Supersoihdut ovat tähdissä havaittuja erittäin voimakkaita räjähdyksiä, joiden energia on kymmenentuhatta kertaa suurempi kuin tyypillisten aurinkosoihdutusten energia . Tämän luokan tähdet täyttävät aurinkoenergiaa koskevat vaatimukset , ja niiden odotetaan pysyvän vakaina erittäin pitkän ajan. Alkuperäiset yhdeksän ehdokasta löydettiin eri menetelmin. Järjestelmällinen tutkimus ei ollut mahdollista ennen Kepler-satelliitin laukaisua , joka havaitsi pitkän ajan kuluessa erittäin suuren määrän aurinkotyyppisiä tähtiä erittäin suurella tarkkuudella. Tämä tutkimus osoitti, että pieni osa tähdistä aiheutti voimakkaita soihdutuksia, 10 000 kertaa voimakkaampia kuin voimakkaimmat Auringosta tunnetut soihdut . Monissa tapauksissa samassa tähdessä oli useita supersoihduksia. Nuoremmat tähdet leimahtivat useammin kuin vanhemmat, mutta voimakkaita leimahduksia on havaittu myös vanhemmissa tähdissä, kuten Auringossa .
Kaikilla superflare-tähdillä on näennäisen jaksollisen kirkkausvaihteluita , jotka tulkitaan erittäin suuriksi tähtipisteiksi , jotka pyörivät rotujen pinnalla. Spektroskooppisissa tutkimuksissa löydettiin spektriviivoja, jotka olivat selkeitä indikaattoreita kromosfäärin aktiivisuudesta, joka liittyy voimakkaisiin ja laajoihin magneettikenttään. Tämä viittaa siihen, että supersoihdut eroavat vain mittakaavaltaan auringonpurkausista .
Aiempia auringonpurkauksia on yritetty havaita napajään nitraattipitoisuuksista ( tämän menetelmän osoitettiin myöhemmin toimimattomaksi), revontulien historiallisista havainnoista ja niistä radioaktiivisista isotoopeista , joita aurinkoenergian hiukkaset voivat tuottaa. Vaikka kolme tapahtumaa (774 jKr., 994 jKr. ja 660 eKr.), jotka liittyvät äärimmäisiin auringonpurkausihin, on löydetty hiili-14tietueista
Auringon supersoihdutuksilla on rajuja seurauksia, varsinkin jos ne tapahtuvat peräkkäisinä tapahtumina. Koska ne voivat esiintyä tähdissä, jotka ovat samaa ikää, massaa ja koostumusta kuin Aurinko , näitä tapahtumia ei voida sulkea pois. Kosmogeenisiä isotooppeja koskevien tietojen analysointi osoittaa kuitenkin, että Auringossa ei ole ollut tällaisia soihdutuksia viimeisen kymmenentuhannen vuoden aikana. Auringon tyyppiset supersäihdyt ovat kuitenkin erittäin harvinaisia ja niitä esiintyy tähdissä, joilla on enemmän magneettista aktiivisuutta kuin Auringon ; jos auringon supersäihdytyksiä tapahtuu, ne voivat tapahtua hyvin määriteltyinä jaksoina, jotka vievät pienen osan ajasta.
Tähtien supersoihdut eivät ole sama asia kuin tähden, joka on yleensä erittäin myöhäistä spektrityyppiä oleva punainen kääpiö . Termi rajoittuu suuriin ohimeneviin tapahtumiin tähdissä, jotka täyttävät seuraavat ehdot [1] :
Itse asiassa tällaisia tähtiä voidaan pitää Auringon analogeina . Aluksi löydettiin yhdeksän superflare-tähteä, joista osa oli hyvin samanlaisia kuin aurinko .
