b'\n_START_ARTICLE_\nEstrela eruptiva\n_START_PARAGRAPH_\nUma estrela eruptiva \xc3\xa9 uma estrela vari\xc3\xa1vel que pode passar por aumentos dram\xc3\xa1ticos e imprevis\xc3\xadveis no seu brilho por alguns minutos. Acredita-se que, assim como as erup\xc3\xa7\xc3\xb5es solares, as dessas estrelas se devam \xc3\xa0 energia magn\xc3\xa9tica armazenada na atmosfera das mesmas. O aumento de brilho ocorre, no espectro eletromagn\xc3\xa9tico, desde raios-X at\xc3\xa9 ondas de r\xc3\xa1dio. As primeiras estrelas eruptivas (V1396 Cygni e AT Microscopii) foram descobertas em 1924. Entretanto, a mais conhecida \xc3\xa9 UV Ceti, descoberta em 1948.  Atualmente, as estrelas eruptivas similares s\xc3\xa3o classificadas como estrelas vari\xc3\xa1veis tipo UV Ceti (usando-se a abrevia\xc3\xa7\xc3\xa3o UV) em cat\xc3\xa1logos de estrelas vari\xc3\xa1veis como o Cat\xc3\xa1logo Geral de Estrelas Vari\xc3\xa1veis._NEWLINE_A maioria das estrelas eruptivas s\xc3\xa3o an\xc3\xa3s vermelhas fracas, embora pesquisa recente tenha indicado que as menos massivas an\xc3\xa3s marrons poderiam tamb\xc3\xa9m ser capazes de gerar erup\xc3\xa7\xc3\xb5es. As estrelas vari\xc3\xa1veis mais massivas RS Canum Venaticorum (RS CVn) s\xc3\xa3o tamb\xc3\xa9m conhecidas por suas erup\xc3\xa7\xc3\xb5es, mas acredita-se que essas sejam induzidas por uma companheira em um sistema bin\xc3\xa1rio, que faz com que seu campo magn\xc3\xa9tico fique confuso. Adicionalmente, observou-se que nove estrelas similares ao Sol tamb\xc3\xa9m tiveram eventos de erup\xc3\xa7\xc3\xa3o antes do grande volume de dados de supererup\xc3\xa7\xc3\xb5es obtidos pelas observa\xc3\xa7\xc3\xb5es da sonda Kepler. Foi proposto que o mecanismo para isto \xc3\xa9 similar ao das vari\xc3\xa1veis RS CVn, em que as erup\xc3\xa7\xc3\xb5es s\xc3\xa3o induzidas por uma companheira, ou seja, um planeta invis\xc3\xadvel do tipo de J\xc3\xbapiter em uma \xc3\xb3rbita pr\xc3\xb3xima.\n_START_SECTION_\nEstrelas eruptivas pr\xc3\xb3ximas\n_START_PARAGRAPH_\nEstrelas eruptivas s\xc3\xa3o intrinsecamente t\xc3\xaanues, mas foram descobertas a dist\xc3\xa2ncias de 1000 anos-luz da Terra. Em 23 de abril de 2014, o sat\xc3\xa9lite Swift da NASA detectou a mais forte, mais quente e mais duradoura sequ\xc3\xaancia de erup\xc3\xa7\xc3\xb5es estelares j\xc3\xa1 vista em uma an\xc3\xa3 vermelha pr\xc3\xb3xima. A explos\xc3\xa3o inicial desta s\xc3\xa9rie recordista foi at\xc3\xa9 10 mil vezes mais forte que a maior erup\xc3\xa7\xc3\xa3o solar j\xc3\xa1 registrada.\n_START_SECTION_\nProxima Centauri\n_START_PARAGRAPH_\nA estrela mais pr\xc3\xb3xima do Sol, Proxima Centauri, \xc3\xa9 uma estrela eruptiva que passa por aumentos ocasionais de brilho por causa da atividade magn\xc3\xa9tica. O campo magn\xc3\xa9tico da estrela \xc3\xa9 criado por convec\xc3\xa7\xc3\xa3o em todo o corpo da estrela, e a atividade eruptiva resultante \xc3\xa9 uma emiss\xc3\xa3o total de raios-X similar \xc3\xa0 produzida pelo Sol.\n_START_SECTION_\nWolf 359\n_START_PARAGRAPH_\nA estrela eruptiva Wolf 359 \xc3\xa9 outra vizinha pr\xc3\xb3xima (2,39 \xc2\xb1 0,01 parsecs). Esta estrela, tamb\xc3\xa9m chamada Gliese 406 ou CN Leo, \xc3\xa9 uma an\xc3\xa3 vermelha de classe espectral M6.5, que emite raios-X. Ela \xc3\xa9 uma estrela eruptiva UV Ceti e tem uma taxa de erup\xc3\xa7\xc3\xb5es relativamente alta._NEWLINE_O campo magn\xc3\xa9tico m\xc3\xa9dio tem intensidade de cerca de 2,2 kG (0,2 T), mas isto varia significativamente em intervalos de tempo da ordem de seis horas. A t\xc3\xadtulo de compara\xc3\xa7\xc3\xa3o, o campo magn\xc3\xa9tico do Sol tem em m\xc3\xa9dia 1 G (100 \xc2\xb5T), embora possa chegar a 3 kG (0,3 T) em regi\xc3\xb5es de manchas solares ativas.\n_START_SECTION_\nEstrela de Barnard\n_START_PARAGRAPH_\nA Estrela de Barnard \xc3\xa9 a segunda estrela mais pr\xc3\xb3xima. Pela sua idade de 7 a 12 bilh\xc3\xb5es de anos, ou seja, consideravelmente mais velha do que o Sol, assumia-se que ela estivesse em repouso em termos de atividade estelar. Entretanto, em 1998 os astr\xc3\xb4nomos observaram uma intensa erup\xc3\xa7\xc3\xa3o estelar, surpreendentemente mostrando que a Estrela de Barnard \xc3\xa9 uma estrela eruptiva.\n_START_SECTION_\nTVLM513-46546\n_START_PARAGRAPH_\nUma estrela eruptiva de massa muito baixa \xc3\xa9 TVLM513-46546, que \xc3\xa9 ligeiramente mais pesada do que o limite inferior para an\xc3\xa3s vermelhas.\n_START_SECTION_\n2MASS J1835A\n_START_PARAGRAPH_\nO membro mais massivo da estrela bin\xc3\xa1ria 2MASS J1835A, uma estrela tipo M6.5, tem forte atividade em raios-X, indicativo de estrela eruptiva, embora nunca tenha sido observada uma erup\xc3\xa7\xc3\xa3o.\n_START_SECTION_\nErup\xc3\xa7\xc3\xa3o recordista\n_START_PARAGRAPH_\nA mais poderosa erup\xc3\xa7\xc3\xa3o estelar detectada desde dezembro de 2005 pode ter vindo da ativa bin\xc3\xa1ria II Peg. Sua observa\xc3\xa7\xc3\xa3o pela sonda Swift sugeriu a presen\xc3\xa7a de raios-X de alta energia no bem estabelecido efeito Neupert, como visto nas erup\xc3\xa7\xc3\xb5es solares.'