izar ñirñirkaria edo izar dirdiratsua sugar erraldoiak jaregiten dituen eta bat-bateko distira areagotze laburrak eta izaten dituen izar bat da, sekuentzia nagusikoa eta ez oso distiratsua. Distira areagotze horiek minutu batzuetako edo gehienez ordu gutxi batzuetako iraupena dute eta espektro elektromagnetiko osoan izaten dira ikusgarri, X izpietatik irrati-uhinetara. (eu) Bintang suar adalah bintang variabel yang dapat mengalami peningkatan kecerahan selama beberapa menit. Semburan pada bintang suar diyakini mirip dengan semburan matahari karena keduanya diakibatkan oleh di atmosfer bintang. Bintang-bintang suar pertama ( dan ) ditemukan tahun 1924. Kebanyakan bintang suar merupakan bintang katai merah, meskipun penelitian menunjukkan bahwa katai coklat besar juga mungkin menyembur. (in) Une étoile éruptive est une étoile variable qui peut manifester une augmentation de luminosité aussi spectaculaire qu'imprévisible, d'une durée très variable, quelques minutes ou quelques heures. Tout le spectre augmente d'intensité, des rayons X aux ondes radios. Les étoiles éruptives sont de petites naines rouges, bien que des recherches récentes indiquent que les naines brunes puissent aussi être capables d'éruptions. (fr) 閃光星（せんこうせい）は変光星の一種。赤色矮星に見られる、短時間の急激な増光を起こす星で、爆発型変光星に分類されている。増光はフレアによるもので、フレア星(flare star)やくじら座UV型変光星とも呼ばれる。 (ja) Una stella a brillamento (in inglese flare star) è una stella variabile in cui avvengono improvvisi e intensi aumenti di luminosità della durata di pochi minuti o di qualche ora. L'aumento della luminosità è presente in tutto lo spettro di emissione, dai raggi X alle onde radio. Si ritiene che i brillamenti stellari siano analoghi ai brillamenti solari e come questi siano collegati alla riconnessione magnetica nell'atmosfera della stella. (it) Een vlamster (ook Flare-ster of UV Ceti-veranderlijke genoemd) behoort tot de eruptieve veranderlijke sterren. Hun afkorting in de GCVS is UV. Deze sterren bevinden zich onderaan de hoofdreeks in het Hertzsprung-Russelldiagram en ze worden gekenmerkt door het optreden van flares - niet-periodieke uitbarstingen waarbij een grote hoeveelheid energie vrij komt. De meeste flares duren enkele minuten. Het prototype van deze sterren is Luyten 726-8 (UV Ceti) in het sterrenbeeld walvis waarvan de variabiliteit werd ontdekt door Joy en Humason in 1948 (later werden flares van deze ster op oudere platen gevonden). (nl) 섬광성(閃光星; flare star)은 갑작스럽게 수 분 혹은 수 시간 동안 광도에 급격한 변화가 일어나는 항성을 의미한다. 광도 증가는 스펙트럼 상에서 X선~전파 영역에서 주로 이루어진다. 플레어 별은 주로 적색 왜성들로 알려졌으나, 최근 연구에 의하면 갈색 왜성도 플레어 별의 특성을 보여줄 수 있다고 한다. 최초로 발견된 플레어 별은 와 로, 1924년 발견되었다. 가장 유명한 플레어 별인 고래자리 UV는 1948년 발견되었다. 이 별의 이름을 따서 플레어 별들을 고래자리 UV형 변광성이라고 부르기도 한다. 태양과 가장 가까운 단독성인 센타우루스자리 프록시마는 플레어 별이다. 태양에서 가까운 이웃 중 하나인 울프 359도 플레어 별이다. 태양계에서 두 번째로 가까운 항성계인 바너드별도 플레어 별인 것으로 추측된다. 이들은 매우 어둡기 때문에 현재까지 밝혀진 모든 플레어 별들은 지구로부터 60광년 이내에 있다. 