GermanWikipedia - /page/entry.mu

Micron Document

<!DOCTYPE html>

<title>UV-Ceti-Stern</title>

</head>

<h1 id="firstHeading" class="firstHeading mw-first-heading"><span class="mw-page-title-main">UV-Ceti-Stern</span></h1>

</header>

</div>

<p><b>UV-Ceti-Sterne</b> (nach ihrem Prototypen <a href="UV_Ceti" class="mw-redirect" title="UV Ceti">UV Ceti</a>; auch <b>Flare-Sterne</b> oder <b>Flackersterne</b>, <a href="General_Catalogue_of_Variable_Stars" title="General Catalogue of Variable Stars">GCVS</a>-Systematikkürzel: <i>UV</i>) gehören zur Klasse der <a href="Eruptiv_ver%C3%A4nderlicher_Stern" title="Eruptiv veränderlicher Stern">eruptiv veränderlichen Sterne</a>. Sie befinden sich am unteren Ende der <a href="Hauptreihe" title="Hauptreihe">Hauptreihe</a> und sind gekennzeichnet durch das Auftreten von Flares (aperiodische, befristete Freisetzungen großer Energiemengen). Die Flaresterne zeigen eine späte <a href="Spektralklasse" title="Spektralklasse">Spektralklasse</a> meist vom Typ K oder M mit ausgeprägten <a href="Emissionslinie" class="mw-redirect" title="Emissionslinie">Emissionslinien</a> des Wasserstoffs. Die meisten dieser Sterne haben 0,08 bis 0,5 <a href="Sonnenmasse" title="Sonnenmasse">Sonnenmassen</a> und sind entsprechend <a href="Roter_Zwerg" title="Roter Zwerg">Rote Zwerge</a>.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Flares">Flares</h2></div>

<p>Die stellaren Flares entsprechen den <a href="Sonneneruption" title="Sonneneruption">Sonneneruptionen</a> in Bezug auf ihre Entstehung und die bei den Ausbrüchen frei werdende Energie. Da die UV-Ceti-Sterne jedoch eine geringere <a href="Absolute_Helligkeit" title="Absolute Helligkeit">absolute Helligkeit</a> aufweisen als die <a href="Sonne" title="Sonne">Sonne</a>, sind die Ausbrüche auch im Weißlicht zu beobachten.

