Супервспышка

Эта статья о внесолнечном явлении на звездах солнечного типа. Чтобы узнать о других значениях, см. Супервспышка (значения) .

Супервспышки — это очень сильные взрывы, наблюдаемые на звездах, энергия которых в десять тысяч раз превышает энергию типичных солнечных вспышек . Звезды этого класса удовлетворяют условиям, которые должны делать их солнечными аналогами, и ожидается, что они будут стабильными в очень длительных временных масштабах.Первоначальные девять кандидатов были обнаружены различными методами. Никакое систематическое исследование было невозможно до запуска космического телескопа «Кеплер» , который отслеживал очень большое количество звезд солнечного типа с очень высокой точностью в течение длительного периода. Это показало, что небольшая часть звезд имела сильные вспышки. Во многих случаях на одной и той же звезде происходило несколько событий. Молодые звезды вспыхивали с большей вероятностью, чем старые, но сильные события наблюдались и на таких старых звездах, как Солнце.

Первоначально вспышки объяснялись постулированием того, что планеты-гиганты находятся на очень близких орбитах, так что магнитные поля звезды и планеты были связаны. Орбита планеты будет искажать силовые линии до тех пор, пока нестабильность не высвободит энергию магнитного поля в виде вспышки. Однако ни одна такая планета не появилась в качестве транзита Кеплера, и от этой теории отказались.

Все звезды с супервспышками демонстрируют квазипериодические изменения блеска , которые интерпретируются как очень большие звездные пятна , перемещаемые вращением. Спектроскопические исследования обнаружили спектральные линии, которые были четкими индикаторами хромосферной активности, связанной с сильными и обширными магнитными полями. Это говорит о том, что супервспышки отличаются от солнечных вспышек только по масштабу.

Были предприняты попытки обнаружить прошлые солнечные супервспышки по концентрации нитратов в полярных льдах , по историческим наблюдениям за полярными сияниями и по тем радиоактивным изотопам , которые могут производиться солнечными энергичными частицами . Хотя три события и несколько кандидатов были обнаружены в записях углерода-14 в древесных кольцах, их невозможно однозначно связать с событиями супервспышек.

Солнечные супервспышки могли бы иметь радикальные последствия, особенно если бы они происходили как несколько событий. Поскольку они могут возникать на звездах того же возраста, массы и состава, что и Солнце, этого нельзя исключать, но за последние десять тысячелетий не было обнаружено никаких признаков солнечных супервспышек. Однако звезды с супервспышками солнечного типа очень редки и магнитно гораздо более активны, чем Солнце; если солнечные супервспышки и происходят, то это могут быть четко определенные эпизоды, занимающие небольшую часть времени.

Звезды супервспышек

Звезда-супервспышка — это не то же самое, что звезда-вспышка очень позднего спектрального класса , которая обычно относится к красному карлику . Этот термин ограничен крупными переходными событиями на звездах, которые удовлетворяют следующим условиям:

• Звезда находится в спектральном классе от F8 до G8.
• Он находится на главной последовательности или рядом с ней.
• Это одиночный файл или часть очень широкого двоичного файла.
• Это не быстрый ротатор
• Это не очень молодо

По существу такие звезды можно рассматривать как аналоги Солнца.Первоначально было обнаружено девять супервспышечных звезд, некоторые из них похожи на Солнце .

Первоначальные кандидаты на супервспышки

В исходной статье при поиске литературы были определены девять объектов-кандидатов:

Звезда	Тип	V (mag)	Детектор	Амплитуда вспышки	Продолжительность	Энергия (эрг)
Грумбридж 1830 г.	G8 V	6.45	Фотография	ΔB = 0,62 магн.	18 мин.	Э Б ~ 10 35
Каппа1 Кита	G5 В	4.83	Спектроскопия	EW(He) = 0,13Å	~ 40 мин.	Е ~ 2 × 10 34
МТ Таури	G5 В	16.8	Фотография	ΔU = 0,7 магн.	~ 10 мин.	ЕС 10 ~ 35
Pi1 Большая Медведица	G1,5 Вб	5.64	рентген	Л Х = 10 29 очень/с	>~ 35 мин.	Е Х = 2 × 10 33
S-печь	G1 V	8.64	Визуальный	ΔV ~ 3 магн.	17 - 367 мин.	Э В ~ 2 × 10 38
БД +10°2783	Г0 В	10.0	рентген	Л Х = 2 × 10 31 очень/с	~ 49 мин.	Э Х >> 3 × 10 34
Омикрон Орел	F8 В	5.11	Фотометрия	ΔV = 0,09 магн.	~ 5 - 15 день	Э БВ ~ 9×10 37
5 Змеи	F8 IV-V	5.06	Фотометрия	ΔV = 0,09 магн.	~ 3 - 25 день	Э БВ ~ 7×10 37
UU Северная Корона	F8 В	8.86	Фотометрия	ΔI = 0,30 магн.	>~ 57 мин.	Э опт ~ 7 × 10 35

Тип дает спектральную классификацию , включая спектральный класс и класс светимости.