플레어 별에서 일어나는 플레어는 태양 플레어와 비슷할 것으로 추측된다. (ko) Вспыхивающие звёзды или звёзды типа UV Кита — переменные звёзды, резко и непериодически увеличивающие свою светимость в несколько раз во всём диапазоне от радиоволн до рентгеновского излучения. Вспыхивающие звёзды — это тусклые красные карлики с небольшой массой, иногда отмечаются вспышки на коричневых карликах. Представляют собой самый многочисленный класс переменных звёзд, но из-за тусклости их известно не очень много — все известные вспыхивающие звёзды находятся на расстоянии не более 1000 св. лет. Многие ближайшие к Солнцу звёзды, в том числе Проксима Центавра, DX Рака и Вольф 359, принадлежат к этому классу. Вспышки могут длиться от минут до нескольких часов, средний интервал между вспышками — от часа до десятков суток. Начало вспышки происходит гораздо быстрее, чем угасание, звезда может увеличить свой блеск вдвое всего за несколько секунд. Во время вспышки резко меняется спектр звезды, в синей и ультрафиолетовой областях появляется непрерывный спектр излучения. Предполагается, что солнечные вспышки имеют примерно ту же природу, хотя и гораздо слабее. Причём вспышки на Солнце слабее не только по относительной величине (Солнце значительно ярче красных карликов, показывающих вспышки типа UV Кита), но и по количеству высвобождаемой во время вспышки энергии. Явление звездных вспышек объясняется увеличением энергии инфракрасных фотонов при столкновениях с быстрыми электронами в ходе обратного комптон-эффекта ("гипотеза быстрых электронов"). (ru) En flarestjärna är vanligtvis en röd dvärgstjärna av spektralklass M, som har sporadiska och oförutsägbara utbrott och stor energifrigörelse på ytan. En typisk flare varar några minuter upp till några timmar. Stjärnans ljusstyrka ökar i regel med 10-100 gånger, dvs. med 2-5 magnituder. Energifrigörelsen i en flare är i regel inte mycket större än de flareutbrott som vår egen sol kan ha, men på grund av röda dvärgstjärnors låga absoluta ljusstyrka gör att flareutbrotten dominerar när de inträffar. Magnetfältet och rotationens variation med latituden tros ha betydelse för utbrotten, men mekanismen har ännu inte fått en tillfredsställande förklaring. Utbrotten kan sträcka sig över hela det elektromagnetiska spektrumet, från röntgenstrålning till radiovågor. De första flare-stjärnorna upptäcktes 1924 och var och . 1948 upptäcktes UV Ceti som kan sägas vara den bäst utforskade flare-stjärnan. De flesta flare-stjärnorna är ljussvaga röda dvärgstjärnor, men det finns också mindre massiva bruna dvärgstjärnor som kan få flare-utbrott. Den relativt sett massiva variabeln RS Canum Venaticorum företer också flare-utbrott, men orsaken verkar vara en följeslagare som påverkar stjärnans magnetfält. Vidare finns nio stjärnor av solliknande typ som visar flare-liknande utbrott. (sv) Gwiazda rozbłyskowa – termin określający gwiazdę zmienną, która gwałtownie i nieprzewidzianie zwiększa swoją jasność w ciągu kilku minut lub godzin. Wzrost jasności następuje w całym widmie – od promieniowania rentgenowskiego do radiowego. Gwiazdami rozbłyskowymi są ciemne czerwone karły, choć ostatnie badania wykazują, że mogą nimi być również brązowe karły. Pierwsze gwiazdy rozbłyskowe ( i ) zostały odkryte w 1924 roku. Jednak najbardziej znana gwiazda rozbłyskowa (UV Ceti) została odkryta w 1948 roku i obecnie gwiazdy tego rodzaju są czasem nazywane gwiazdami zmiennymi typu UV Ceti. Zjawisko rozbłysków wśród tych gwiazd jest podobne do rozbłysków słonecznych. (pl) Uma estrela eruptiva é