Supervzplanutí jsou velmi silné exploze pozorované na hvězdách s energií desettisíckrát vyšší, než je energie typických slunečních erupcí . Hvězdy této třídy splňují podmínky, které platí pro sluneční protějšky , a očekává se, že budou stabilní po velmi dlouhou dobu. Původních devět kandidátů bylo objeveno různými metodami. Žádný systematický výzkum nebyl možný až do vypuštění družice Kepler , která po dlouhou dobu pozorovala velmi velké množství hvězd slunečního typu s velmi vysokou přesností. Tato studie ukázala, že malá část hvězd produkovala silné erupce, 10 000krát silnější než nejsilnější erupce známé ze Slunce . V mnoha případech bylo na stejné hvězdě několik supervzplanutí. Mladší hvězdy plály častěji než starší, ale silné záblesky byly pozorovány i u starších hvězd, jako je Slunce.
Všechny supervzplanutí hvězdy vykazují kvaziperiodické změny jasu , interpretované jako velmi velké hvězdné skvrny , které rotují na povrchu ras. Spektroskopické studie nalezly spektrální čáry , které byly jasnými indikátory chromosférické aktivity spojené se silnými a rozsáhlými magnetickými poli. To naznačuje, že supervzplanutí se od slunečních erupcí liší pouze v měřítku .
Byly učiněny pokusy odhalit minulé sluneční erupce z koncentrací dusičnanů v polárním ledu (tato metoda se později ukázala jako nefunkční), z historických pozorování polárních září az těch radioaktivních izotopů , které mohou být produkovány částicemi sluneční energie. Ačkoli tři události (774 n. l., 994 n. l. a 660 př. n. l.) spojené s extrémními slunečními erupcemi byly nalezeny uhlíku-14v záznamech
Sluneční supervzplanutí budou mít drastické důsledky, zvláště pokud k nim dojde jako po sobě jdoucí události. Protože se mohou vyskytovat ve hvězdách stejného stáří, hmotnosti a složení jako Slunce , nelze tyto události vyloučit. Analýza dat o kosmogenních izotopech však ukazuje, že za posledních deset tisíc let na Slunci k takovým zábleskům nedošlo. Supervzplanutí slunečního typu jsou však velmi vzácné a vyskytují se u hvězd s větší magnetickou aktivitou než Slunce ; pokud sluneční supervzplanutí nastanou, mohou se objevit v přesně definovaných epizodách, které zaberou malý zlomek času.
Supervzplanutí na hvězdách není totéž jako vzplanutí hvězdy, což je obvykle červený trpaslík velmi pozdního spektrálního typu. Termín je omezen na velké přechodné události na hvězdách, které splňují následující podmínky [1] :
Ve skutečnosti lze takové hvězdy považovat za analogy Slunce. Zpočátku bylo objeveno devět superflare hvězd, některé z nich velmi podobné Slunci .
Původní práce [1] identifikovala devět kandidátských objektů:
| Hvězda | Spektrum. Třída | V(mag) | Způsob stanovení | Amplituda blesku | Odolný | energie ( erg ) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Groombridge 1830 | G8V | 6.45 | fotograf. | ΔB = 0,62 m | 18 min | E B ~10 35 |
| Kappa¹ Kita | G5V | 4,83 | spektroskop. | EW(He) = 0,13Á | ~ 40 min | E~2×10 34 |
| MT Taurus | G5V | 16.8 | fotograf. | ΔU = 0,7m | ~ 10 min | E U ~10 35 |
| Pi¹ Ursa Major | G1,5 Vb | 5.64 | rentgen. | L X \u003d 10 29 erg / sec | >~ 35 min | E X \u003d 2 × 10 33 |
| S pece | G1V | 8,64 | vizuální | ∆V ~ 3m | 17 - 367 min | E V ~2×10 38 |
| BD +10°2783 | G0 V | 10,0 | rentgen. | L X \u003d 2 × 10 31 erg /s | ~ 49 min | E X >>3×10 34 |
| Omicron Eagle | F8 V | 5.11 | fotometr. | ∆V = 0,09 m | ~ 5-15 dní | E BV ~9×10 37 |
| 5 hadů | F8 IV-V | 5.06 | fotometr. | ∆V = 0,09 m | ~ 3-25 dní | E BV ~7×10 37 |
| UU Severní koruna | F8 V | 8,86 | fotometr. | ∆I = 0,30 m | >~ 57 min | E opt ~7×10 35 |
Pozorování se u každého objektu liší. Některá z nich jsou rentgenová měření , jiná jsou vizuální, fotografická , spektroskopická nebo fotometrická . Energie události se pohybují od 2× 1033 do 2× 1038 erg .