V (mag) означает нормальную видимую визуальную величину звезды.

EW(He) — эквивалентная ширина линии He I D3 5875,6 Å, видимой в излучении.

Наблюдения различаются для каждого объекта. Некоторые из них представляют собой рентгеновские измерения, другие — визуальные, фотографические, спектроскопические или фотометрические. Энергии событий варьируются от 2 × 10 ³³ до 2 × 10 ³⁸ плохой.

Открытия Кеплера

Космический корабль «Кеплер» — космическая обсерватория, предназначенная для поиска планет методом транзитов . Фотометр постоянно контролирует яркость 150 000 звезд на фиксированном участке неба (в созвездиях Лебедя, Лиры и Дракона), чтобы обнаружить изменения яркости , вызванные прохождением планет перед звездным диском. Более 90 000 являются звездами G-типа (похожими на Солнце) на главной последовательности или вблизи нее. Наблюдаемая площадь соответствует примерно 0,25% всего неба. Фотометр чувствителен к длинам волн 400–865 нм: весь видимый спектр и часть инфракрасного. Фотометрическая точность, достигаемая Кеплером, обычно составляет 0,01% (0,1 ммаг) для 30-минутного времени интегрирования звезд 12-й величины.

Звезды G-типа

Высокая точность, большое количество наблюдаемых звезд и длительный период наблюдений делают Кеплер идеальным для обнаружения супервспышек. Исследования, опубликованные в 2012 и 2013 годах, охватывали 83 000 звезд в течение 500 дней (большая часть анализа данных была проведена с помощью пяти студентов-первокурсников). Звезды были выбраны из входного каталога Кеплера с эффективной температурой T ₅₁₀₀ eff от до 6000 К (солнечное значение составляет 5750 К), чтобы найти звезды спектрального класса, подобного Солнцу, и поверхностной гравитации log g > 4,0. устранить субгигантов и гигантов. Спектральные классы варьируются от F8 до G8. В исходном исследовании время интегрирования составляло 30 минут. Исследования обнаружили 1547 супервспышек на 279 звездах солнечного типа. Наиболее интенсивные события увеличивали яркость звезд на 30% и имели энергию 10 ³⁶ эрг. Вспышки белого света на Солнце изменяют яркость примерно на 0,01%, а самые сильные вспышки имеют энергию видимого света около 10 ³² эрг. (Все указанные энергии находятся в оптической полосе пропускания и, следовательно, являются нижними пределами, поскольку некоторая энергия излучается на других длинах волн.) Большинство событий были гораздо менее энергичными, чем это: амплитуды вспышек ниже 0,1% от звездного значения и энергии 2 × 10. ³³ эрги были обнаружены при 30-минутном интегрировании. Вспышки имели быстрый рост с последующим экспоненциальным спадом в масштабе времени 1–3 часа. Самые мощные события соответствовали энергиям, в десять тысяч раз превышающим самые крупные вспышки, наблюдавшиеся на Солнце. Некоторые звезды вспыхивали очень часто: одна звезда показывала 57 событий за 500 дней, то есть по одному раз в девять дней. Для статистики вспышек число вспышек уменьшалось с энергией E примерно как E ⁻² , аналогичное поведение солнечных вспышек. Продолжительность вспышки увеличивалась с ростом ее энергии, опять-таки в соответствии с поведением Солнца.

Некоторые данные Кеплера берутся с интервалом в одну минуту, хотя неизбежно с меньшей точностью. Использование этих данных на меньшей выборке звезд позволяет обнаружить вспышки, которые слишком кратковременны для надежного обнаружения с помощью 30-минутной интеграции, что позволяет обнаруживать всего 10 событий. ³² эргов, сравнимых с ярчайшими вспышками на Солнце. Частота появления как функция энергии остается степенным законом E ^-n при расширении до более низких энергий n около 1,5. При таком временном разрешении некоторые супервспышки демонстрируют множественные пики с интервалом от 100 до 1000 секунд, что опять-таки сравнимо с пульсациями солнечных вспышек. У звезды KIC 9655129 наблюдались два периода продолжительностью 78 и 32 минуты, что указывает на магнитогидродинамические колебания в области вспышки. Эти наблюдения позволяют предположить, что супервспышки отличаются от солнечных вспышек только по масштабу, а не по типу.