uma estrela variável que pode passar por aumentos dramáticos e imprevisíveis no seu brilho por alguns minutos. Acredita-se que, assim como as erupções solares, as dessas estrelas se devam à energia magnética armazenada na atmosfera das mesmas. O aumento de brilho ocorre, no espectro eletromagnético, desde raios-X até ondas de rádio. As primeiras estrelas eruptivas ( e AT Microscopii) foram descobertas em 1924. Entretanto, a mais conhecida é UV Ceti, descoberta em 1948. Atualmente, as estrelas eruptivas similares são classificadas como estrelas variáveis tipo UV Ceti (usando-se a abreviação UV) em catálogos de estrelas variáveis como o . A maioria das estrelas eruptivas são anãs vermelhas fracas, embora pesquisa recente tenha indicado que as menos massivas anãs marrons poderiam também ser capazes de gerar erupções. As estrelas variáveis mais massivas (RS CVn) são também conhecidas por suas erupções, mas acredita-se que essas sejam induzidas por uma companheira em um sistema binário, que faz com que seu campo magnético fique confuso. Adicionalmente, observou-se que nove estrelas similares ao Sol também tiveram eventos de erupção antes do grande volume de dados de supererupções obtidos pelas observações da sonda Kepler. Foi proposto que o mecanismo para isto é similar ao das variáveis RS CVn, em que as erupções são induzidas por uma companheira, ou seja, um planeta invisível do tipo de Júpiter em uma órbita próxima. (pt) 耀星（英語：Flare star，台湾譯作焰星）是一種變星，它可以在短短數分鐘內不可預知地急遽增光，有時在幾分鐘內的改變會大於幾個星等以上，並持續幾分鐘到幾小時後又慢慢復原。它被認為與太陽閃焰類似，是由於在恆星大氣層內的磁重聯。亮度的增加跨越了整個光譜，從X射線到無線電波。第一批耀星（和） 是在1924年發現的；然而，最著名的耀星是在1948年發現的鯨魚座UV 。如今，相似的耀星在變星目錄上，像是變星總表都被分類為鯨魚座UV型變星（使用上縮寫為UV）。耀斑可以隔幾天就發生，或是頻率非常低，像巴納德星。 雖然最近的研究表明質量更小的棕矮星也可能發生閃焰，但大多數的耀星都是暗淡的紅矮星。質量更大的獵犬座RS型變星（RS CVn）已知也是耀星，但據了解這些閃焰是由聯星系統中的伴星造成的磁場糾纏誘發的。此外，也觀察到9顆類似太陽的恆星曾經歷閃焰的事件。曾經有建議指出在類似RS CVn變星誘發閃焰的機制，是有看不見的，大小類似木星的行星，在一個緊密的軌道上繞著恆星運轉。目前在太陽系附近已發現近100顆耀星。 (zh) Спалахуючі зорі або Зорі типу UV Кита — зорі головної послідовності пізніх спектральних класів K та M (червоні карлики малої маси), які зазнають короткочасного посилення блиску (спалахів) з амплітудою 0,3—6m (у видимих променях). Світність збільшується в усьому діапазоні від радіохвиль до рентгенівського випромінювання, в ультрафіолеті амплітуда спалахів більша. Назва типу походить від позначення зорі UV Кита, відомої також як Лейтен 726-8 B. Спалахи можуть тривати від кількох хвилин до кількох годин, середній інтервал між ними — від однієї години до десятків діб. Закономірностей у розподілі спалахів за часом не виявлено. Початок спалаху відбувається набагато швидше, ніж згасання: зоря може збільшити свій блиск удвічі за кілька секунд. Під час спалаху різко змінюється спектр зорі: у синій та ультрафіолетовій ділянках з'являється неперервний спектр випромінювання. Сонячні спалахи мають таку ж природу, хоча вони набагато слабші не лише за відносною величиною (адже Сонце набагато яскравіше червоних карликів), а й за абсолютною (тобто, за кількістю вивільненої під час спалаху енергії). Зорі типу UV Кита являють собою найчисленніший клас змінних зір, але через тьмяність їх важко помітити з великої відстані, тому відомо їх не дуже багато — усі відомі спалахуючі зорі розташовані в межах 60 світлових років. До цього класу належить більшість найближчих до Сонця зір, зокрема Проксима Центавра, , Вольф 359. (uk) |