Vesmírná observatoř Kepler je přístroj určený k hledání planet pomocí tranzitní metody. Fotometr neustále monitoruje jas 150 000 hvězd v pevné oblasti oblohy (v souhvězdí Labutě , Lyry a Draka ), aby detekoval změny jasu způsobené planetami procházejícími před hvězdným diskem. Více než 90 000 žlutých trpaslíků ( podobných Slunci ) na hlavní posloupnosti je sledováno fotometrem . Pozorovaná plocha odpovídá přibližně 0,25 % celé oblohy. Fotometr je citlivý na vlnové délky 400-865 nm a pokrývá celé viditelné spektrum a část infračerveného rozsahu . Fotometrická přesnost dosažená Keplerem je typicky 0,01 % (0,1 mmA) pro 30minutový integrační časový interval pro hvězdy 12. magnitudy.
Díky vysoké přesnosti, velkému počtu pozorovatelných hvězd a dlouhé době pozorování je Kepler ideální pro detekci supervzplanutí. Studie publikované v letech 2012 a 2013 zahrnovaly 83 000 hvězd po dobu 500 dnů (většina analýzy dat byla provedena s pěti prváky) [2] [3] [4] . Hvězdy byly vybrány z katalogu Kepler tak, že mají T eff ( efektivní teplotu ) mezi 5100 a 6000 K (sluneční hodnota 5750 K ), aby se našly hvězdy podobného spektrálního typu jako Slunce , a povrchová gravitace log g>4,0 k odstranění podobrů a obři . Spektrální typy se pohybují od F8 do G8. Interval integrace dat byl v původní studii 30 minut. Na 279 hvězdách slunečního typu bylo detekováno 1547 supervzplanutí . Nejintenzivnější události zvýšily jasnost hvězd o 30 % a měly energii 10 36 erg . Záblesky bílého světla na Slunci mění jas asi o 0,01 % a nejsilnější záblesky mají energii viditelného světla asi 10 32 erg . (Všechny tyto energie jsou v pásmu optického vyzařování a jsou tedy nižšími limity, protože část energie je vyzařována na jiných vlnových délkách.) Většina událostí byla mnohem méně energetická, s amplitudami vzplanutí pod 0,1 % zdánlivé velikosti a energiemi pod 2×10 33 erg detekováno v 30minutových intervalech. Vzplanutí měla rychlý růst, po kterém následoval exponenciální pokles v časovém měřítku 1-3 hodiny. Nejsilnější události odpovídaly energiím o deset tisíc vyšším než největší erupce pozorované na Slunci . Některé hvězdy vzplanuly velmi často: jedna hvězda se rozhořela 57krát za 500 dní, průměrnou rychlostí jednou za devět dní. Pro statistiku erupcí se počet erupcí snížil s energií E přibližně jako E −2 , což je podobné slunečním erupcím. Doba erupce se prodlužovala s nárůstem její energie, opět v souladu s chováním Slunce .
Některá data Keplera jsou vzorkována v minutovém intervalu, ačkoli pokles přesnosti je nevyhnutelný [5] . Použití těchto dat na malém vzorku hvězd odhaluje záblesky, které jsou příliš krátké na to, aby mohly být spolehlivě detekovány během 30minutového intervalu, což umožňuje detekci událostí s uvolněním energie tak nízkým, jako je 10 32 erg , srovnatelné s nejjasnějšími záblesky na Slunci . Rychlost událostí jako funkce energie je popsána mocninným zákonem E −n při rozšíření na nižší energie, kde n je asi 1,5. S tímto časovým rozlišením některé supervzplanutí vykazují vícenásobné vrcholy 100 až 1000 sekund od sebe, což je opět srovnatelné s pulsacemi slunečních erupcí . Hvězda KIC 9655129 vykazovala dvě periody, každou 78 a 32 minut, což ukazuje na magnetohydrodynamické oscilace v oblasti vzplanutí [6] . Tato pozorování ukazují, že supervzplanutí se od slunečních erupcí liší pouze měřítkem, nikoli typem.
Hvězdy, které zažívají supervzplanutí, vykazují kvaziperiodickou změnu jasnosti, která je interpretována jako důkaz výskytu hvězdných skvrn , které rotují na hvězdě. To umožňuje odhadnout dobu rotace hvězdy: hodnoty se pohybují od méně než jednoho dne až po desítky dní (hodnota pro Slunce je 26 dní). Na Slunci radiometrické sledování ze satelitů ukazuje, že velké sluneční skvrny mohou snížit jas o 0,2 %. U hvězd, které zažívají supervzplanutí, jsou nejběžnější fluktuace jasu 1–2 %, i když mohou dosahovat až 7–8 %, což naznačuje, že plocha hvězdných skvrn může být mnohem větší než na Slunci. V některých případech mohou být změny jasnosti modelovány pouze jednou nebo dvěma velkými hvězdnými skvrnami, i když ne všechny případy jsou tak jednoduché. Hvězdné skvrny mohou být skupiny menších skvrn nebo jednotlivé obří skvrny.
