„UV-Ceti-Stern“ – Versionsunterschied
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Die Ursache der Ausbrüche liegt in magnetischen Kurzschlüssen der stellaren [[Feldlinie]]n in der [[Korona (Sonne)|Korona]]. Die dabei freigesetzte Energie beschleunigt Partikel in die unter der Korona liegende [[Chromosphäre]], die dort mit der dichteren Materie kollidieren. Das [[Plasma (Physik)|Plasma]] der Chromosphäre wird dabei erwärmt und mit hoher Geschwindigkeit zurück in die Korona beschleunigt. Die Flares sind im Bereich der [[Röntgenstrahlung|Röntgen-]], [[Ultraviolettstrahlung|Ultraviolett-]] und [[Radiostrahlung]] sowie im sichtbaren Licht nachgewiesen worden.<ref>{{Literatur |Autor=Akiko Uzawa et al. |Titel=A Large X-ray Flare from a Single Weak-lined T Tauri Star TWA-7 Detected with MAXI GSC |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1108.5897v1}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=B. Fuhrmeister, S. Lalitha, K. Poppenhaeger, N. Rudolf, C. Liefke, A. Reiners, J. H. M. M. Schmitt, J.-U. Ness |Titel=Multi-wavelength observations of Proxima Centauri |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1109.1130v1}}</ref>
Der Verlauf eines klassischen Flares besteht aus einem steilen Anstieg der Ausbruchsintensität und einem langsamen [[exponentiell]]en Abklingen. Den Flares können quasi-periodische [[Pulsationsveränderlicher Stern|Pulsationen]] überlagert sein, die während und nach der Eruption auftreten. Dabei handelt es sich um wellenförmige Helligkeitsvariationen in der [[Lichtkurve]], die auch bei der Sonne beobachtet worden sind. Der physikalische Hintergrund der quasi-periodischen Pulsationen ist unbekannt.<ref>{{Literatur |Autor=Qian S.-B., Zhang J., Zhu L.-Y., Liu L., Liao W.-P., Zhao E.-G., He J.-J., Li L.-J., Li K. and Dai Z.-B. |Titel=Optical flares and flaring oscillations on the M-type eclipsing binary CU Cnc |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1204.6104v1}}</ref>
Die Häufigkeit der Flares beträgt bis zu 1,2 Ereignisse pro Stunde. Die meisten Eruptionen erreichen nur geringe [[Amplitude]]n bis max. 5 [[Scheinbare Helligkeit|Magnitudine]]. Die Anzahl der Flares nimmt [[Logarithmus|logarithmisch]] mit der Amplitude ab. Die Amplitude eines Flares hängt von der [[Wellenlänge]] ab: vom Ultravioletten zum Infraroten nimmt sie stetig ab.<ref>{{Literatur |Autor=H. A. Dal, S. Evren |Titel=The Statistical Analyses of Flares Detected In B Band Photometry of UV Ceti Type Stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1206.3761}}</ref>
=== Schnelle und langsame Flares ===
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Bei engen Doppelsternen kommt es durch [[Gezeitenkraft|Gezeiteneffekte]] zu einer Synchronisation der Rotationsdauer mit der [[Umlaufdauer]] ([[gebundene Rotation]]); diese Sterne zeigen starke Anzeichen für magnetische Aktivität wie Flares oder in der Intensität der Wasserstoffemissionslinien der [[Balmer-Serie]].
Schnell rotierende alte Rote Zwerge können auch das Ergebnis einer Wechselwirkung mit einem [[Planet]]en in einer engen [[Umlaufbahn]] sein. Diese [[Hot Jupiter]] verformen sich in der Nähe ihres Sterns, und die [[Dissipation|dissipierte]] [[Verformungsenergie]] verkleinert den Umlaufradius weiter. Dies führt zu einer [[Korotation]] des Sterns und des Planeten, wodurch die Rotationsgeschwindigkeit des Roten Zwergs wieder zunimmt. Am Ende dieses Prozesses kann es zu einer [[Common-Envelope|Verschmelzung]] des Planeten und des Roten Zwergs kommen, wodurch der Stern erheblich an [[Drehimpuls]] gewinnt.<ref>{{Literatur |Autor=Emeline Bolmont, Sean N. Raymond, Jeremy Leconte, and Sean P. Matt |Titel=Effect of the stellar spin history on the tidal evolution of close-in planets |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1207.2127v1}}</ref>
=== Vorkommen in Sternkatalogen ===
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