| dbo:wikiPageExternalLink | http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/flares.html http://www.aavso.org/vsots_uvcet |
| dbo:wikiPageID | 1589445 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageLength | 9812 (xsd:nonNegativeInteger) |
| dbo:wikiPageRevisionID | 1123858306 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageWikiLink | dbr:Proxima_Centauri dbr:Electromagnetic_spectrum dbr:Barnard's_Star dbr:General_Catalogue_of_Variable_Stars dbr:Neupert_effect dbr:RS_Canum_Venaticorum_variable dbr:Swift_Gamma-Ray_Burst_Mission dbr:NASA dbr:Convection dbr:Light_year dbr:Luyten_726-8 dbr:Magnetic_field dbr:Star dbr:Magnetic_reconnection dbc:Star_types dbr:Brown_dwarfs dbr:Radio_wave dbr:AT_Microscopii dbc:Flare_stars dbr:DG_Canum_Venaticorum dbr:Solar_flare dbr:Superflare dbr:Solar_flares dbr:Arecibo_Observatory dbr:Sun dbr:Sunspot dbr:TVLM_513-46546 dbr:Red_dwarf dbr:2MASS_J18352154-3123385 dbr:Brown_dwarf dbr:Wolf_359 dbr:X-ray dbr:Variable_star dbr:Spectral_class dbr:Stellar_flare dbr:II_Peg dbr:Kepler_(satellite) dbr:UV_Ceti dbr:Swift_satellite dbr:V1396_Cygni |
| dbp:wikiPageUsesTemplate | dbt:Annotated_link dbt:Authority_control dbt:Citation_needed dbt:Cn dbt:Reflist dbt:Short_description dbt:Val dbt:Variable_star_topics |
| dcterms:subject | dbc:Star_types dbc:Flare_stars |
| gold:hypernym | dbr:Star |
| rdf:type | owl:Thing dbo:Star |
| rdfs:comment | UV-Ceti-Sterne (nach ihrem Prototypen UV Ceti; auch Flare-Sterne oder Flackersterne, GCVS-Systematikkürzel: UV) gehören zur Klasse der eruptiv veränderlichen Sterne. Sie befinden sich am unteren Ende der Hauptreihe und sind gekennzeichnet durch das Auftreten von Flares (aperiodische, befristete Freisetzungen großer Energiemengen). Die Flaresterne zeigen eine späte Spektralklasse meist vom Typ K oder M mit ausgeprägten Emissionslinien des Wasserstoffs. Die meisten dieser Sterne haben 0,08 bis 0,5 Sonnenmassen und sind entsprechend Rote Zwerge. (de) 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. (es) Izar ñirñirkaria edo izar dirdiratsua sugar erraldoiak jaregiten dituen eta bat-bateko distira areagotze laburrak eta izaten dituen izar bat da, sekuentzia nagusikoa eta ez oso distiratsua. Distira areagotze horiek minutu batzuetako edo gehienez ordu gutxi batzuetako iraupena dute eta espektro elektromagnetiko osoan izaten dira ikusgarri, X izpietatik irrati-uhinetara. (eu) Bintang suar adalah bintang variabel yang dapat mengalami peningkatan kecerahan selama beberapa menit. Semburan pada bintang suar diyakini mirip dengan semburan matahari karena keduanya diakibatkan oleh di atmosfer bintang. Bintang-bintang suar pertama ( dan ) ditemukan tahun 1924. Kebanyakan bintang suar merupakan bintang katai merah, meskipun penelitian menunjukkan bahwa katai coklat besar juga mungkin menyembur. (in) Une étoile éruptive est une étoile variable qui peut manifester une augmentation de luminosité aussi spectaculaire qu'imprévisible, d'une durée très variable, quelques minutes ou quelques heures. Tout le spectre augmente d'intensité, des rayons X aux ondes radios. Les étoiles éruptives sont de petites naines rouges, bien que des recherches récentes indiquent que les naines brunes puissent aussi être capables d'éruptions. (fr) 閃光星（せんこうせい）は変光星の一種。