Záblesky jsou častější u hvězd s krátkou periodou rotace. Energie největších erupcí však nesouvisí s periodou rotace. Hvězdy s delší periodou mají také mnohem častější výbuchy; mají také tendenci k energičtějším výbuchům. Velké odchylky lze detekovat i u nejpomaleji rotujících hvězd: jedna hvězda měla dobu rotace 22,7 dne a odchylky naznačují, že skvrny pokrývají 2,5 % povrchu, což je více než desetinásobek maximální sluneční hodnoty. Odhadem velikosti hvězdných skvrn ze změny amplitudy a za předpokladu slunečních hodnot pro magnetická pole ve skvrnách (1000 gaussů ) lze odhadnout dostupnou energii: ve všech případech je dostatek energie k napájení i těch největších pozorovatelných erupcí. . To naznačuje, že supervzplanutí a sluneční erupce mají téměř stejný mechanismus.
Abychom určili, zda se na Slunci mohou objevit supervzplanutí , je důležité zúžit definici hvězd podobných Slunci . Když se teplotní rozsah rozdělí na hvězdy s T eff nad a pod 5600 K (rané a pozdní hvězdy typu G), u hvězd s nižší teplotou je asi dvakrát vyšší pravděpodobnost, že budou vykazovat superflareční aktivitu než hvězdy slunečního typu . Pokud jde o hvězdy, které zažívají vzplanutí, jejich frekvence vzplanutí (počet na hvězdu za rok) je u hvězd pozdního typu asi pětkrát vyšší. Je dobře známo, že jak rychlost rotace, tak i magnetická aktivita hvězdy s věkem u hvězd typu G klesá. Hvězdy vzplanutí se dělí na rychle a pomalu rotující a jejich vyhodnocení vzplanutí využívá periodu rotace odhadovanou z variací jasnosti: nejrychleji rotující (a pravděpodobně nejmladší) hvězdy vykazují vysokou pravděpodobnost aktivity: zejména hvězdy rotující s periodou méně než 10 dní, pravděpodobnost výskytu aktivity je 20-30krát vyšší. Bylo však detekováno 44 supervzplanutí u 19 hvězd s teplotami podobnými Slunci a dobou rotace delší než 10 dní (ze 14 000 studovaných hvězd); čtyři supervzplanutí s energiemi v rozsahu 1-5×10 33 erg byly detekovány na hvězdách rotujících pomaleji než Slunce (asi 5000 ve vzorku). Rozložení energie vzplanutí má stejný tvar pro všechny třídy hvězd: ačkoli hvězdy jako Slunce mají nižší pravděpodobnost vzplanutí, mají stejný podíl velmi energetických vzplanutí jako mladší, chladnější hvězdy.
Keplerova data byla také použita k hledání vzplanutí na hvězdách pozdějších než G. Byl studován vzorek 23 253 hvězd s efektivní teplotou T eff nižší než 5150 K a povrchovou gravitací log g>4,2, což odpovídá hvězdám hlavní posloupnosti pozdější než K0V k vyhledání světlic do 33,5 dne [7] . U 373 hvězd bylo identifikováno zjevné výbuchy. Některé hvězdy měly pouze jeden záblesk, zatímco jiné až patnáct. Nejsilnější události zvýšily jasnost hvězdy o 7-8%. To se radikálně neliší od maximální jasnosti vzplanutí na hvězdách typu G; nicméně protože hvězdy K a M jsou méně svítivé než typ G, naznačuje to, že záblesky z těchto hvězd jsou méně energetické. Při srovnání dvou studovaných tříd hvězd se zdá, že M hvězdy vzplanou častěji než K hvězdy , ale trvání každého vzplanutí má tendenci být kratší. Je nemožné vyvodit jakékoli závěry o relativním podílu hvězd typu G a K vykazujících supervzplanutí nebo o frekvenci vzplanutí na hvězdách, které vykazují takovou aktivitu, protože algoritmy a kritéria pro detekci vzplanutí v těchto dvou studiích jsou velmi odlišné.
Většina (i když ne všichni) oranžových trpaslíků a červených trpaslíků vykazují stejné kvaziperiodické změny jasu jako žlutí trpaslíci . Existuje trend k energetičtějším vzplanutím na proměnnějších hvězdách; frekvence vzplanutí však má slabý vztah k variabilitě.
Když byly objeveny supervzplanutí na hvězdách slunečního typu , bylo navrženo [8] , že tyto erupce by mohly být způsobeny interakcí magnetického pole hvězdy s magnetickým polem obří planety obíhající tak blízko hvězdy, že by magnetická pole byla spojený. Rotace a/nebo orbitální pohyb zkroutí magnetická pole, dokud překonfigurování polí nezpůsobí explozivní uvolnění energie. Proměnné Canis Hound RS jsou blízké binární systémy s oběžnými dobami od 1 do 14 dnů, ve kterých je primární hvězda hlavní posloupnosti typu F nebo G , a se silnou chromosférickou aktivitou ve všech orbitálních fázích. Tyto systémy mají variace jasu přisuzované velkým slunečním skvrnám na primární hvězdě; některé ukazují velké erupce, o kterých se předpokládá, že jsou způsobeny magnetickou rekonfigurací. Společník v takovém systému je dostatečně blízko, aby roztočil hvězdu pomocí slapových interakcí.