Звезды с супервспышками демонстрируют квазипериодическое изменение яркости, что интерпретируется как свидетельство наличия звездных пятен, переносимых вращением звезд. Это позволяет оценить период вращения звезды; значения варьируются от менее одного дня до десятков дней (значение для Солнца — 25 дней). На Солнце радиометрический мониторинг со спутников показывает, что крупные солнечные пятна могут уменьшать яркость до 0,2%. У звезд с супервспышками наиболее распространенные изменения яркости составляют 1–2%, хотя они могут достигать 7–8%, что позволяет предположить, что площадь звездных пятен может быть намного больше, чем все, что можно найти на Солнце. В некоторых случаях изменения блеска можно смоделировать только одним или двумя крупными звездными пятнами, хотя не во всех случаях все так просто. Звездные пятна могут представлять собой группы более мелких пятен или отдельные гигантские пятна.

Вспышки чаще встречаются у звезд с короткими периодами. Однако энергия крупнейших вспышек не связана с периодом вращения. Звезды с более крупными вариациями также имеют гораздо более частые вспышки; существует также тенденция к более энергичным вспышкам. Большие вариации можно обнаружить даже у самых медленно вращающихся звезд: у одной звезды период вращения составлял 22,7 дня, а вариации предполагают покрытие пятнами 2,5% поверхности, что более чем в десять раз превышает максимальное солнечное значение. Оценивая размер звездных пятен по изменению амплитуды и предполагая солнечные значения магнитных полей в пятнах (1000 Гс ), можно оценить доступную энергию: во всех случаях в поле достаточно энергии, чтобы обеспечить питание даже наблюдались самые крупные вспышки. Это говорит о том, что супервспышки и солнечные вспышки имеют по существу один и тот же механизм.

Чтобы определить, могут ли на Солнце возникать супервспышки, важно сузить определение солнцеподобных звезд. Когда диапазон температур разделен на звезды с T _eff выше и ниже 5600 К (ранние и поздние звезды G-типа), звезды с более низкой температурой примерно в два раза чаще проявляют супервспышечную активность, чем звезды солнечного диапазона и те, которые это делают. имеют больше вспышек: частота возникновения вспышек (количество на звезду в год) примерно в пять раз выше у звезд поздних типов. Хорошо известно, что у звезд G-типа с возрастом уменьшаются как скорость вращения, так и магнитная активность звезды. Когда вспыхивающие звезды делятся на быстрые и медленные ротаторы, используя период вращения, оцененный по вариациям блеска, существует общая тенденция для самых быстро вращающихся (и, предположительно, самых молодых) звезд демонстрировать большую вероятность активности: в частности, звезды, вращающиеся в менее 10 дней вероятность активности в 20–30 раз выше. Тем не менее 44 супервспышки были обнаружены на 19 звездах с температурой, близкой к Солнцу, и периодами более 10 дней (из 14 000 исследованных таких звезд); четыре супервспышки с энергиями в диапазоне 1-5×10 ³³ эрги были обнаружены на звездах, вращающихся медленнее Солнца (около 5000 в выборке). Распределение вспышек по энергии имеет одинаковую форму для всех классов звезд: хотя солнцеподобные звезды вспыхивают реже, у них такая же доля очень энергичных вспышек, как у более молодых и холодных звезд.

Звезды типа K и M

Данные Кеплера также использовались для поиска вспышек на звездах более поздних спектральных классов, чем G. Выборка из 23 253 звезд с эффективной температурой T _eff менее 5150 К и поверхностной гравитацией log g > 4,2, соответствующей звездам главной последовательности позже K0V, исследовался на предмет вспышек в течение 33,5 дней. Было идентифицировано 373 звезды с явными вспышками. У некоторых звезд была только одна вспышка, у других - целых пятнадцать. Сильнейшие события увеличили яркость звезды на 7-8%. Это не радикально отличается от пиковой яркости вспышек на звездах G-типа; однако, поскольку звезды K и M менее яркие, чем звезды типа G, это говорит о том, что вспышки на этих звездах менее энергичны. Сравнивая два изученных класса звезд, кажется, что звезды M вспыхивают чаще, чем звезды K, но продолжительность каждой вспышки имеет тенденцию быть короче. Сделать какие-либо выводы об относительной доле звезд типов G и K, проявляющих супервспышки, или о частоте вспышек на тех звездах, которые проявляют такую ​​активность, не представляется возможным, поскольку алгоритмы и критерии обнаружения вспышек в двух исследованиях существенно различаются. .

Большинство (хотя и не все) звезд K и M демонстрируют те же квазипериодические изменения блеска, что и звезды G. Существует тенденция к возникновению более энергичных вспышек на более переменных звездах; однако частота вспышек лишь слабо связана с изменчивостью.

Горячие Юпитеры как объяснение

Когда впервые были обнаружены супервспышки на звездах солнечного типа, было высказано предположение что эти извержения могут быть вызваны взаимодействием магнитного поля звезды с магнитным полем планеты-газового гиганта, вращающейся так близко к первичной планете, что магнитные поля были связаны. Вращение или орбитальное движение будет возбуждать магнитные поля до тех пор, пока реконфигурация полей не вызовет взрывное высвобождение энергии. Переменные RS Canum Venaticorum представляют собой тесные двойные системы с орбитальными периодами от 1 до 14 дней, в которых главной звездой является звезда главной последовательности F- или G-типа, и с сильной хромосферной активностью на всех орбитальных фазах. Эти системы имеют изменения яркости, приписываемые крупным звездным пятнам на главной звезде; некоторые показывают большие вспышки, предположительно вызванные магнитным пересоединением. Компаньон находится достаточно близко, чтобы раскрутить звезду за счет приливных взаимодействий.