赤色矮星に見られる、短時間の急激な増光を起こす星で、爆発型変光星に分類されている。増光はフレアによるもので、フレア星(flare star)やくじら座UV型変光星とも呼ばれる。 (ja) Una stella a brillamento (in inglese flare star) è una stella variabile in cui avvengono improvvisi e intensi aumenti di luminosità della durata di pochi minuti o di qualche ora. L'aumento della luminosità è presente in tutto lo spettro di emissione, dai raggi X alle onde radio. Si ritiene che i brillamenti stellari siano analoghi ai brillamenti solari e come questi siano collegati alla riconnessione magnetica nell'atmosfera della stella. (it) 섬광성(閃光星; flare star)은 갑작스럽게 수 분 혹은 수 시간 동안 광도에 급격한 변화가 일어나는 항성을 의미한다. 광도 증가는 스펙트럼 상에서 X선~전파 영역에서 주로 이루어진다. 플레어 별은 주로 적색 왜성들로 알려졌으나, 최근 연구에 의하면 갈색 왜성도 플레어 별의 특성을 보여줄 수 있다고 한다. 최초로 발견된 플레어 별은 와 로, 1924년 발견되었다. 가장 유명한 플레어 별인 고래자리 UV는 1948년 발견되었다. 이 별의 이름을 따서 플레어 별들을 고래자리 UV형 변광성이라고 부르기도 한다. 태양과 가장 가까운 단독성인 센타우루스자리 프록시마는 플레어 별이다. 태양에서 가까운 이웃 중 하나인 울프 359도 플레어 별이다. 태양계에서 두 번째로 가까운 항성계인 바너드별도 플레어 별인 것으로 추측된다. 이들은 매우 어둡기 때문에 현재까지 밝혀진 모든 플레어 별들은 지구로부터 60광년 이내에 있다. 플레어 별에서 일어나는 플레어는 태양 플레어와 비슷할 것으로 추측된다. (ko) 耀星（英語：Flare star，台湾譯作焰星）是一種變星，它可以在短短數分鐘內不可預知地急遽增光，有時在幾分鐘內的改變會大於幾個星等以上，並持續幾分鐘到幾小時後又慢慢復原。它被認為與太陽閃焰類似，是由於在恆星大氣層內的磁重聯。亮度的增加跨越了整個光譜，從X射線到無線電波。第一批耀星（和） 是在1924年發現的；然而，最著名的耀星是在1948年發現的鯨魚座UV 。如今，相似的耀星在變星目錄上，像是變星總表都被分類為鯨魚座UV型變星（使用上縮寫為UV）。耀斑可以隔幾天就發生，或是頻率非常低，像巴納德星。 雖然最近的研究表明質量更小的棕矮星也可能發生閃焰，但大多數的耀星都是暗淡的紅矮星。質量更大的獵犬座RS型變星（RS CVn）已知也是耀星，但據了解這些閃焰是由聯星系統中的伴星造成的磁場糾纏誘發的。此外，也觀察到9顆類似太陽的恆星曾經歷閃焰的事件。曾經有建議指出在類似RS CVn變星誘發閃焰的機制，是有看不見的，大小類似木星的行星，在一個緊密的軌道上繞著恆星運轉。目前在太陽系附近已發現近100顆耀星。 (zh) النجم المتوهج (بالإنجليزية: Flare star) هو نجم متغير يمكن أن يخضع لزيادة حادة لا يمكن التنبؤ بها في شدة سطوعه لعدة دقائق.ويعتقد أن هذه التوهجات مشابهة للتوهجات الشمسية في أنها تنشأ عن تجدد الإتصال المغناطيسي في الغلاف الجوي للنجوم. تشغل تلك النجوم الجزء الأسفل من نجوم النسق الأساسي وتتميز بنشأة التوهجات فيها بطريقة غير دورية تطلق خلالها كميات هائلة من الطاقة ولفترة قصيرة. توصف النجوم المتوهجة بأنواع التصنيف الطيفي المتأخر من عمر النجم ويكون عادة من فئة K أو Mذات خطوط طيف انبعاث من الهيدروجين. (ar) Una estrella fulgurant és una estrella variable que pot experimentar dramàtics augments impredictibles del seu esclat d'alguns minuts o unes poques hores. L'esclat augmenta en tot l'espectre, des dels raigs X a les ones de ràdio.Les estrelles fulgurants són febles nanes vermelles, encara que recents investigacions indiquen que les nanes marrons podrien també produir fulguracions. Es creu que les fulguracions de les estrelles fulgurants són similars a les erupcions solars. (ca) Ο αστέρας εκλάμψεων (flare star) είναι ένας μεταβλητός αστέρας που μπορεί να εμφανίσει απρόβλεπτη και υψηλή αύξηση στη φωτεινότητά του για λίγα λεπτά. Πιστεύεται ότι οι εκλάμψεις ενός αστέρα εκλάμψεων είναι ανάλογες με τις ηλιακές εκλάμψεις, σε αυτές οφείλεται η μαγνητική ενέργεια που αποθηκεύεται στην ατμόσφαιρα του αστεριού. Η φωτεινότητα αυξάνει σε όλο το φάσμα, από τις ακτίνες Χ έως τα ραδιοκύματα. Ο πρώτοι γνωστοί αστέρες εκλάμψεων είναι οι και οι οποίοι