Plynný obr by však na to nebyl dostatečně hmotný a různé měřitelné vlastnosti hvězdy (rychlost rotace, chromosférická aktivita) zůstaly nezměněny. Pokud by obr a primární hvězda byli dostatečně blízko, aby se magnetická pole spojila, oběžná dráha planety by zkroutila siločáry magnetického pole, dokud by se konfigurace nestala nestabilní, doprovázenou silným výbuchem energie ve formě erupce. Kepler objevil několik plynných obrů v blízkosti oběžné dráhy, známých jako horké Jupitery . Studie dvou takových systémů ukázaly periodické variace v chromosférické aktivitě primární synchronizace, synchronizované s periodou satelitu.
Ne všechny planetární tranzity může Kepler detekovat , protože planetární dráha může být mimo dohled Země . Dráha horkého Jupiteru je však tak blízko primární, že pravděpodobnost tranzitu je asi 10 %. Pokud byly supervzplanutí způsobeny blízkými planetami, 279 objevených světlých hvězd by mělo mít asi 28 tranzitních satelitů; ale žádný z nich nevykazoval důkazy o takových tranzitech, ve skutečnosti toto vysvětlení vylučovalo.
Spektroskopické studie supervzplanutí umožňují podrobněji určit jejich vlastnosti v naději na odhalení příčiny vzplanutí. První studie byly provedeny pomocí spektrografu na dalekohledu Subaru na Havaji [9] [10] . Podrobně bylo studováno asi 50 hvězd slunečního typu , u kterých Keplerova pozorování ukázala, že vykazují superflareční aktivitu. Z nich pouze 16 byly buď dvojhvězdy nebo spektroskopické dvojhvězdy ; byly ze studie vyloučeny, protože blízké binární systémy jsou často aktivní, zatímco v případě dvojhvězd existuje možnost aktivity na jejich satelitech. Spektroskopie umožňuje přesné stanovení efektivní teploty, povrchové gravitace a množství prvků těžších než helium (" kovovost "); většina z 34 jednotlivých hvězd se ukázala být hvězdami ležícími v hlavní posloupnosti spektrálního typu G a složením podobným Slunci. Protože se vlastnosti jako teplota a povrchová gravitace v průběhu života hvězdy mění, teorie hvězdného vývoje umožňuje odhadnout stáří hvězdy: ve většině případů je stáří více než několik set milionů let. To je důležité, protože je známo, že velmi mladé hvězdy jsou mnohem aktivnější. Devět hvězd odpovídá užší definici slunečního typu uvedené výše, s teplotami přesahujícími 5600 K a periodami rotace přesahujícími 10 dní; někteří měli menstruaci delší než 20 nebo dokonce 30 dní. Pouze pět z 34 lze označit za rychle rotující hvězdy.
Pozorování LAMOST byla použita k měření chromosférické aktivity 5648 Slunci podobných hvězd v Keplerově poli , včetně 48 supervzplanutí [11] . Tato pozorování ukazují, že hvězdné supervzplanutí mají tendenci mít větší chromosférické výrony než jiné hvězdy, včetně Slunce . Nicméně supervzplanutí na hvězdách s úrovní aktivity nižší nebo srovnatelné se Sluncem existují, což naznačuje, že sluneční erupce a supervzplanutí mají s největší pravděpodobností stejný původ. Velmi velký soubor hvězd podobných Slunci zahrnutý v této studii poskytuje podrobné a spolehlivé odhady vztahu mezi chromosférickou aktivitou a výskytem supervzplanutí.
Všechny hvězdy vykazovaly kvaziperiodické změny jasnosti v rozmezí od 0,1 % do téměř 10 %, což se vysvětluje rotací velkých hvězdných skvrn [12] . Když na hvězdě existují velké skvrny, úroveň aktivity chromosféry se zvýší; zejména se kolem skupin slunečních skvrn tvoří velké chromosférické vločky . Je známo, že intenzity určitých slunečních a hvězdných čar generovaných v chromosféře , zejména čar ionizovaného vápníku (Ca II) a vodíkové Hα čáry , jsou indikátory magnetické aktivity. Pozorování Ca čar u hvězd, které jsou stářím blízké Slunci, dokonce ukazují cyklické změny připomínající 11letý sluneční cyklus . Pozorováním určitých infračervených čar Ca II pro 34 supervzplanutí hvězd bylo možné odhadnout jejich chromosférickou aktivitu. Měření stejných čar v bodech v aktivní oblasti na Slunci spolu se současnými měřeními místního magnetického pole ukazují, že mezi polem a aktivitou existuje obecný vztah.
Přestože hvězdy vykazují jasnou korelaci mezi rychlostí rotace a aktivitou, nevylučuje to aktivitu na pomalu rotujících hvězdách: i pomalu se pohybující hvězdy jako Slunce mohou mít vysokou aktivitu. Všechny pozorované supervzplanutí hvězd byly aktivnější než Slunce , což implikovalo velká magnetická pole. Existuje také korelace mezi aktivitou hvězdy a jejími změnami jasnosti (a tedy pokrytím hvězdných skvrn ): všechny hvězdy s velkými změnami amplitudy vykazovaly vysokou aktivitu.