Однако газовый гигант не будет достаточно массивным, чтобы сделать это, в результате чего различные измеримые свойства звезды (скорость вращения, хромосферная активность) останутся неизменными. Если бы гигант и первичная звезда находились достаточно близко, чтобы магнитные поля могли быть связаны, орбита планеты охватывала бы силовые линии до тех пор, пока конфигурация не стала нестабильной, после чего последовало бы резкое высвобождение энергии в виде вспышки. Кеплер открыл ряд газовых гигантов, находящихся на близкой орбите, известных как горячие Юпитеры ; исследования двух таких систем показали периодические изменения хромосферной активности главной, синхронизированные с периодом компаньона.

Не все транзиты планет могут быть обнаружены Кеплером, поскольку орбита планеты может находиться за пределами прямой видимости Земли. Однако орбиты горячих Юпитеров настолько близки к главной, что вероятность транзита составляет около 10%. Если бы супервспышки были вызваны близкими планетами, то у 279 обнаруженных вспыхивающих звезд должно было бы быть около 28 транзитных спутников; ни один из них на самом деле не продемонстрировал доказательств транзитов, что фактически исключает это объяснение.

Спектроскопические наблюдения супервспышек звезд

См. Также: Хромосфера § О других звездах.

Спектроскопические исследования супервспышек позволяют более детально определить их свойства в надежде обнаружить причину вспышек. Первые исследования были проведены с помощью спектрографа высокой дисперсии телескопа Субару на Гавайях. Было подробно исследовано около 50 звезд, по-видимому, солнечного типа, которые, как известно по наблюдениям Кеплера, проявляют супервспышечную активность. Из них только 16 показали признаки визуальной или спектроскопической двойной системы; они были исключены, поскольку близкие двойные системы часто активны, тогда как в случае визуальных двойных есть вероятность активности на компаньоне. Спектроскопия позволяет точно определить эффективную температуру, поверхностную гравитацию и содержание элементов помимо гелия (« металличность »); большинство из 34 одиночных звезд оказались звездами главной последовательности спектрального класса G и аналогичного по составу Солнцу. Поскольку такие свойства, как температура и поверхностная гравитация, изменяются в течение жизни звезды, теория звездной эволюции позволяет оценить возраст звезды: в большинстве случаев возраст превышал несколько сотен миллионов лет. Это важно, поскольку известно, что очень молодые звезды гораздо более активны. Девять звезд соответствовали более узкому определению солнечного типа, данному выше, с температурой более 5600 К и периодами вращения более 10 дней; у некоторых менструации превышали 20 или даже 30 дней. Только пять из 34 можно назвать быстрыми ротаторами.

Наблюдения LAMOST были использованы для измерения хромосферной активности 5648 звезд солнечного типа в поле Кеплера, включая 48 звезд с супервспышками. Эти наблюдения показывают, что звезды с супервспышками обычно характеризуются более сильным хромосферным излучением, чем другие звезды, включая Солнце. Однако звезды с супервспышками с уровнем активности ниже или сравнимым с Солнцем действительно существуют, что позволяет предположить, что солнечные вспышки и супервспышки, скорее всего, имеют одно и то же происхождение. Очень большой ансамбль звезд солнечного типа, включенный в это исследование, позволяет детально и надежно оценить связь между хромосферной активностью и возникновением супервспышек.

У всех звезд наблюдались квазипериодические изменения блеска в пределах от 0,1% до почти 10%, что интерпретируется как вращение крупных звездных пятен. При наличии на звезде крупных пятен уровень активности хромосферы становится высоким; в частности, крупные хромосферные пятна вокруг групп солнечных пятен образуются . Известно, что интенсивности некоторых солнечных и звездных линий, генерируемых в хромосфере, в частности линий ионизированного кальция (Ca II) и линии водорода Hα, являются индикаторами магнитной активности. Наблюдения за линиями Са у звезд того же возраста, что и Солнце, показывают даже циклические изменения, напоминающие 11-летний солнечный цикл. Наблюдая за некоторыми инфракрасными линиями Са II у 34 звезд-супервспышек, удалось оценить их хромосферную активность. Измерения одних и тех же линий в точках активной области Солнца вместе с одновременными измерениями местного магнитного поля показывают, что существует общая связь между полем и активностью.