Alkuperäisessä paperissa [1] tunnistettiin yhdeksän ehdokasta:
| Tähti | Spektri. Luokka | V(mag) | Määritysmenetelmä | Salaman amplitudi | Kestävä | Energia ( erg ) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Groombridge 1830 | G8V | 6.45 | valokuvaaja. | ΔB = 0,62 m | 18 min | E B ~10 35 |
| Kappa¹ Kita | G5 V | 4.83 | spektroskooppi. | EW(He) = 0,13Å | ~ 40 min | E ~ 2 × 10 34 |
| MT Härkä | G5 V | 16.8 | valokuvaaja. | ΔU = 0,7 m | ~ 10 min | E U ~10 35 |
| Pi¹ Ursa Major | G1.5 Vb | 5.64 | röntgenkuvaus. | L X \u003d 10 29 erg /s | >~ 35 min | E X \u003d 2 × 10 33 |
| S Uunit | G1V | 8.64 | visuaalinen | ∆V ~ 3m | 17 - 367 min | E V ~2×10 38 |
| BD +10°2783 | G0 V | 10.0 | röntgenkuvaus. | L X \u003d 2 × 10 31 erg /s | ~ 49 min | E X >>3×10 34 |
| Omicron Eagle | F8V | 5.11 | fotometri. | ∆V = 0,09 m | ~5-15 päivää | E BV ~9×10 37 |
| 5 käärmettä | F8 IV-V | 5.06 | fotometri. | ∆V = 0,09 m | ~3-25 päivää | E BV ~7×10 37 |
| UU North Crown | F8V | 8.86 | fotometri. | ∆I = 0,30 m | >~ 57 min | E opt ~7×10 35 |
Havainnot vaihtelevat kohdekohtaisesti. Jotkut näistä ovat röntgenmittauksia , toiset ovat visuaalisia, valokuvallisia , spektroskooppisia tai fotometrisiä . Tapahtumaenergiat vaihtelevat välillä 2×10 33 - 2×10 38 erg .
Kepler-avaruusobservatorio on väline, joka on suunniteltu planeettojen etsimiseen kauttakulkumenetelmällä. Fotometri tarkkailee jatkuvasti 150 000 tähden kirkkautta kiinteällä taivaan alueella ( Cygnus- , Lyra- ja Draco -tähtikuvioissa) havaitakseen tähtikiekon edestä kulkevien planeettojen aiheuttamat kirkkauden muutokset . Fotometri seuraa yli 90 000 keltaista kääpiötä ( samankaltaisia kuin Aurinko ) pääsarjassa . Havaittu alue vastaa noin 0,25 % koko taivaasta. Fotometri on herkkä 400-865 nm :n aallonpituuksille ja kattaa koko näkyvän spektrin ja osan infrapuna-alueesta . Keplerin saavuttama fotometrinen tarkkuus on tyypillisesti 0,01 % (0,1 mmA) 12. magnitudin tähtien 30 minuutin integrointiaikavälillä.
Suuri tarkkuus, suuri määrä havaittavia tähtiä ja pitkä havaintojakso tekevät Kepleristä ihanteellisen supersäihdytysten havaitsemiseen. Vuosina 2012 ja 2013 julkaistuihin tutkimuksiin osallistui 83 000 tähteä 500 päivän aikana (suurin osa data-analyysistä tehtiin viiden fuksien kanssa) [2] [3] [4] . Tähdet valittiin Keplerin luettelosta siten, että niiden T eff ( tehollinen lämpötila ) on välillä 5100-6000 K ( auringon arvo 5750 K ) Auringon kaltaisten spektrityyppien löytämiseksi ja pinnan gravitaatio log g> 4,0 alijättiläisten poistamiseksi ja jättiläisiä . Spektrityypit vaihtelevat F8:sta G8:aan. Tietojen integrointiväli oli alkuperäisessä tutkimuksessa 30 minuuttia. 279 aurinkotyyppisestä tähdestä havaittiin 1547 supersoihdutusta . Voimakkaimmat tapahtumat lisäsivät tähtien kirkkautta 30 % ja niiden energia oli 10 36 erg . Valkoisen valon välähdykset Auringossa muuttavat kirkkautta noin 0,01 % ja voimakkaimpien välähdysten näkyvä valoenergia on noin 10 32 erg . (Kaikki nämä energiat ovat optisella emissiokaistalla ja ovat siksi alempia rajoja, koska osa energiasta säteilee muilla aallonpituuksilla.) Suurin osa tapahtumista oli paljon vähemmän energisiä, sillä heijastusamplitudit olivat alle 0,1 % näennäisen suuruuden ja energiat alle 2 × 10 33 erg havaittu 30 minuutin välein. Soihdut kasvoivat nopeasti, mitä seurasi eksponentiaalinen heikkeneminen 1-3 tunnin aika-asteikolla. Voimakkaimmat tapahtumat vastasivat kymmentä tuhatta enemmän energioita kuin suurimmat Auringossa havaitut soihdut . Jotkut tähdet leimahtivat hyvin usein: yksi tähti superleähti 57 kertaa 500 päivässä, keskimäärin kerran yhdeksässä päivässä. Soihdutustilastoissa soihdutusten määrä väheni energialla E suunnilleen E -2 :lla , mikä on samanlainen kuin auringonsoihdut. Soihdun kesto piteni sen energian lisääntyessä, jälleen Auringon käyttäytymisen mukaisesti .