Znalost přibližné oblasti pokryté hvězdnými skvrnami z velikosti variací a intenzity pole odhadnuté z chromosférické aktivity umožňuje odhadnout celkovou energii uloženou v magnetickém poli; ve všech případech bylo v poli dostatek energie na to, aby odpovídala i těm největším supervzplanutím. Jak fotometrická, tak spektroskopická pozorování jsou v souladu s teorií, že supervzplanutí se od slunečních erupcí liší pouze v měřítku a lze je vysvětlit uvolněním magnetické energie v aktivních oblastech mnohem větších, než jsou oblasti Slunce. Tyto oblasti se však mohou objevit na hvězdách s hmotností, teplotou, složením, rychlostí rotace a stářím podobným Slunci.
Vzhledem k tomu, že hvězdy zdánlivě totožné se Sluncem mohou zažít supervzplanutí, je přirozené se ptát, zda je mohlo vytvořit samotné Slunce , a pokusit se najít důkaz, že tomu tak bylo v minulosti. Velké erupce jsou vždy doprovázeny energetickými částicemi a tyto částice vyvolávají efekt, pokud dosáhnou Země . Carringtonova událost z roku 1859 , největší erupce, kterou jsme pozorovali, vytvořila globální polární záře zasahující až k rovníku [13] . Energetické částice mohou způsobit chemické změny v atmosféře, které mohou být trvale zaznamenány v polárním ledu. Rychlé protony vytvářejí charakteristické izotopy , zejména uhlík-14 , které mohou být absorbovány a uloženy živými tvory.
Když částice sluneční energie dosáhnou zemské atmosféry , způsobí ionizaci, která vytvoří oxid dusnatý (NO) a další reaktivní formy dusíku, které se pak ukládají ve formě dusičnanů . Protože všechny energetické částice jsou ve větší či menší míře vychylovány magnetickým polem Země , ukládají se převážně v polárních šířkách; protože vysoké zeměpisné šířky obsahují také trvalý led, je přirozené hledat důkazy o dusičnanových událostech v ledových jádrech . Studium ledových jader Grónska , sahající až do roku 1561 , umožnilo získat rozlišení 10-20 vzorků za rok, což v zásadě umožnilo detekovat jednotlivé události [14] . Přesných dat (do jednoho nebo dvou let) lze dosáhnout spočítáním ročních vrstev v jádrech , ověřených identifikací ložisek spojených se známými sopečnými erupcemi . Jádro obsahovalo roční změnu koncentrace dusičnanů , doprovázenou řadou „vrcholů“ různých amplitud. Nejsilnější zaznamenaná událost byla datována několik týdnů po události v Carringtonu v roce 1859 . Jiné události však mohou vést k emisím dusičnanů , včetně spalování biomasy, což také vede k vyšším koncentracím amonia . Studie čtrnácti ledových jader z Antarktidy a Arktidy ukázala velké emise dusičnanů , avšak žádné z nich nebylo datováno rokem 1859 (nejbližší byl rok 1863 ). Všechny takové výbuchy byly spojeny s amoniem a jinými chemikáliemi spalování . Neexistuje žádný důkaz, že by koncentrace dusičnanů mohly být použity jako indikátory historické sluneční aktivity.
Když energetické protony vstupují do atmosféry , vytvářejí izotopy prostřednictvím reakcí se základními složkami; nejdůležitější z nich je uhlík-14 ( 14 C), který vzniká reakcí sekundárních neutronů s dusíkem . 14 C, který má poločas rozpadu 5730 let, poté reaguje s kyslíkem za vzniku oxidu uhličitého , který je přijímán rostlinami. Datování dřeva obsahem 14 C je základem radiokarbonového datování . Pokud je k dispozici dřevo známého stáří, lze proces přesně změřit. Měření obsahu 14 C a využití poločasu rozpadu umožňuje odhadnout stáří, kdy dřevo vzniklo. Růstové kroužky stromů ukazují vzory způsobené různými faktory prostředí: dendrochronologie používá růstové kroužky stromů porovnávané mezi překrývajícími se sekvencemi ke stanovení přesných dat. Aplikace této metody ukazuje, že atmosférický 14C se mění s časem v důsledku sluneční aktivity. To je základem kalibrační křivky uhlíkového datování . Je zřejmé, že může být také použit k detekci jakýchkoli vrcholů jevů slunečních erupcí, pokud tyto erupce vytvoří dostatek energetických částic, aby způsobily měřitelný nárůst o 14 C.
Zkoumání kalibrační křivky, která má časové rozlišení pět let, ukázalo za posledních 3000 let tři intervaly, ve kterých se 14C výrazně zvýšil [15] . Na základě toho byly zkoumány dva japonské cedry s rozlišením jednoho roku a v roce 774 CE vykázaly nárůst o 1,2 % . e., což je asi dvacetkrát více, než se očekává z normálního slunečního kolísání. Tento vrchol se v příštích několika letech neustále snižoval. Výsledek byl potvrzen studiem německého dubu , kalifornské borovice , sibiřského modřínu a novozélandského dřeva kauri [16] [17] . Všechny definice jsou konzistentní jak v čase, tak v amplitudě účinku. Navíc měření koster korálů v Jihočínském moři ukázala významné změny 14C během několika měsíců přibližně ve stejnou dobu; datum však lze nastavit pouze na ±14 let kolem roku 783 n . l. [18] .