</p><p>Die Ursache der Ausbrüche liegt in magnetischen Kurzschlüssen der stellaren <a href="Feldlinie" title="Feldlinie">Feldlinien</a> in der <a href="Korona_(Sonne)" title="Korona (Sonne)">Korona</a>. Die dabei freigesetzte Energie beschleunigt Partikel in die unter der Korona liegende <a href="Chromosph%C3%A4re" title="Chromosphäre">Chromosphäre</a>, die dort mit der dichteren Materie kollidieren. Das <a href="Plasma_(Physik)" title="Plasma (Physik)">Plasma</a> der Chromosphäre wird dabei erwärmt und mit hoher Geschwindigkeit zurück in die Korona beschleunigt. Die Flares sind im Bereich der <a href="R%C3%B6ntgenstrahlung" title="Röntgenstrahlung">Röntgen-</a>, <a href="Ultraviolettstrahlung" title="Ultraviolettstrahlung">Ultraviolett-</a> und <a href="Radiostrahlung" class="mw-redirect" title="Radiostrahlung">Radiostrahlung</a> sowie im sichtbaren Licht nachgewiesen worden.<sup id="cite_ref-1" class="reference"><a href="#cite_note-1"><span class="cite-bracket">[</span>1<span class="cite-bracket">]</span></a></sup><sup id="cite_ref-2" class="reference"><a href="#cite_note-2"><span class="cite-bracket">[</span>2<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p><p>Der Verlauf eines klassischen Flares besteht aus einem steilen Anstieg der Ausbruchsintensität und einem langsamen <a href="Exponentiell" class="mw-redirect" title="Exponentiell">exponentiellen</a> Abklingen. Den Flares können quasi-periodische <a href="Pulsationsver%C3%A4nderlicher_Stern" title="Pulsationsveränderlicher Stern">Pulsationen</a> überlagert sein, die während und nach der Eruption auftreten. Dabei handelt es sich um wellenförmige Helligkeitsvariationen in der <a href="Lichtkurve" title="Lichtkurve">Lichtkurve</a>, die auch bei der Sonne beobachtet worden sind. Der physikalische Hintergrund der quasi-periodischen Pulsationen ist unbekannt.<sup id="cite_ref-3" class="reference"><a href="#cite_note-3"><span class="cite-bracket">[</span>3<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p><p>Die Häufigkeit der Flares beträgt bis zu 1,2 Ereignisse pro Stunde. Die meisten Eruptionen erreichen nur geringe <a href="Amplitude" title="Amplitude">Amplituden</a> bis max. 5 <a href="Scheinbare_Helligkeit" title="Scheinbare Helligkeit">Magnitudine</a>. Die Anzahl der Flares nimmt <a href="Logarithmus" title="Logarithmus">logarithmisch</a> mit der Amplitude ab. Die Amplitude eines Flares hängt von der <a href="Wellenl%C3%A4nge" title="Wellenlänge">Wellenlänge</a> ab: vom Ultravioletten zum Infraroten nimmt sie stetig ab.<sup id="cite_ref-4" class="reference"><a href="#cite_note-4"><span class="cite-bracket">[</span>4<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Schnelle_und_langsame_Flares">Schnelle und langsame Flares</h3></div>

<p>Flares werden unterteilt in:

</p>

<ul><li>schnelle Flares; sie verfügen über mehr Energie, und ihr Verlauf entspricht dem solarer Röntgenflares.</li>

<li>langsame Flares; sie zeigen einen ungewöhnlichen Verlauf, bei dem der Anstieg ebenso lange dauert wie der Abstieg (mehr als 30 Minuten). Ihre Amplituden sind deutlich geringer als bei schnellen Flares.</li></ul>

<p>Komplexe Flareverläufe können als eine Überlagerung schneller und langsamer Eruptionen interpretiert werden.<sup id="cite_ref-5" class="reference"><a href="#cite_note-5"><span class="cite-bracket">[</span>5<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p><p>Vermutlich unterscheiden sich schnelle und langsame Flares nur durch die geometrische Anordnung:<sup id="cite_ref-6" class="reference"><a href="#cite_note-6"><span class="cite-bracket">[</span>6<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<ul><li>Die aktive Region, in der schnelle Flares entstehen, zeigt bei ihnen in Richtung Erde; damit wird die Interaktion des Flares mit der Sternoberfläche sichtbar.</li>

<li>Ist die aktive Region dagegen auf der erdabgewandten Seite, so kann auf der Erde nur die Wechselwirkung der beschleunigten Elektronen mit den oberen Schichten der Chromosphäre und der Korona nachgewiesen werden; die Wechselwirkung wird dann als langsamer Flare beobachtet.</li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Sternflecken">Sternflecken</h2></div>