ανακαλύφθηκαν το 1924. Ωστόσο, ο πιο γνωστός αστέρας εκλάμψεων είναι ο UV Ceti, που ανακαλύφθηκε το 1948. Σήμερα παρόμοιοι αστέρες εκλάμψεων ταξινομούνται ως UV Ceti τύπου μεταβλητοί αστέρες (χρησιμοποιώντας τη συντομογραφία UV) σε καταλόγους μεταβλητών αστέρων όπως ο . (el) A flare star is a variable star that can undergo unpredictable dramatic increases in brightness for a few minutes. It is believed that the flares on flare stars are analogous to solar flares in that they are due to the magnetic energy stored in the stars' atmospheres. The brightness increase is across the spectrum, from X-rays to radio waves. The first known flare stars ( and AT Microscopii) were discovered in 1924. However, the best-known flare star is UV Ceti, first observed to flare in 1948. Today similar flare stars are classified as UV Ceti type variable stars (using the abbreviation UV) in variable star catalogs such as the General Catalogue of Variable Stars. (en) Een vlamster (ook Flare-ster of UV Ceti-veranderlijke genoemd) behoort tot de eruptieve veranderlijke sterren. Hun afkorting in de GCVS is UV. Deze sterren bevinden zich onderaan de hoofdreeks in het Hertzsprung-Russelldiagram en ze worden gekenmerkt door het optreden van flares - niet-periodieke uitbarstingen waarbij een grote hoeveelheid energie vrij komt. De meeste flares duren enkele minuten. (nl) Uma estrela eruptiva é uma estrela variável que pode passar por aumentos dramáticos e imprevisíveis no seu brilho por alguns minutos. Acredita-se que, assim como as erupções solares, as dessas estrelas se devam à energia magnética armazenada na atmosfera das mesmas. O aumento de brilho ocorre, no espectro eletromagnético, desde raios-X até ondas de rádio. As primeiras estrelas eruptivas ( e AT Microscopii) foram descobertas em 1924. Entretanto, a mais conhecida é UV Ceti, descoberta em 1948. Atualmente, as estrelas eruptivas similares são classificadas como estrelas variáveis tipo UV Ceti (usando-se a abreviação UV) em catálogos de estrelas variáveis como o . (pt) Gwiazda rozbłyskowa – termin określający gwiazdę zmienną, która gwałtownie i nieprzewidzianie zwiększa swoją jasność w ciągu kilku minut lub godzin. Wzrost jasności następuje w całym widmie – od promieniowania rentgenowskiego do radiowego. Gwiazdami rozbłyskowymi są ciemne czerwone karły, choć ostatnie badania wykazują, że mogą nimi być również brązowe karły. Pierwsze gwiazdy rozbłyskowe ( i ) zostały odkryte w 1924 roku. Jednak najbardziej znana gwiazda rozbłyskowa (UV Ceti) została odkryta w 1948 roku i obecnie gwiazdy tego rodzaju są czasem nazywane gwiazdami zmiennymi typu UV Ceti. (pl) Вспыхивающие звёзды или звёзды типа UV Кита — переменные звёзды, резко и непериодически увеличивающие свою светимость в несколько раз во всём диапазоне от радиоволн до рентгеновского излучения. Вспыхивающие звёзды — это тусклые красные карлики с небольшой массой, иногда отмечаются вспышки на коричневых карликах. Представляют собой самый многочисленный класс переменных звёзд, но из-за тусклости их известно не очень много — все известные вспыхивающие звёзды находятся на расстоянии не более 1000 св. лет. Многие ближайшие к Солнцу звёзды, в том числе Проксима Центавра, DX Рака и Вольф 359, принадлежат к этому классу. (ru) En flarestjärna är vanligtvis en röd dvärgstjärna av spektralklass M, som har sporadiska och oförutsägbara utbrott och stor energifrigörelse på ytan. En typisk flare varar några minuter upp till några timmar. Stjärnans ljusstyrka ökar i regel med 10-100 gånger, dvs. med 2-5 magnituder. De första flare-stjärnorna upptäcktes 1924 och var och . 