Uhlík-14 není jediný izotop , který mohou být produkovány energetickými částicemi. Berylium-10 ( 10 Be) se také tvoří z dusíku a kyslíku a je uloženo v polárním ledu. Depozice 10 Be však může silně souviset s místním počasím a vykazuje extrémní geografickou variabilitu; obtížnější je také určit data [19] . Nicméně, nárůst 10 Be během 770s byl detekován v ledovém jádru z Antarktidy , ačkoli signál byl méně jasný kvůli nižšímu časovému rozlišení (několik roků); další menší nárůst byl zaznamenán v Grónsku [16] [20] . Při srovnání dat ze dvou lokalit v severním Grónsku a jedné v západní Antarktidě, z nichž všechny byly pořízeny s rozlišením jednoho roku, všechny ukázaly silný signál: časový profil také dobře odpovídal výsledkům 14 C (v rámci nejistoty datování pro data 10 Be) [21 ] . Chlor-36 ( 36Cl ) lze získat z argonu a uložit do polárního ledu; protože argon je vedlejší složkou atmosféry, jeho obsah je nízký. Stejná ledová jádra , která vykazovala 10 Be, také vykázala zvýšení 36 Cl, ačkoli s rozlišením pěti let nebylo možné provést detailní shodu.
Druhá událost AD 993/4 také poskytla detekci 14 C v letokruhů, ale s nižší intenzitou [20] . Tato událost také vedla ke znatelnému zvýšení obsahu 10 Be a 36 Cl v ledových jádrech v Grónsku . Třetí známá událost byla v roce 660 př.nl [22] a existuje několik slabších kandidátů.
Pokud se předpokládá, že tyto události pocházejí z rychlých částic během velkých erupcí, není snadné odhadnout energii částic ve erupci nebo ji porovnat se známými událostmi. Carringtonova událost se neobjevuje v záznamu 14 C, ani žádné jiné události velkých částic, které byly přímo pozorovány. Tok částic musí být odhadnut výpočtem rychlosti produkce radioaktivního uhlíku a poté modelováním chování CO 2 , jakmile vstoupí do uhlíkového cyklu ; podíl vytvořeného radiokarbonu, který je přijímán stromy, závisí do určité míry na tomto cyklu. Jako další komplikace jsou kosmogenní izotopy produkovány převážně energetickými protony (několik set MeV ). Energetické spektrum částic slunečních erupcí se mezi událostmi značně liší; jeden s "tvrdým" spektrem, s více vysokoenergetickými protony , by byl účinnější při zvýšení 14 C. Nejsilnější vzplanutí, které mělo také tvrdé spektrum, které bylo pozorováno instrumentálně, se odehrálo v únoru 1956 (začátek jaderné testování skrývá případné účinky v záznamech 14 C); bylo spočítáno, že pokud by za událost AD 774/5 byla zodpovědná jediná světlice, měla by být 25-50krát silnější než tato [23] . Skupina slunečních skvrn může během své existence vyvolat několik záblesků a účinky takové sekvence budou agregovány během jednoho roku pokrytého jedním měřením 14 C; celkový efekt by však byl stále desetkrát větší než cokoli, co bylo vidět v podobném období v moderní době.
Sluneční erupce nejsou jediným způsobem, jak získat kosmogenní izotopy . Dlouhý nebo krátký záblesk gama záření byl navržen jako odpovídající všem detailům události AD 774/5, pokud byl dostatečně blízko [24] [25] . V současné době je však známo, že toto vysvětlení je velmi nepravděpodobné a extrémní sluneční protonové události jsou jediným rozumným vysvětlením pozorovaných výbuchů při produkci kosmogenních izotopů.
Byla učiněna řada pokusů najít další důkazy podporující interpretaci píku izotopu AD 774/5 jako superflare zkoumáním historických dat. Carringtonská událost vyústila v polární záři až na jih v Karibiku a na Havaji , což odpovídá geomagnetické šířce asi 22° [26] , pokud událost AD 774/5 odpovídá ještě energičtější erupci, pak měly polární záře získat globální charakter.
Usoskin et al [16] citovali odkazy na polární záře v čínských kronikách pro 770 (dvakrát), 773 a 775 . Také citují „červený kříž“ na obloze v roce 773/4/6 CE. E. z Anglosaské kroniky [27] ; "zapálené štíty" nebo "štíty hořící rudě" viděné na obloze nad Německem v roce 776 nl , zaznamenané v Annals of the Kingdom of the Franks ; „oheň v nebi“ v Irsku v roce 772 n. l. E. .; a jev v Německu v roce 773 , interpretovaný jako jezdci na bílých koních. Zvýšenou sluneční aktivitu v oblasti nárůstu o 14 C potvrzují zprávy o polární záři v Číně z roku 776 našeho letopočtu. E. 12. ledna, jak podrobně popisuje Stevenson a kol. , [28] . Čínské záznamy popisují více než deset pásů bílých světel „jako rozprostřené hedvábí“ táhnoucích se napříč osmi čínskými souhvězdími; záře vydržela několik hodin. Pozorování, provedená během dynastie Tang , byla provedena v hlavním městě Xi'an .