Jotkut Kepler -tiedoista otetaan näytteitä minuutin välein, vaikka tarkkuuden heikkeneminen on väistämätöntä [5] . Näiden tietojen käyttäminen pienessä tähtinäytteessä paljastaa soihdut, jotka ovat liian lyhyitä havaittaviksi luotettavasti 30 minuutin välein, mikä mahdollistaa tapahtumien havaitsemisen, joiden energiapäästöt ovat jopa 10 32 erg , mikä on verrattavissa Auringon kirkkaimpiin soihduksiin . Tapahtumanopeutta energian funktiona kuvaa teholaki E −n , kun se laajennetaan pienempiin energioihin, missä n on noin 1,5. Tällä ajallisella resoluutiolla jotkin supersoihdut näyttävät useita huipuja 100–1000 sekunnin välein, mikä on jälleen verrattavissa auringon välähdysten pulsaatioihin . Tähti KIC 9655129 osoitti kaksi jaksoa, kumpikin 78 ja 32 minuuttia, mikä osoittaa magnetohydrodynaamisia värähtelyjä soihdutusalueella [6] . Nämä havainnot osoittavat, että supersoihdut eroavat vain mittakaavaltaan, eivät tyypiltään, auringonpurkausista.
Tähdet, jotka kokevat supersäihdyt, osoittavat lähes jaksoittaista kirkkauden muutosta, mikä tulkitaan todisteeksi tähdellä pyörivien tähtipilkkujen ilmaantumisesta . Tämä mahdollistaa tähden kiertoajan arvioinnin: arvot vaihtelevat alle yhdestä päivästä kymmeniin päiviin ( Auringon arvo on 26 päivää). Auringossa satelliittien radiometrinen seuranta osoittaa, että suuret auringonpilkut voivat vähentää kirkkautta 0,2 % . Tähdissä, joissa esiintyy supersäihdyksiä, yleisimmät kirkkauden vaihtelut ovat 1-2 %, vaikka ne voivat olla jopa 7-8 %, mikä viittaa siihen, että tähtien täplien pinta-ala voi olla paljon suurempi kuin Auringossa . Joissakin tapauksissa kirkkauden muutoksia voidaan mallintaa vain yhdellä tai kahdella suurella tähtipisteellä, vaikka kaikki tapaukset eivät olekaan niin yksinkertaisia. Tähtipisteet voivat olla pienempien täplien ryhmiä tai yksittäisiä jättiläispisteitä.
Soihdut ovat yleisempiä tähdissä, joiden kiertoaika on lyhyt. Suurimpien soihdutusten energia ei kuitenkaan liity pyörimisjaksoon. Tähdillä, joilla on pidemmät ajanjaksot, esiintyy myös paljon useammin purkauksia; heillä on myös taipumus saada energisempiä purkauksia. Suuria vaihteluita voidaan havaita jopa hitain pyörivissä tähdissä: yhden tähden kiertoaika oli 22,7 päivää, ja vaihtelut viittaavat 2,5 prosentin pistepeittoon, mikä on yli kymmenen kertaa auringon enimmäisarvo. Arvioimalla tähtipilkkujen koko amplitudin muutoksen perusteella ja olettamalla auringon arvot magneettikentille pisteissä (1000 gauss ), voidaan arvioida käytettävissä oleva energia: kaikissa tapauksissa energiaa riittää voimakkaimpienkin havaittavien soihdutusten tekemiseen. . Tämä viittaa siihen, että supersoihduilla ja aurinkosoihduilla on lähes sama mekanismi.