1948 upptäcktes UV Ceti som kan sägas vara den bäst utforskade flare-stjärnan. (sv) Спалахуючі зорі або Зорі типу UV Кита — зорі головної послідовності пізніх спектральних класів K та M (червоні карлики малої маси), які зазнають короткочасного посилення блиску (спалахів) з амплітудою 0,3—6m (у видимих променях). Світність збільшується в усьому діапазоні від радіохвиль до рентгенівського випромінювання, в ультрафіолеті амплітуда спалахів більша. Назва типу походить від позначення зорі UV Кита, відомої також як Лейтен 726-8 B. (uk) |
| rdfs:label | Flare star (en) نجم متوهج (ar) Estrella fulgurant (ca) UV-Ceti-Stern (de) Αστέρας εκλάμψεων (el) Estrella fulgurante (es) Izar ñirñirkari (eu) Bintang suar (in) Stella a brillamento (it) Étoile éruptive (fr) 閃光星 (ja) 섬광성 (ko) Vlamster (nl) Gwiazda rozbłyskowa (pl) Estrela eruptiva (pt) Вспыхивающая звезда (ru) Flarestjärna (sv) 耀星 (zh) Спалахуючі зорі (uk) |
| owl:sameAs | freebase:Flare star http://d-nb.info/gnd/4255748-3 wikidata:Flare star dbpedia-af:Flare star dbpedia-ar:Flare star http://ast.dbpedia.org/resource/Estrella_acandilante dbpedia-ca:Flare star dbpedia-de:Flare star dbpedia-el:Flare star dbpedia-es:Flare star dbpedia-eu:Flare star dbpedia-fa:Flare star dbpedia-fi:Flare star dbpedia-fr:Flare star dbpedia-he:Flare star http://hi.dbpedia.org/resource/धधकी_तारा dbpedia-hr:Flare star dbpedia-hu:Flare star http://hy.dbpedia.org/resource/Բռնկվող_աստղեր dbpedia-id:Flare star dbpedia-it:Flare star dbpedia-ja:Flare star dbpedia-ko:Flare star dbpedia-mk:Flare star dbpedia-nl:Flare star dbpedia-nn:Flare star dbpedia-no:Flare star dbpedia-pl:Flare star dbpedia-pt:Flare star dbpedia-ro:Flare star dbpedia-ru:Flare star dbpedia-simple:Flare star dbpedia-sk:Flare star dbpedia-sv:Flare star dbpedia-tr:Flare star dbpedia-uk:Flare star dbpedia-zh:Flare star https://global.dbpedia.org/id/2evdy |
| prov:wasDerivedFrom | wikipedia-en:Flare_star?oldid=1123858306&ns=0 |
| foaf:isPrimaryTopicOf | wikipedia-en:Flare_star |
| is dbo:wikiPageDisambiguates of | dbr:Flare_(disambiguation) |
| is dbo:wikiPageRedirects of | dbr:UV_Ceti_star dbr:Flare_Star dbr:Flare_Stars dbr:Flare_stars dbr:Uv_Ceti_Stars dbr:UV_Ceti_variable |
| is dbo:wikiPageWikiLink of | dbr:Canis_Minor dbr:Castor_(star) dbr:Proxima_Centauri dbr:Proxima_Centauri_b dbr:Ross_128 dbr:Ross_154 dbr:Ross_47 dbr:Ross_614 dbr:UV_Ceti_star dbr:Barnard's_Star dbr:Beta_Boötis dbr:Algonquin_46m_radio_telescope dbr:List_of_multiplanetary_systems dbr:Richard_Davis_(astronomer) dbr:V1005_Orionis dbr:VB_10 dbr:Viktor_Ambartsumian dbr:Earth_Similarity_Index dbr:Leviathan_of_Parsonstown dbr:List_of_nearest_stars_and_brown_dwarfs dbr:Time-domain_astronomy dbr:GJ_3379 dbr:GL_Virginis dbr:Gliese_1 dbr:Gliese_146 dbr:Gliese_22 dbr:Gliese_229 