Existuje však řada obtíží spojených se snahou spojit nárůst koncentrací 14 C s historickými záznamy. Data letokruhů mohou být chybná, protože během roku není patrný žádný letokruh (neobvykle chladné počasí) nebo dva letokruhy (druhý růst v teplém podzimu). Pokud by chladné počasí bylo globální po velké sopečné erupci, je možné, že účinky by mohly být také globální: zdánlivé datum koncentrace 14C nemusí vždy odpovídat kronikám.
Pro izotopový pík během konjunkce AD 993/994, studoval Hayakawa et al [29] . V současnosti zkoumané historické dokumenty ukazují seskupení pozorování polární záře na konci roku 992 , zatímco jejich vztah k izotopovému vrcholu je stále předmětem diskuse.
Zdá se, že supervzplanutí souvisí s obecně vysokou úrovní magnetické aktivity. Kromě hledání jednotlivých událostí lze zkoumat izotopové záznamy, abychom našli úrovně aktivity v minulosti a identifikovali období, kdy mohla být mnohem vyšší než nyní. Měsíční horniny poskytují záznam neovlivněný geomagnetickým stíněním a transportními procesy. Jak kosmické záření , tak události slunečních částic mohou vytvářet izotopy v horninách a jsou ovlivněny sluneční aktivitou. Kosmické paprsky jsou mnohem energetičtější a pronikají hlouběji a lze je odlišit od slunečních částic, které ovlivňují vnější vrstvy. Několik různých radioizotopů může být produkováno s velmi odlišnými poločasy; koncentraci každého z nich lze považovat za reprezentující průměrnou hodnotu toku částic během jeho poločasu rozpadu. Vzhledem k tomu, že toky musí být převedeny na koncentrace izotopů simulací, existuje určitá závislost na modelu. Tyto údaje jsou v souladu s názorem, že tok energetických slunečních částic s energiemi nad několik desítek MeV se v období od pěti tisíc do pěti milionů let nezměnil. Období intenzivní aktivity v krátkém časovém období vzhledem k poločasu samozřejmě nebude detekováno.
Měření 14C , dokonce i s nízkým časovým rozlišením, mohou indikovat stav sluneční aktivity za posledních 11 000 let před rokem 1900 . Ačkoli radiokarbonové datování bylo aplikováno na události staré až 50 000 let, během deglaciací raného holocénu se biosféra a její příjem uhlíku dramaticky změnily, takže odhady byly dosud nepraktické; asi po roce 1900 Suessův efekt, ztěžuje výklad. 10 Koncentrace Be ve vícevrstvých polárních ledových jádrech poskytují nezávislé měřítko aktivity. Obě míry jsou v rozumné shodě mezi sebou as počtem slunečních skvrn ( Wolffovo číslo ) za poslední dvě století. Jako další kontrola, izotopy titanu-44 ( 44Ti ) mohou být extrahovány z meteoritů ; to poskytuje míru aktivity, která není ovlivněna změnami provozu nebo geomagnetického pole. Ačkoli je omezena na zhruba poslední dvě století, je v souladu se všemi rekonstrukcemi 14 C a 10 Be kromě jedné a potvrzuje jejich platnost. Výbuchy energie popsané výše jsou vzácné; ve velkých časových měřítcích (výrazně více než rok) převládá v proudění radiogenních částic kosmické záření . Vnitřní sluneční soustava je chráněna obecným magnetickým polem Slunce , které je vysoce závislé na době cyklu a síle cyklu. Výsledkem je, že časy intenzivní aktivity se projevují jako pokles koncentrace všech těchto izotopů . Protože geomagnetické pole ovlivňuje také kosmické záření , omezují potíže s rekonstrukcí tohoto pole přesnost rekonstrukcí.
Rekonstrukce aktivity 14 C za posledních 11 000 let nevykazuje období výrazně delší než to současné; ve skutečnosti byla celková úroveň aktivity ve druhé polovině 20. století nejvyšší od roku 9000 před naším letopočtem. E. Zejména aktivita kolem události 14 C AD 774 (v průměru za desetiletí) byla mírně pod dlouhodobým průměrem, zatímco událost AD 993 se shodovala s mírným minimem. Podrobnější studie období od roku 731 do roku 825 , která kombinuje několik souborů 14C dat s jednoletým a dvouletým rozlišením s polovičním počtem polární záře a slunečních skvrn , ukazuje celkový nárůst sluneční aktivity (z nízké úrovně) po roce 733. , dosahující svého nejvyššího maxima po roce 757 a zůstat vysoko v 760. a 770. letech ; během této doby bylo několik polárních září a dokonce i polární záře v nízké šířce v Číně .