Sen määrittämiseksi, voiko Auringossa esiintyä supersäihdytyksiä, on tärkeää kaventaa Auringon kaltaisten tähtien määritelmää . Kun lämpötila-alue jaetaan tähdiksi, joiden T eff on yli ja alle 5 600 K (varhaiset ja myöhäiset G-tyypin tähdet), alhaisemman lämpötilan tähdet osoittavat noin kaksi kertaa todennäköisemmin supersäihdytysaktiivisuutta kuin aurinkotyypin tähdet . Mitä tulee tähtiin, jotka kokevat soihdut, niiden välähdystaajuus (lukumäärä tähteä vuodessa) on noin viisi kertaa suurempi myöhäisen tyypin tähdillä. On hyvin tunnettua, että tähtien pyörimisnopeus ja magneettinen aktiivisuus laskevat iän myötä G-tyypin tähdissä. Soihdutustähdet jaetaan nopeasti ja hitaasti pyöriviin, ja niiden soihdun arvioinnissa käytetään kirkkausvaihteluista arvioitua kiertoaikaa: nopeimmin pyörivät (ja oletettavasti nuorimmat) tähdet osoittavat suurta aktiivisuuden todennäköisyyttä: erityisesti tähdet, jotka pyörivät jaksolla. alle 10 päivää, aktiivisuuden esiintymistodennäköisyys on 20-30 kertaa suurempi. Kuitenkin 44 supersäihdyttämistä on havaittu 19 tähdellä, joiden lämpötilat ovat samankaltaisia kuin Auringon ja joiden pyörimisjaksot ovat yli 10 päivää (tutkitusta 14 000 tähdestä); Aurinkoa hitaammin pyörivissä tähdissä havaittiin neljä supersäihdyttämistä, joiden energia oli välillä 1-5 × 10 33 erg (näytteessä noin 5000). Soihdutusten energiajakauma on samanmuotoinen kaikissa tähtiluokissa: vaikka Auringon kaltaisilla tähdillä on pienempi soihdun todennäköisyys, niillä on sama osuus erittäin energisiä soihdutuksia kuin nuoremmilla, viileämmillä tähdillä.
Kepler - aineistoa käytettiin myös G:tä myöhempien tähtien soihdutusten etsimiseen. Tutkittiin näytettä, jossa oli 23 253 tähteä, joiden tehollinen lämpötila T eff oli alle 5150 K ja pinnan painovoima log g>4,2, mikä vastaa pääsarjan tähtiä myöhemmin kuin K0V etsii soihdut 33,5 päivän kuluessa [7] . 373 tähdellä havaittiin ilmeisiä purkauksia. Joillakin tähdillä oli vain yksi välähdys, kun taas toisilla jopa viisitoista. Voimakkaimmat tapahtumat lisäsivät tähden kirkkautta 7-8%. Tämä ei eroa radikaalisti G-tyypin tähtien soihdujen maksimikirkkaudesta; Kuitenkin, koska K- ja M-tähdet ovat vähemmän valoisia kuin tyyppi G, tämä viittaa siihen, että näiden tähtien soihdut ovat vähemmän energisiä. Kun verrataan kahta tutkittua tähtiluokkaa, M -tähdet näyttävät leimahtavan useammin kuin K-tähdet , mutta kunkin leimahduksen kesto on yleensä lyhyempi. On mahdotonta tehdä johtopäätöksiä G- ja K-tyyppisten tähtien suhteellisesta osuudesta, joissa esiintyy supersäihdytyksiä, tai soihdun tiheydestä sellaisissa tähdissä, jotka osoittavat tällaista aktiivisuutta, koska näiden kahden tutkimuksen algoritmit ja kriteerit soihdun havaitsemiseksi ovat hyvin erilaisia.
Suurin osa (vaikkakaan ei kaikilla) oransseista kääpiöistä ja punaisista kääpiöistä osoittaa samoja lähes jaksollisia kirkkausmuutoksia kuin keltaisilla kääpiöillä . On olemassa suuntaus kohti energisempiä soihdut vaihtelevissa tähdissä; soihdutustaajuus liittyy kuitenkin heikosti vaihteluun.
Kun aurinkotyyppisistä tähdistä löydettiin supersäihdytyksiä , ehdotettiin [8] , että nämä purkaukset voisivat johtua tähden magneettikentän vuorovaikutuksesta jättiläisplaneetan magneettikentän kanssa, joka kiertää niin lähellä tähteä, että magneettikentät muuttuisivat. kytkettynä. Pyöriminen ja/tai kiertoradan liike vääntelee magneettikenttiä, kunnes kenttien uudelleenkonfigurointi aiheuttaa räjähdysmäisen energian vapautumisen. Canis Hound RS -muuttujat ovat läheisiä binäärisysteemejä, joiden kiertorata-ajat vaihtelevat 1–14 päivää, joissa F- tai G-tyypin pääsekvenssitähti on ensisijainen, ja joilla on voimakas kromosfääriaktiivisuus kaikissa kiertoradan vaiheissa. Näissä järjestelmissä on kirkkausvaihteluita, jotka johtuvat ensisijaisen tähden suurista auringonpilkuista; joissakin on suuria soihdut, joiden uskotaan johtuvan magneettisesta uudelleenkonfiguroinnista. Tällaisessa järjestelmässä oleva kumppani on tarpeeksi lähellä pyörittääkseen tähteä vuorovesivuorovaikutuksella.