<p>Auf der Oberfläche der UV-Ceti-Sterne befinden sich <a href="Sternfleck" title="Sternfleck">Sternflecken</a> ähnlich den <a href="Sonnenfleck" title="Sonnenfleck">Sonnenflecken</a>. Die Sternflecken sind ein Bereich niedriger Temperatur, weil durch die <a href="Magnetfeldlinien" class="mw-redirect" title="Magnetfeldlinien">Magnetfeldlinien</a> der Energietransport vom Sterninneren in die Photosphäre behindert wird. Werden die Sternflecken <a href="Fotometrisch" class="mw-redirect" title="Fotometrisch">fotometrisch</a> nachgewiesen, so werden die Sterne auch der Klasse der <a href="BY-Draconis-Stern" title="BY-Draconis-Stern">BY-Draconis-Sterne</a> zugerechnet. Die Sternflecken und die Flares sind zwei Eigenschaften magnetisch aktiver Sterne, die sich nicht in ihren physikalischen Eigenschaften unterscheiden.<sup id="cite_ref-7" class="reference"><a href="#cite_note-7"><span class="cite-bracket">[</span>7<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> Die magnetische Aktivität ist eine Folge des <a href="Konvektion_(W%C3%A4rme%C3%BCbertragung)" title="Konvektion (Wärmeübertragung)">konvektiven Energietransports</a> in den äußeren Atmosphärenschichten in Kombination mit einer <a href="Differentielle_Rotation" title="Differentielle Rotation">differentiellen Rotation</a>. Dies führt zu einer Bewegung des <a href="Ionisiert" class="mw-redirect" title="Ionisiert">ionisierten</a> Plasmas und zur Generierung eines globalen Magnetfeldes. Die konstante Röntgen<a href="Leuchtkraft" title="Leuchtkraft">leuchtkraft</a> beträgt 10<sup>18,5…22,5</sup> <a href="Watt_(Einheit)" title="Watt (Einheit)">Watt</a> und ist wahrscheinlich das Ergebnis einer großen Anzahl von Nanoflares.<sup id="cite_ref-8" class="reference"><a href="#cite_note-8"><span class="cite-bracket">[</span>8<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p><p>Aus photometrischen Beobachtungen der Sternflecken kann die <a href="Rotationsperiode" title="Rotationsperiode">Rotationsperiode</a> abgeleitet werden, die meist bei einigen Tagen liegt. Ein Vergleich mit der Verteilung der Flares zeigt, dass es entgegen einfachen Modellen nicht eine große aktive Region auf den UV-Ceti-Sternen zu geben scheint, sondern dass die Flares gleichmäßig verteilt sind. Daher dürften auf den Flaresternen mehrere kleinere aktive Regionen mit entsprechenden Sternflecken existieren, in denen auch die magnetischen Kurzschlüsse auftreten, welche die Ursache der Flares sind.<sup id="cite_ref-9" class="reference"><a href="#cite_note-9"><span class="cite-bracket">[</span>9<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Eigenschaften">Eigenschaften</h2></div>

<p>UV-Ceti-Sterne zählen mit den <a href="RS-Canum-Venaticorum-Stern" title="RS-Canum-Venaticorum-Stern">RS-Canum-Venaticorum-Sternen</a>, den <a href="BY-Draconis-Stern" title="BY-Draconis-Stern">BY-Draconis-Sternen</a> und den <a href="FK-Comae-Berenices-Stern" title="FK-Comae-Berenices-Stern">FK-Comae-Berenices-Sternen</a> zu den magnetisch aktiven Sternen. Die UV-Ceti-Sterne sind häufig in Regionen mit aktiver <a href="Stern#Sternentwicklung" title="Stern">Sternentstehung</a> oder in jungen <a href="Offener_Sternhaufen" title="Offener Sternhaufen">offenen Sternhaufen</a> zu finden. Die magnetische Aktivität der M-Zwerge am unteren Ende der Hauptreihe nimmt mit dem Alter schnell ab<sup id="cite_ref-10" class="reference"><a href="#cite_note-10"><span class="cite-bracket">[</span>10<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> und für die M-Zwerge mit einem Spektraltyp früher als M5.5 scheint – wie bei den <a href="Sonnen%C3%A4hnlicher_Stern" title="Sonnenähnlicher Stern">sonnenähnlichen Sternen</a> – eine <a href="Sonnenfleckenzyklus" class="mw-redirect" title="Sonnenfleckenzyklus">zyklische Aktivität</a> vorzuliegen. Die Aktivitätszyklen sind <a href="Spektroskopie" title="Spektroskopie">spektroskopisch</a> in den Ruhephasen durch die <a href="%C3%84quivalentbreite" title="Äquivalentbreite">Linienstärke</a> von <a href="H-alpha" title="H-alpha">H-alpha</a>, der H- und K-Linie des Kalziums sowie der Na1-Linie des Natriums nachweisbar.<sup id="cite_ref-11" class="reference"><a href="#cite_note-11"><span class="cite-bracket">[</span>11<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> Etwa 75 % aller M-Zwerge gehören zu den magnetisch aktiven Sternen und zeigen die für UV-Ceti-Sterne typischen Flares.

