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Las variables eruptivas del tipo UV Ceti son estrellas KVe - MVe que muestran en ocasiones
flares con una amplitud de algunas décimas hasta 6 mag. La amplitud es
mucho mayor en el ultravioleta. El máximo se alcanza en algunos segundos a partir del
inicio de la "flare"; la estrella recupera su brillo normal en unos minutos o
decenas de minutos.
UVN
Variables de Orión con flares de tipo espectral Ke - Me. El
fenómeno es casi idéntico al de las variables UV Ceti observadas en las cercanías del
Sol. Además de su relación con nebulosas, se caracterizan, en promedio, por tipos
espectrales menos avanzados, una luminosidad mayor y un desarrollo más lento de las
"flares" (V389 Ori). Estas estrellas son quizás un subgrupo específico de las
variables INB con variaciones irregulares superpuestas a las "flares".
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| Flares de UV Cet. 53AP
es un ejemplo de una precursora y 53B es una típica flare. Las exposiciones son de
1 segundo (T.J. Moffett 1974). |
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| Dos imágenes CCD con unos
pocos minutos de intervalo. Mientras se realizaba el seguimiento de una nueva variable,
indicada con la letra V, en la imagen de la derecha, señalada con una flecha, apareció
una violenta "flare" que tuvo lugar en una estrella anónima invisible en la
primera imagen. En su máximo brillo alcanzó la magnitud 13, en tanto que el objeto
progenitor es de magnitud 22. "Flares" con tanta diferencia de magnitud no se
corresponden a variables de tipo UV Ceti, sino a un fenómeno mucho más violento de
origen desconocido, pero que nos sirve como ejemplo para ilustrar una "flare"
(GEA 1996). |
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