Účinek tohoto druhu supervzplanutí, který se zdá být nalezen na devíti mateřských kandidátských hvězdách, by byl pro Zemi katastrofální a zanechal by stopy ve sluneční soustavě ; například událost na peci S vedla ke zvýšení svítivosti hvězd asi dvacetinásobně. Thomas Gold navrhl, že stopy na horním povrchu některých měsíčních hornin mohou být způsobeny sluneční erupcí , zahrnující zvýšení jasu více než stokrát během 10-100 sekund v určité době za posledních 30 000 let [30] . Kromě pozemských efektů by to způsobilo místní tání ledu s následným podchlazením až k Jupiterovým měsícům . Neexistuje žádný důkaz, že by se ve sluneční soustavě vyskytly supervzplanutí této velikosti [8] .
I pro mnohem menší supervzplanutí, na spodním konci dosahu Keplera , budou následky vážné. V roce 1859 způsobila událost v Carringtonu narušení telegrafního systému v Evropě a Severní Americe . Mezi možné dopady dnes patří:
Je zřejmé, že supervzplanutí se často opakuje a neprobíhá jako samostatné události. NO a další zvláštní dusíky produkované částicemi vzplanutí katalyzují úbytek ozónu, aniž by byly samy absorbovány, a mají dlouhou životnost ve stratosféře . Ohniska s frekvencí jednou ročně nebo i méně budou mít kumulativní účinek; Destrukce ozonové vrstvy může být trvalá a vést přinejmenším k jejímu vyčerpání.
Supervzplanutí také bylo navrženo jako řešení slabého paradoxu mladého Slunce [31] .
Protože supervzplanutí mohou pocházet z hvězd, které se zdají být ve všech směrech ekvivalentní Slunci, je přirozené se ptát, zda mohou pocházet ze samotného Slunce ? Odhad založený na původních Keplerových fotometrických studiích předpokládal frekvenci hvězd slunečního typu (raný typ G a doba rotace delší než 10 dní) jednou za 800 let pro energii 10 34 erg a každých 5 000 let pro 10 35 erg [ 3] . Jednominutový vzorek poskytl statistiku pro méně energetické výbuchy a poskytl frekvenci jednoho výbuchu energie 1033 erg každých 5-600 let pro hvězdu rotující tak pomalu jako Slunce ; toto by bylo hodnoceno jako X100 na stupnici slunečních erupcí [5] . To je založeno na přímém srovnání počtu studovaných hvězd s počtem pozorovaných vzplanutí. Extrapolace empirických statistik pro sluneční erupce na energie 10 35 erg naznačuje frekvenci jednou za 10 000 let.
To však neodpovídá známým vlastnostem hvězdných superflares. Takové hvězdy jsou v datech Keplera extrémně vzácné ; jedna studie ukázala pouze 279 takových hvězd z 31 457 studovaných (zlomek pod 1 %); u starších hvězd až 0,25 % [3] . Navíc asi polovina aktivních hvězd vykazovala opakované výbuchy: jedna hvězda měla až 57 událostí za 500 dní. Pokud se zaměříme na hvězdy slunečního typu , nejaktivnější průměrná erupce je každých 100 dní; Frekvence výskytu supervzplanutí u nejaktivnějších hvězd, jako je Slunce, je 1000krát vyšší, než je průměr takových hvězd. To naznačuje, že k tomuto chování nedochází po celou dobu života hvězdy, ale je omezeno na epizody mimořádné aktivity. To také potvrzuje jasný vztah mezi magnetickou aktivitou hvězdy a její superflareční aktivitou; zejména hvězdné supervzplanutí jsou mnohem aktivnější (v závislosti na oblasti hvězdné skvrny) než Slunce .
Neexistuje žádný důkaz, že vzplanutí byla za posledních 200 let větší než Carringtonova událost (asi 1032 ergů , neboli 1/10 000 největších supervzplanutí). I když větší akce z 14 C zaznamenávají cca . AD 775 je jednoznačně identifikován jako sluneční událost, její vztah k energii erupce je nejasný a je nepravděpodobné, že překročí 1032 erg .
Energičtější supervzplanutí se zdají být vyloučeny kvůli energetickým úvahám o našem Slunci , které naznačují, že není schopno dodat vzplanutí větší než 10 34 erg [32] . Výpočet volné energie v magnetických polích v aktivních oblastech, která může být uvolněna jako erupce, dává dolní horní hranici asi 3×10 32 erg , což naznačuje, že nejúčinnější superflare může být třikrát větší než v případě Carringtona . událost [33] .
Některé hvězdy mají 5krát větší magnetické pole než Slunce a rotují mnohem rychleji a teoreticky mohou produkovat záblesky až 10 34 ergů . To může vysvětlit některé supervzplanutí na spodním konci rozsahu. Vyšší než toto může vyžadovat rotační křivku protisluneční energie – takovou, ve které se polární oblasti otáčejí rychleji než rovníkové oblasti [33] [34] .