</p><p>Wie Studien an offenen Sternhaufen gezeigt haben, nehmen bei UV-Ceti-Sternen alle Anzeichen magnetischer Aktivität mit dem Alter und der Rotationsrate ab. Dies gilt sowohl für späte Zwerge mit vollständig <a href="Konvektion" title="Konvektion">konvektivem Energietransport</a> als auch für Sterne wie die Sonne mit <a href="Strahlungstransport" title="Strahlungstransport">radiativem Energietransport</a> im Kern. Bei letzteren ist der Effekt stärker und das stellare Magnetfeld entsteht in der <a href="Tachocline-Region" title="Tachocline-Region">Tachocline-Region</a>, der Übergangsschicht zwischen dem Kern und der äußeren Schicht mit konvektivem Energietransport; bei vollständig konvektiven Sternen dagegen ist nicht bekannt, warum sich ein stellares Magnetfeld bildet.

</p><p>Die magnetische Aktivität später Zwerge ist in <a href="Doppelstern" title="Doppelstern">Doppelsternsystemen</a> deutlich stärker ausgeprägt als bei Einzelsternen.<sup id="cite_ref-12" class="reference"><a href="#cite_note-12"><span class="cite-bracket">[</span>12<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> Der Einfluss eines Begleiters auf die stellare Aktivität kann dadurch zustande kommen, dass der Begleiter schon während der Sternentstehung die Lebensdauer der <a href="Akkretionsscheibe" title="Akkretionsscheibe">Akkretionsscheibe</a> begrenzt. Damit wird weniger <a href="Rotationsenergie" title="Rotationsenergie">Rotationsenergie</a> über <a href="Akkretion_(Astronomie)" title="Akkretion (Astronomie)">akkretions</a>getriebene <a href="Sternwind" title="Sternwind">Sternwinde</a> abgeführt.

</p><p>Bei engen Doppelsternen kommt es durch <a href="Gezeitenkraft" title="Gezeitenkraft">Gezeiteneffekte</a> zu einer Synchronisation der Rotationsdauer mit der <a href="Umlaufdauer" class="mw-redirect" title="Umlaufdauer">Umlaufdauer</a> (<a href="Gebundene_Rotation" title="Gebundene Rotation">gebundene Rotation</a>); diese Sterne zeigen starke Anzeichen für magnetische Aktivität wie Flares oder in der Intensität der Wasserstoffemissionslinien der <a href="Balmer-Serie" title="Balmer-Serie">Balmer-Serie</a>.

</p><p>Schnell rotierende alte Rote Zwerge können auch das Ergebnis einer Wechselwirkung mit einem <a href="Planet" title="Planet">Planeten</a> in einer engen <a href="Umlaufbahn" title="Umlaufbahn">Umlaufbahn</a> sein. Diese <a href="Hot_Jupiter" title="Hot Jupiter">Hot Jupiter</a> verformen sich in der Nähe ihres Sterns, und die <a href="Dissipation" title="Dissipation">dissipierte</a> <a href="Verformungsenergie" title="Verformungsenergie">Verformungsenergie</a> verkleinert den Umlaufradius weiter. Dies führt zu einer <a href="Korotation" class="mw-redirect" title="Korotation">Korotation</a> des Sterns und des Planeten, wodurch die Rotationsgeschwindigkeit des Roten Zwergs wieder zunimmt. Am Ende dieses Prozesses kann es zu einer <a href="Common-Envelope" class="mw-redirect" title="Common-Envelope">Verschmelzung</a> des Planeten und des Roten Zwergs kommen, wodurch der Stern erheblich an <a href="Drehimpuls" title="Drehimpuls">Drehimpuls</a> gewinnt.<sup id="cite_ref-13" class="reference"><a href="#cite_note-13"><span class="cite-bracket">[</span>13<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Vorkommen_in_Sternkatalogen">Vorkommen in Sternkatalogen</h3></div>