Хотя звезды демонстрируют четкую корреляцию между скоростью вращения и активностью, это не исключает активности медленно вращающихся звезд: даже такие медленные звезды, как Солнце, могут иметь высокую активность. Все наблюдаемые звезды с супервспышками имели большую активность, чем Солнце, что подразумевает более сильные магнитные поля. Существует также корреляция между активностью звезды и вариациями ее блеска (и, следовательно, охвата звездных пятен): все звезды с большими вариациями амплитуды показали высокую активность.

Зная приблизительную площадь, покрытую звездными пятнами, по размеру вариаций, а также напряженность поля, оцененную по активности хромосферы, можно оценить общую энергию, запасенную в магнитном поле; во всех случаях в поле запасалось достаточно энергии, чтобы обеспечить возникновение даже самых крупных супервспышек. Как фотометрические, так и спектроскопические наблюдения согласуются с теорией, согласно которой супервспышки отличаются от солнечных вспышек только масштабом и могут быть объяснены выделением магнитной энергии в активных областях, гораздо больших, чем на Солнце. Тем не менее, эти области могут появляться на звездах с массой, температурой, составом, скоростью вращения и возрастом, подобными Солнцу.

Обнаружение прошлых супервспышек на Солнце

Поскольку звезды, внешне похожие на Солнце, могут производить супервспышки, естественно задаться вопросом, может ли само Солнце делать это, и попытаться найти доказательства того, что оно делало это в прошлом. Крупные вспышки неизменно сопровождаются энергичными частицами, и эти частицы производят эффекты, если достигают Земли. Событие Кэррингтона 1859 года, самая крупная вспышка, которую мы можем наблюдать напрямую, вызвала глобальные полярные сияния , простирающиеся близко к экватору. Энергичные частицы могут вызывать химические изменения в атмосфере, которые можно постоянно фиксировать в полярных льдах. Быстрые протоны генерируют особые изотопы, особенно углерод-14, которые могут усваиваться и сохраняться живыми существами.

Концентрация нитратов в полярных льдах

Когда солнечные энергетические частицы достигают атмосферы Земли, они вызывают ионизацию, которая создает оксид азота (NO) и другие химически активные формы азота, которые затем выпадают в осадок в виде нитратов. Поскольку все энергичные заряженные частицы в большей или меньшей степени отклоняются геомагнитным полем, они проникают преимущественно в полярные широты; поскольку в высоких широтах также имеется вечный лед, естественно искать нитратные признаки частиц в ледяных кернах . Исследование ледяного керна Гренландии, датируемое 1561 годом нашей эры, позволило получить разрешение 10 или 20 образцов в год, что в принципе позволяет обнаруживать отдельные события. Точные даты (в пределах одного-двух лет) можно получить путем подсчета годовых слоев в кернах и проверки путем выявления отложений, связанных с известными извержениями вулканов. В керне наблюдался годовой ход концентрации нитратов, сопровождавшийся рядом «всплесков» разной амплитуды. Самый сильный из них за всю историю был датирован несколькими неделями после события Кэррингтона 1859 года. Однако другие события могут вызывать всплески нитратов, включая сжигание биомассы, которое также приводит к повышению концентрации аммония. Исследование четырнадцати ледяных кернов из Антарктики и Арктики показало большие выбросы нитратов: однако ни один из них не был датирован 1859 годом, кроме уже упомянутого, и этот, по-видимому, произошел слишком рано после события Кэррингтона и слишком коротким, чтобы его можно было объяснить. этим. Все подобные выбросы были связаны с аммиаком и другими химическими индикаторами горения. Вывод состоит в том, что концентрации нитратов не могут использоваться в качестве индикаторов исторической солнечной активности.

Одиночные события от космогенных изотопов

Когда энергичные протоны попадают в атмосферу, они создают изотопы в результате реакций с основными компонентами; наиболее важным из них является углерод-14 ( ¹⁴ C), который создается при реакции вторичных нейтронов с азотом. ¹⁴ C, период полураспада которого составляет 5730 лет, реагирует с кислородом с образованием углекислого газа, который поглощается растениями; датировка древесины по ее ¹⁴ Содержание углерода было первоначальной основой радиоуглеродного датирования . Если имеется древесина известного возраста, процесс можно обратить вспять. Измерение ¹⁴ Содержание C и использование периода полураспада позволяют оценить его содержание на момент формирования древесины. Годовые кольца деревьев демонстрируют закономерности, вызванные различными факторами окружающей среды: дендрохронология использует эти годовые кольца деревьев для сравнения перекрывающихся последовательностей для установления точных дат. Применение этого метода показывает, что атмосферный ¹⁴ C действительно меняется со временем из-за солнечной активности. Это основа калибровочной кривой углеродного датирования. Его также можно использовать для обнаружения любых пиков производства, вызванных солнечными вспышками, если эти вспышки создают достаточно энергичных частиц, чтобы произвести измеримое увеличение ¹⁴ С.

