Estrella de bengala
A estrella es una estrella variable que puede experimentar aumentos dramáticos impredecibles en el brillo durante unos minutos. Se cree que las bengalas en las estrellas de bengala son análogas a las bengalas solares en que se deben a la energía magnética almacenada en las atmósferas de las estrellas. El aumento del brillo está en todo el espectro, desde los rayos X hasta las ondas de radio. La actividad flamenca entre estrellas de tipo tardío fue reportada por primera vez por A. van Maanen en 1945, para WX Ursae Majoris y YZ Canis Minoris. Sin embargo, la estrella de bengalas más conocida es UV Ceti, primeramente observada para bengalas en 1948. Hoy en día estrellas similares se clasifican como UV Tipo Ceti estrellas variables (utilizando la abreviatura UV) en catálogos de estrellas variables como el Catálogo General de Estrellas Variables.
La mayoría de las estrellas en erupción son enanas rojas tenues, aunque investigaciones recientes indican que las enanas marrones menos masivas también podrían ser capaces de emitir llamaradas. También se sabe que las variables RS Canum Venaticorum (RS CVn), más masivas, emiten llamaradas, pero se entiende que estas llamaradas son inducidas por una estrella compañera en un sistema binario que hace que el campo magnético se enrede. Además, también se había observado que nueve estrellas similares al Sol habían sufrido eventos de llamarada antes. a la avalancha de datos sobre superllamaradas del observatorio Kepler. Se ha propuesto que el mecanismo para esto es similar al de las variables RS CVn en el sentido de que las llamaradas son inducidas por un compañero, es decir, un planeta invisible similar a Júpiter en una órbita cercana.
Estrellas luminosas cercanas
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Las estrellas en erupción son intrínsecamente débiles, pero se han encontrado a distancias de 1.000 años luz de la Tierra. El 23 de abril de 2014, el satélite Swift de la NASA detectó la secuencia de llamaradas estelares más fuerte, más caliente y más duradera jamás vista desde una enana roja cercana, DG Canum Venaticorum. La explosión inicial de esta serie de explosiones que batió récords fue hasta 10.000 veces más poderosa que la mayor erupción solar jamás registrada.
Próxima Centauri
La vecina estelar más cercana al Sol, Próxima Centauri, es una estrella fulgurante que experimenta aumentos ocasionales de brillo debido a la actividad magnética. El campo magnético de la estrella se crea por convección en todo el cuerpo estelar, y la actividad de llamarada resultante genera una emisión total de rayos X similar a la producida por el Sol.
Lobo 359
La estrella fulgurante Wolf 359 es otra vecina cercana (2,39 ± 0,01 pársecs). Esta estrella, también conocida como Gliese 406 y CN Leo, es una enana roja de clase espectral M6.5 que emite rayos X. Es una estrella de llamarada UV Ceti y tiene una tasa de llamarada relativamente alta.
El campo magnético medio tiene una intensidad de aproximadamente 2,2 kG (0.2 T), pero esto varía significativamente en escalas de tiempo tan cortas como seis horas. En comparación, el campo magnético del Sol tiene un promedio de 1 G ( 100 μT), aunque puede aumentar hasta 3 kG (0,3 T) en regiones activas de manchas solares .
La estrella de Barnard
La estrella de Barnard es la cuarta estrella más cercana al Sol. Dada su edad, a los 7-12 mil millones de años, la estrella de Barnard es considerablemente mayor que el Sol. Se suponía que era quiescente en términos de actividad estelar. Sin embargo, en 1998, los astrónomos observaron una intensa bengala estelar, mostrando que la estrella de Barnard es una estrella de bengala.
EV Lacertae
EV Lacertae se encuentra a 16,5 años luz de distancia y es la estrella más cercana de su constelación. Es una estrella joven, de unos 300 millones de años, y tiene un fuerte campo magnético. En 2008, produjo una erupción sin precedentes que fue miles de veces más poderosa que la mayor erupción solar observada.
TVLM 513-46546
TVLM 513-46546 es una estrella fulgurante M9 de muy baja masa, en el límite entre las enanas rojas y las enanas marrones. Los datos del Observatorio de Arecibo en longitudes de onda de radio determinaron que la estrella destella cada 7054 s con una precisión de una centésima de segundo.
2MASA J18352154-3123385 A
El miembro más masivo de la estrella binaria 2MASS J1835, una estrella M6.5, tiene una fuerte actividad de rayos X indicativa de una estrella en llamarada, aunque nunca se ha observado directamente que emita una llamarada.
Bengalas que baten récords
La llamarada estelar más poderosa detectada, en diciembre de 2005, puede haber provenido del binario activo II Peg. Su observación realizada por Swift sugirió la presencia de rayos X duros en el bien establecido efecto Neupert, como se ve en las erupciones solares.