<p>Der <a href="General_Catalogue_of_Variable_Stars" title="General Catalogue of Variable Stars">General Catalogue of Variable Stars</a> listet aktuell etwa 1000 Sterne mit dem Kürzel <i>UV</i>, womit etwa 2 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der UV-Ceti-Sterne gezählt werden.<sup id="cite_ref-GCVS1_14-0" class="reference"><a href="#cite_note-GCVS1-14"><span class="cite-bracket">[</span>14<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Beispiele">Beispiele</h2></div>

<p>Bekannte UV-Ceti-Sterne sind <a href="YZ_Ceti" title="YZ Ceti">YZ Cet</a>, AD Leo, <a href="EV_Lacertae" title="EV Lacertae">EV Lac</a>, <a href="Ross_248" title="Ross 248">Ross 248</a> und <a href="Wolf_359" title="Wolf 359">CN Leo (Wolf 359)</a>.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Einzelnachweise">Einzelnachweise</h2></div>

<li id="cite_note-1"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-1">↑</a></span> <span class="reference-text">Akiko Uzawa et al.: <cite style="font-style:italic">A Large X-ray Flare from a Single Weak-lined T Tauri Star TWA-7 Detected with MAXI GSC</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2011, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1108.5897v1">1108.5897v1</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:UV-Ceti-Stern&rft.atitle=A+Large+X-ray+Flare+from+a+Single+Weak-lined+T+Tauri+Star+TWA-7+Detected+with+MAXI+GSC&rft.au=Akiko+Uzawa+et+al.&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2011&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-2"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-2">↑</a></span> <span class="reference-text">B. Fuhrmeister, S. Lalitha, K. Poppenhaeger, N. Rudolf, C. Liefke, A. Reiners, J. H. M. M. Schmitt, J.-U. Ness: <cite style="font-style:italic">Multi-wavelength observations of Proxima Centauri</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2011, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1109.1130v1">1109.1130v1</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:UV-Ceti-Stern&rft.atitle=Multi-wavelength+observations+of+Proxima+Centauri&rft.au=B.+Fuhrmeister%2C+S.+Lalitha%2C+K.+Poppenhaeger%2C+...&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2011&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-3"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-3">↑</a></span> <span class="reference-text">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.: <cite style="font-style:italic">Optical flares and flaring oscillations on the M-type eclipsing binary CU Cnc</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2012, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1204.6104v1">1204.6104v1</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:UV-Ceti-Stern&rft.atitle=Optical+flares+and+flaring+oscillations+on+the+M-type+eclipsing+binary+CU+Cnc&rft.au=Qian+S.-B.%2C+Zhang+J.%2C+Zhu+L.-Y.%2C+...&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2012&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-4"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-4">↑</a></span> <span class="reference-text">H. A. Dal, S. Evren: <cite style="font-style:italic">The Statistical Analyses of Flares Detected In B Band Photometry of UV Ceti Type Stars</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2012, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1206.3761">1206.3761</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:UV-Ceti-Stern&rft.atitle=The+Statistical+Analyses+of+Flares+Detected+In+B+Band+Photometry+of+UV+Ceti+Type+Stars&rft.au=H.+A.+Dal%2C+S.+Evren&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2012&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-5"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-5">↑</a></span> <span class="reference-text">H. A. Dal and S. Evren: <cite style="font-style:italic">A New Method To Classify Flares Of UV Ceti Type Stars: Differences Between Slow And Fast Flares</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2012, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1206.5791">1206.5791</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:UV-Ceti-Stern&rft.atitle=A+New+Method+To+Classify+Flares+Of+UV+Ceti+Type+Stars%3A+Differences+Between+Slow+And+Fast+Flares&rft.au=H.+A.+Dal+and+S.+Evren&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2012&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-6"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-6">↑</a></span> <span class="reference-text">H. A. Dal and S. Evren: <cite style="font-style:italic">Rotation Modulations and Distributions of The Flare Occurrence Rates On The Surface Of Five UV Ceti Type Stars</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2012, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1206.5792">1206.5792</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:UV-Ceti-Stern&rft.atitle=Rotation+Modulations+and+Distributions+of+The+Flare+Occurrence+Rates+On+The+Surface+Of+Five+UV+Ceti+Type+Stars&rft.au=H.+A.+Dal+and+S.+Evren&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2012&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-7"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-7">↑</a></span> <span class="reference-text">John R. Percy: <cite style="font-style:italic">Understanding Variable Stars</cite>. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:UV-Ceti-Stern&rft.au=John+R.