Исследование калибровочной кривой, имеющей временное разрешение пять лет, выявило три интервала за последние 3000 лет, в которых ¹⁴ С значительно увеличился. На основе этих данных два японских кедра были исследованы с точностью до одного года и показали рост на 1,2% в 774 году нашей эры , что примерно в двадцать раз больше, чем можно было ожидать от обычных солнечных изменений. Этот пик неуклонно снижался в течение следующих нескольких лет. Результат был подтвержден исследованиями немецкого дуба, щетинистой сосны из Калифорнии, сибирской лиственницы и древесины каури из Новой Зеландии. Все определения совпадали как по времени, так и по амплитуде эффекта. Кроме того, измерения скелетов кораллов из Южно-Китайского моря показали существенные различия в ¹⁴ C в течение нескольких месяцев примерно в одно и то же время; однако дату удалось установить только с точностью до ±14 лет около 783 года нашей эры.

Углерод-14 — не единственный изотоп, который могут производить энергичные частицы. Бериллий-10 ( ¹⁰ Be, период полураспада 1,4 миллиона лет) также образуется из азота и кислорода и откладывается в полярных льдах. Однако, ¹⁰ Отложения Be могут быть тесно связаны с местной погодой и демонстрируют крайнюю географическую изменчивость; также труднее назначить даты. Тем не менее, ¹⁰ Увеличение Be в течение 770-х годов было обнаружено в ледяном керне Антарктики, хотя сигнал был менее ярким из-за более низкого временного разрешения (несколько лет); еще один меньший рост наблюдался в Гренландии. Когда сравнили данные с двух участков в Северной Гренландии и одного в Западной Антарктике, полученные с разрешением в один год, все они показали сильный сигнал: временной профиль также хорошо совпадал с ¹⁴ Результаты C (в пределах неопределенности датировки ¹⁰ Будьте данными). Хлор-36 ( ³⁶ Cl, период полураспада 301 тыс. лет) может быть получен из аргона и отложен в полярных льдах; поскольку аргон является второстепенным компонентом атмосферы, его содержание невелико. Те же ледяные керны, которые показали ¹⁰ Предусмотрено также увеличение ³⁶ Cl, хотя с разрешением в пять лет точное совпадение было невозможно.

Второе событие, произошедшее в 993/4 году нашей эры, также было обнаружено из ¹⁴ C в годичных кольцах, но с меньшей интенсивностью, и еще одно событие было обнаружено за 660 г. до н.э. Это событие также привело к измеримому увеличению ¹⁰ Будь и ³⁶ Cl в кернах льда Гренландии.

Если предположить, что эти события вызваны энергичными частицами крупных вспышек, то оценить энергию частиц во вспышке или сравнить ее с известными событиями непросто. Событие Кэррингтона не появляется в космогенных записях, как и любое другое событие с крупными частицами, которое наблюдалось непосредственно. Поток частиц должен быть оценен путем расчета скорости производства радиоуглерода, а затем моделирования поведения CO ₂ после его вступления в углеродный цикл ; доля образовавшегося радиоуглерода, поглощаемого деревьями, в некоторой степени зависит от этого цикла. Спектр энергетических частиц солнечной вспышки значительно варьируется в зависимости от события; тот, у которого «жесткий» спектр, с большим количеством высокоэнергетических протонов, будет более эффективен в производстве ¹⁴ Увеличение С. Самая мощная вспышка, к тому же имевшая жесткий спектр и наблюдавшаяся инструментально, произошла в феврале 1956 г. (начало ядерных испытаний затмевает возможные последствия в ¹⁴ запись C); подсчитано, что, если бы событие 774/5 нашей эры было вызвано одной-единственной вспышкой, она должна была бы быть в 25–50 раз мощнее этой. Одна активная область на Солнце может произвести несколько вспышек за свою жизнь, и эффекты такой последовательности будут суммироваться за годичный период, охватываемый одной ¹⁴ измерение C; однако общий эффект все равно будет в десять раз больше, чем все, что наблюдалось в аналогичный период в наше время.

Солнечные вспышки — не единственная возможность производства космогенных изотопов. длинный или короткий гамма-всплеск . Первоначально в качестве возможной причины события 774/5 AD предполагался Однако это объяснение оказалось очень маловероятным, и нынешняя парадигма заключается в том, что эти события вызваны экстремальными событиями, связанными с солнечными частицами.

Исторические записи

Был предпринят ряд попыток найти дополнительные доказательства, подтверждающие интерпретацию супервспышки изотопного пика около 774/5 года нашей эры, путем изучения исторических записей. Событие Кэррингтона вызвало полярные сияния на юге, вплоть до Карибского бассейна и Гавайев, что соответствует геомагнитной широте около 22 °; если бы событие 774/5 соответствовало еще более энергичной вспышке, то должно было произойти глобальное полярное сияние.