dbr:Gliese_3685 dbr:Gliese_412 dbr:Gliese_486 dbr:Gliese_49 dbr:Gliese_526 dbr:Gliese_625 dbr:Gliese_667 dbr:Gliese_674 dbr:Gliese_693 dbr:Gliese_752 dbr:Gliese_832 dbr:Glossary_of_astronomy dbr:Leo_(constellation) dbr:Luyten_726-8 dbr:Star dbr:Stars_and_planetary_systems_in_fiction dbr:Struve_2398 dbr:Planetary_habitability dbr:Meanings_of_minor_planet_names:_545001–546000 dbr:BO_Microscopii dbr:BY_Draconis dbr:A._David_Andrews dbr:Byurakan_Observatory dbr:CM_Draconis dbr:Centaurus dbr:Cetus dbr:WISE_J080822.18-644357.3 dbr:Willem_Jacob_Luyten dbr:2MASS_J18352154–3123385 dbr:40_Eridani dbr:61_Cygni dbr:AB_Doradus dbr:AD_Leonis dbr:AP_Columbae dbr:AT_Microscopii dbr:AU_Microscopii dbr:AZ_Cancri dbr:Alpha_Centauri dbr:Alpha_Trianguli_Australis dbr:DENIS_J1048−3956 dbr:DG_Canum_Venaticorum dbr:DT_Virginis dbr:DX_Cancri dbr:EQ_Pegasi dbr:EQ_Virginis dbr:EV_Lacertae dbr:FF_Andromedae dbr:Flare_Star dbr:Fomalhaut dbr:Solar_flare dbr:Groombridge_1618 dbr:Groombridge_34 dbr:Guillermo_Haro dbr:HD_283750 dbr:HD_37519 dbr:HD_4628 dbr:HU_Delphini dbr:BY_Draconis_variable dbr:Flare_(disambiguation) dbr:Superflare dbr:Stars_named_after_people dbr:Astronomical_object dbr:Kepler-411 dbr:LHS_292 dbr:LO_Pegasi dbr:LQ_Hydrae dbr:Lacaille_8760 dbr:Lacerta dbr:Lalande_21185 dbr:Birr_Castle dbr:TVLM_513-46546 dbr:TZ_Arietis dbr:Edwin_Francis_Carpenter dbr:Red_dwarf dbr:Solar_radio_emission dbr:Space_Place_at_Carter_Observatory dbr:IQ_Aurigae dbr:Kruger_60 dbr:Catalina_Real-time_Transient_Survey dbr:Wolf_359 dbr:Wolf_424 dbr:XY_Ursae_Majoris dbr:Xi_Boötis dbr:YZ_Canis_Minoris dbr:YZ_Ceti dbr:Stellar_magnetic_field dbr:Variable_star dbr:List_of_star_extremes dbr:List_of_star_systems_within_20–25_light-years dbr:List_of_stars_in_Andromeda dbr:List_of_stars_in_Aquarius dbr:List_of_stars_in_Aries dbr:List_of_stars_in_Cancer dbr:List_of_stars_in_Canes_Venatici dbr:List_of_stars_in_Centaurus dbr:List_of_stars_in_Cepheus dbr:List_of_stars_in_Cetus dbr:List_of_stars_in_Columba dbr:List_of_stars_in_Delphinus dbr:List_of_stars_in_Draco dbr:List_of_stars_in_Gemini dbr:List_of_stars_in_Lacerta dbr:List_of_stars_in_Leo dbr:List_of_stars_in_Leo_Minor dbr:List_of_stars_in_Lepus dbr:List_of_stars_in_Microscopium dbr:List_of_stars_in_Monoceros dbr:List_of_stars_in_Orion dbr:List_of_stars_in_Sagittarius dbr:List_of_stars_in_Sextans dbr:List_of_stars_in_Virgo dbr:List_of_variable_stars dbr:Outline_of_astronomy dbr:Peter_Pan_disk dbr:Thomas_David_Anderson dbr:Super_flare dbr:Flare_Stars dbr:Flare_stars dbr:Uv_Ceti_Stars dbr:UV_Ceti_variable |
| is dbp:variable of | dbr:Proxima_Centauri dbr:Ross_128 dbr:Ross_154 dbr:Beta_Boötis dbr:VB_10 dbr:GL_Virginis dbr:Gliese_229 dbr:Gliese_3685 dbr:Gliese_526 dbr:Gliese_693 dbr:Struve_2398 dbr:BY_Draconis dbr:CM_Draconis dbr:40_Eridani dbr:61_Cygni dbr:AB_Doradus dbr:AD_Leonis dbr:AT_Microscopii dbr:AU_Microscopii dbr:AZ_Cancri dbr:DG_Canum_Venaticorum dbr:DX_Cancri dbr:EQ_Pegasi dbr:EV_Lacertae dbr:FF_Andromedae dbr:Groombridge_1618 dbr:HD_283750 dbr:HU_Delphini dbr:LHS_292 dbr:Lacaille_8760 dbr:TZ_Arietis dbr:Wolf_359 dbr:Xi_Boötis dbr:YZ_Ceti |
| is rdfs:seeAlso of | dbr:AZ_Cancri |
| is foaf:primaryTopic of | wikipedia-en:Flare_star |