+Percy&rft.btitle=Understanding+Variable+Stars&rft.date=2007&rft.genre=book&rft.isbn=9780521232531&rft.place=Cambridge&rft.pub=Cambridge+University+Press" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-8"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-8">↑</a></span> <span class="reference-text">I. Crespo-Chacon, G. Micela, F. Reale, M. Caramazza, J. Lopez-Santiago, and I. Pillitteri: <cite style="font-style:italic">X-ray flares on the UV Ceti-type star CC Eridani: a “peculiar” time-evolution of spectral parameters</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2007, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/0706.3552v1">0706.3552v1</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:UV-Ceti-Stern&rft.atitle=X-ray+flares+on+the+UV+Ceti-type+star+CC+Eridani%3A+a+%E2%80%9Cpeculiar%E2%80%9D+time-evolution+of+spectral+parameters&rft.au=I.+Crespo-Chacon%2C+G.+Micela%2C+F.+Reale%2C+...&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2007&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-9"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-9">↑</a></span> <span class="reference-text">Nicholas M. Hunt-Walker, Eric J. Hilton, Adam F. Kowalski: <cite style="font-style:italic">MOST observations of the Flare Star AD Leo</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2012, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1206.5019">1206.5019</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:UV-Ceti-Stern&rft.atitle=MOST+observations+of+the+Flare+Star+AD+Leo&rft.au=Nicholas+M.+Hunt-Walker%2C+Eric+J.+Hilton%2C+Adam+F.+Kowalski&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2012&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-10"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-10">↑</a></span> <span class="reference-text">M. Moualla et al.: <cite style="font-style:italic">A new flare star member candidate in the Pleiades cluster</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2011, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1108.6278">1108.6278</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:UV-Ceti-Stern&rft.atitle=A+new+flare+star+member+candidate+in+the+Pleiades+cluster&rft.au=M.+Moualla+et+al.&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2011&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-11"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-11">↑</a></span> <span class="reference-text">J. Gomes da Silva, N.C. Santos, X. Bonfils, X. Delfosse, T. Forveille, and S. Udry: <cite style="font-style:italic">Long-term magnetic activity of a sample of M-dwarf stars from the HARPS program I. Comparison of activity indices</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2011, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1109.0321v1">1109.0321v1</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:UV-Ceti-Stern&rft.atitle=Long-term+magnetic+activity+of+a+sample+of+M-dwarf+stars+from+the+HARPS+program+I.+Comparison+of+activity+indices&rft.au=J.+Gomes+da+Silva%2C+N.C.+Santos%2C+X.+Bonfils%2C+...&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2011&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-12"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-12">↑</a></span> <span class="reference-text">DYLAN P. MORGAN, ANDREW A. WEST, ANE GARCE, SILVIA CATALA, SAURAV DHITAL, MIRIAM FUCHS, AND NICOLE M. SILVESTRI: <cite style="font-style:italic">THE EFFECTS OF CLOSE COMPANIONS (AND ROTATION) ON THE MAGNETIC ACTIVITY OF M DWARFS</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2012, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1205.6806">1205.6806</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:UV-Ceti-Stern&rft.atitle=THE+EFFECTS+OF+CLOSE+COMPANIONS+%28AND+ROTATION%29+ON+THE+MAGNETIC+ACTIVITY+OF+M+DWARFS&rft.au=DYLAN+P.+MORGAN%2C+ANDREW+A.+WEST%2C+ANE+GARCE%2C+...&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2012&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-13"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-13">↑</a></span> <span class="reference-text">Emeline Bolmont, Sean N. Raymond, Jeremy Leconte, and Sean P. Matt: <cite style="font-style:italic">Effect of the stellar spin history on the tidal evolution of close-in planets</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2012, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1207.2127v1">1207.2127v1</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:UV-Ceti-Stern&rft.atitle=Effect+of+the+stellar+spin+history+on+the+tidal+evolution+of+close-in+planets&rft.au=Emeline+Bolmont%2C+Sean+N.+Raymond%2C+Jeremy+Leconte%2C+...&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2012&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-GCVS1-14"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-GCVS1_14-0">↑</a></span> <span class="reference-text"><span class="cite"><a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm"><i>Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia.</i></a><span class="Abrufdatum"> Abgerufen am 4. Mai 2019</span>.</span><span style="display: none;" class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Adc&rfr_id=info%3Asid%2Fde.wikipedia.org%3AUV-Ceti-Stern&rft.title=Variability+types+General+Catalogue+of+Variable+Stars%2C+Sternberg+Astronomical+Institute%2C+Moscow%2C+Russia&rft.description=Variability+types+General+Catalogue+of+Variable+Stars%2C+Sternberg+Astronomical+Institute%2C+Moscow%2C+Russia&rft.identifier=http%3A%2F%2Fwww.sai.msu.su%2Fgcvs%2Fgcvs%2Fvartype.htm"> </span></span>