Усоскин и др. приводили ссылки на полярные сияния в китайских хрониках за 770 (дважды), 773 и 775 годы нашей эры. Они также цитируют «красный крест» на небе в 773, 774 или 776 годах нашей эры из англосаксонских хроник ; «воспламененные щиты» или «щиты, горящие красным цветом», замеченные в небе над Германией в 776 году нашей эры, записанные в Королевских франкских анналах ; «огонь на небесах», увиденный в Ирландии в 772 году нашей эры; и явление в Германии в 773 году нашей эры, интерпретируемое как всадники на белых лошадях. Повышенная солнечная активность вокруг ¹⁴ Увеличение C подтверждается китайской записью полярных сияний 776 г. н. э., 12 января, как подробно описано Стивенсоном и др. Китайские записи описывают более десяти полос белых огней, «подобных распростертому шелку», простирающихся через восемь китайских созвездий; Экспозиция длилась несколько часов. Наблюдения, сделанные во времена династии Тан , проводились из столицы Чанъань .

Тем не менее, при попытке связать ¹⁴ C результатами исторических хроник. Даты колец деревьев могут быть ошибочными, поскольку нет видимых колец в течение года (необычно холодная погода) или двух колец (второй рост во время теплой осени). Если бы похолодание было глобальным после крупного извержения вулкана, вполне возможно, что последствия также могли бы быть глобальными: очевидное ¹⁴ Дата C не всегда может совпадать с летописными.

Что касается изотопного пика в 993/994 году нашей эры, изученного Хаякавой и др. Обзор современных исторических документов показывает кластерные наблюдения полярных сияний в конце 992 года, хотя их связь с изотопным пиком все еще обсуждается.

Общая солнечная активность в прошлом

Супервспышки, по-видимому, связаны с общим высоким уровнем магнитной активности. Помимо поиска отдельных событий, можно изучить записи изотопов, чтобы найти уровень активности в прошлом и определить периоды, когда он мог быть намного выше, чем сейчас. Лунные породы обеспечивают рекордную устойчивость к геомагнитному экранированию и транспортным процессам. И несолнечные космические лучи , и солнечные частицы могут создавать изотопы в горных породах, и оба подвержены влиянию солнечной активности. Космические лучи гораздо более энергичны и проникают глубже, и их можно отличить от солнечных частиц, воздействующих на внешние слои. Могут быть получены несколько различных радиоизотопов с очень разными периодами полураспада; концентрацию каждого из них можно рассматривать как среднюю величину потока частиц за период их полураспада. Поскольку потоки должны быть преобразованы в концентрации изотопов путем моделирования, здесь существует определенная зависимость от модели. Полученные данные согласуются с мнением, что поток энергичных солнечных частиц с энергиями выше нескольких десятков МэВ не менялся на протяжении периодов от пяти тысяч до пяти миллионов лет. Конечно, период интенсивной активности в течение времени, меньшего по сравнению с периодом полураспада, не будет обнаружен.

¹⁴ Измерения углерода, даже с низким временным разрешением, могут указать на состояние солнечной активности за последние 11 000 лет примерно до 1900 года. Хотя радиоуглеродное датирование применялось еще 50 000 лет назад, во время дегляциации в начале голоцена биосфера и его поглощение углерода резко изменилось, что сделало оценку ранее непрактичной; примерно после 1900 года эффект Зюсса и испытания ядерной бомбы затрудняют интерпретацию. ¹⁰ Концентрации Be в стратифицированных кернах полярного льда служат независимым показателем активности. Обе меры разумно согласуются друг с другом и с количеством солнечных пятен в Цюрихе за последние два столетия. В качестве дополнительной проверки можно восстановить изотоп Титан-44 ( ⁴⁴ Ti, период полураспада 60 лет) из метеоритов; это обеспечивает измерение активности, на которую не влияют изменения процесса переноса или геомагнитного поля. Хотя оно ограничено примерно двумя последними столетиями, оно согласуется со всеми, кроме одного, ¹⁴ С и ¹⁰ Проводятся реконструкции и подтверждается их обоснованность. Обсуждаемые выше энергетические вспышки редки; на больших временных масштабах (значительно больше года) в потоке радиогенных частиц преобладают космические лучи. Внутренняя часть Солнечной системы защищена общим магнитным полем Солнца, которое сильно зависит от времени внутри цикла и силы цикла. В результате времена мощной активности проявляются в уменьшении концентраций всех этих изотопов. Поскольку на космические лучи также влияет геомагнитное поле, трудности с восстановлением этого поля ограничивают точность реконструкций.