</li>

</ol>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Weblinks">Weblinks</h2></div>

/* start https://de.wikipedia.org/ */

.mw-parser-output .webarchiv-memento a{color:inherit}

/* end https://de.wikipedia.org/ */

</style><a rel="nofollow" class="external text" href="https://web.archive.org/web/20100615081903/http://www.aavso.org/vstar/vsots/fall03.shtml">UV Ceti and the flare stars</a> (<span class="webarchiv-memento"><a href="Webarchivierung#Begrifflichkeiten" title="Webarchivierung">Memento</a></span> vom 15. Juni 2010 im <i><a href="Internet_Archive" title="Internet Archive">Internet Archive</a></i>) <small>(englisch)</small></li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/flares.html">M Dwarf Flare Stars (UV Cet type)</a> <small>(englisch)</small></li></ul>

<div>

Normdaten (Sachbegriff): <a href="Gemeinsame_Normdatei" title="Gemeinsame Normdatei">GND</a>: <span class="-print"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://d-nb.info/gnd/4255748-3">4255748-3</a></span> </div>

</div></div></div><div><div class="zim-footer">

Dieser Artikel wurde von <a class="external text" title="Zuletzt bearbeitet am 2024-12-04" href="https://de.wikipedia.org/wiki/?title=UV-Ceti-Stern&oldid=250944328">Wikipedia</a> herausgegeben. Der Text ist unter <a class="external text" href="https://creativecommons.org/licenses/by-sa/4.0/deed.de">Creative Commons Attribution-Share Alike 4.0</a> verfügbar, sofern nicht anders angegeben. Für die Mediendateien können zusätzliche Bedingungen gelten.

</div>

</div></div>

</div>

</main>

</div>

</body></html>