The ¹⁴ C реконструкция активности за последние 11 000 лет не показывает периода, значительно превышающего нынешний; Фактически, общий уровень активности во второй половине 20 века был самым высоким с 9000 года до нашей эры. В частности, деятельность в период около 774 г. н.э. ¹⁴ Событие C (усредненное за десятилетия) было несколько ниже многолетнего среднего значения, тогда как событие 993 г. н.э. совпало с небольшим минимумом. Более детальное исследование периода с 731 по 825 гг. н. э., объединяющее несколько ¹⁴ Наборы данных C с одно- и двухлетним разрешением с учетом полярных сияний и солнечных пятен действительно показывают общее увеличение солнечной активности (с низкого уровня) примерно после 733 года нашей эры, достигая самого высокого уровня после 757 года и оставаясь высоким в 760-х и 770-х годах; Примерно в это же время было несколько полярных сияний, и даже низкоширотное полярное сияние в Китае.

Эффекты гипотетической солнечной супервспышки

Эффект типа супервспышки, очевидно обнаруженной на первоначальных девяти звездах-кандидатах, был бы катастрофическим для Земли и нанес бы серьезный ущерб атмосфере и жизни. Хотя он и близко не будет таким мощным, как гамма-всплеск. Это также оставило бы следы в Солнечной системе ; Например, событие на S Fornacis привело к увеличению светимости звезд примерно в двадцать раз. Томас Голд предположил, что глазурь на верхней поверхности некоторых лунных камней может быть вызвана солнечной вспышкой, сопровождающейся увеличением светимости более чем в сто раз на период от 10 до 100 секунд в какой-то момент за последние 30 000 лет. Помимо земных эффектов, это вызовет локальное таяние льда с последующим повторным замерзанием вплоть до спутников Юпитера. Нет никаких свидетельств того, что в Солнечной системе происходили супервспышки такого масштаба.

Супервспышки также были предложены в качестве решения парадокса слабого молодого Солнца .

Вероятность гипотетической солнечной супервспышки

Оценка, основанная на оригинальных фотометрических исследованиях Кеплера, предполагает, что частота у звезд солнечного типа (ранний G-тип и период вращения более 10 дней) составляет один раз в 800 лет для энергии 10 ³⁴ эрг и каждые 5000 лет по 10 ³⁵ ужасно. Одноминутная выборка предоставила статистику для менее энергичных вспышек и дала частоту одной вспышки с энергией 10. ³³ эрг каждые 500–600 лет для звезды, вращающейся так же медленно, как Солнце; это будет оценено как X100 по шкале солнечной вспышки. Это основано на прямом сравнении количества изученных звезд с количеством наблюдаемых вспышек. Экстраполяция эмпирической статистики солнечных вспышек на энергию 10 ³⁵ эрг предполагает частоту один раз в 10 000 лет.

Однако это не соответствует известным свойствам звезд-супервспышек. Такие звезды крайне редки в данных Кеплера; одно исследование показало только 279 таких звезд из 31 457 изученных, что составляет менее 1%; для более старых звезд этот показатель упал до 0,25%. Кроме того, около половины активных звезд демонстрировали повторяющиеся вспышки: у одной было целых 57 событий за 500 дней. Сосредоточившись на звездах солнечного типа, самые активные из них в среднем имели одну вспышку каждые 100 дней; частота появления супервспышек у наиболее активных звезд типа Солнца в 1000 раз превышает средний показатель для таких звезд. Это говорит о том, что такое поведение не наблюдается на протяжении всей жизни звезды, а ограничивается эпизодами необычайной активности. Об этом же говорит и четкая связь между магнитной активностью звезды и ее супервспышечной активностью; в частности, звезды с супервспышками гораздо более активны (в зависимости от площади звездных пятен), чем Солнце.

Нет никаких свидетельств существования какой-либо вспышки большей, чем та, которую наблюдал Кэррингтон в 1859 году, и вспышка в ноябре 2003 года в активной области 10486 (обе примерно 4 × 10 ³² эрг, или 1/2000 крупнейших супервспышек) за последние 200 лет. Хотя более крупные события из ¹⁴ Запись C ок. 775 год нашей эры однозначно идентифицируется как солнечное событие, его связь с энергией вспышки неясна, и вряд ли оно превысит 10 ³² ужасно.

Более энергичные супервспышки, по-видимому, исключаются из энергетических соображений Солнца, которые предполагают, что оно не способно на вспышку мощностью более 10 ³⁴ плохой. Расчет свободной энергии в магнитных полях в активных областях, которая могла бы высвободиться в виде вспышек, дает верхний предел примерно 3×10. ³² эрг, предполагающий, что самой мощной супервспышкой может быть вспышка Кэррингтона.

Некоторые звезды имеют магнитное поле в 5 раз больше, чем у Солнца, и вращаются гораздо быстрее, и теоретически они могут иметь вспышку до 10 ³⁴ эрг. Это могло бы объяснить некоторые супервспышки в нижней части диапазона. Чтобы подняться выше этого уровня, может потребоваться кривая вращения против Солнца, в которой полярные области вращаются быстрее, чем экваториальные.

См. также

• Вспышка звезды
• Солнечная вспышка
• Звездное магнитное поле