Kaasujättiläinen ei kuitenkaan olisi tarpeeksi massiivinen tähän, vaan tähden monet mitattavissa olevat ominaisuudet (pyörimisnopeus, kromosfääriaktiivisuus ) eivät muutu. Jos jättiläinen ja ensisijainen tähti olisivat riittävän lähellä magneettikenttien kytkeytymistä, planeetan kiertorata vääntäisi magneettikenttäviivoja, kunnes konfiguraatio muuttuisi epävakaaksi, ja siihen liittyisi voimakas energiapurkaus soihdun muodossa. Kepler löysi useita kaasujättiläisiä lähellä kiertorataa, jotka tunnetaan kuumina Jupitereina . Kahden tällaisen järjestelmän tutkimukset ovat osoittaneet säännöllisiä vaihteluita ensisijaisen synkronoinnin kromosfääriaktiivisuudessa , joka on synkronoitu satelliitin jakson kanssa.
Kepler ei pysty havaitsemaan kaikkia planeettojen kauttakulkuja , koska planeetan kiertorata saattaa olla poissa maasta . Kuuman Jupiterin kiertorata on kuitenkin niin lähellä primäärirataa, että läpikulkutodennäköisyys on noin 10 %. Jos supersoihdut johtuivat lähellä olevista planeetoista, löydetyillä 279 tähdellä pitäisi olla noin 28 kauttakulkusatelliittia; mutta yksikään heistä ei osoittanut todisteita sellaisista kauttakuluista, mikä itse asiassa sulkee pois tämän selityksen.
Spektroskooppiset supersoihdutustutkimukset mahdollistavat niiden ominaisuuksien tarkemman määrittämisen toivoen, että soihdut saadaan selville. Ensimmäiset tutkimukset suoritettiin käyttämällä spektrografia Subaru - teleskoopissa Havaijilla [ 9] [10] . Noin 50 aurinkotyyppistä tähteä , joiden Keplerin havainnot ovat osoittaneet superflare-aktiivisuutta, on tutkittu yksityiskohtaisesti. Näistä vain 16 oli joko kaksoistähtiä tai spektroskooppisia kaksoistähtiä ; ne suljettiin pois tutkimuksesta, koska lähellä olevat binäärijärjestelmät ovat usein aktiivisia, kun taas binääritähtien tapauksessa niiden satelliiteilla on mahdollisuus toimintaan. Spektroskopia mahdollistaa tehokkaan lämpötilan, pintapainovoiman ja heliumia raskaampien alkuaineiden määrän tarkan määrittämisen (" metallisuus "); suurin osa 34 yksittäistä tähdestä osoittautui tähdiksi, jotka makaavat spektrityypin G pääsekvenssissä ja koostumuksensa kanssa samankaltaiset kuin Auringon. Koska ominaisuudet, kuten lämpötila ja pintapainovoima muuttuvat tähden elinkaaren aikana , tähtien evoluutioteoria mahdollistaa tähden iän arvioimisen: useimmissa tapauksissa ikä on yli muutama sata miljoonaa vuotta. Tämä on tärkeää, koska hyvin nuorten tähtien tiedetään olevan paljon aktiivisempia. Yhdeksän tähteä sopii kapeampaan aurinkotyypin määritelmään, joka on annettu yllä, yli 5600 K lämpötiloilla ja yli 10 päivän pyörimisjaksoilla; joillakin on ollut yli 20 tai jopa 30 päivää pidempiä kuukautisia. Vain viisi 34:stä voidaan kuvata nopeasti pyöriviksi tähdiksi.
LAMOST- havaintoja on käytetty Kepler -kentän 5 648 auringon kaltaisen tähden kromosfääriaktiivisuuden mittaamiseen , mukaan lukien 48 supersäihdyttämistä [11] . Nämä havainnot osoittavat, että tähtien supersäihdytyksellä on taipumus olla suurempia kromosfääripurkauksia kuin muilla tähdillä, mukaan lukien aurinko . Kuitenkin tähdissä, joiden aktiivisuustaso on Auringon alapuolella tai verrattavissa siihen, on olemassa supersäihdytyksiä, mikä viittaa siihen, että auringonpurkausten ja supersäihdytysten alkuperä on todennäköisesti sama. Tässä tutkimuksessa mukana oleva erittäin suuri Auringon kaltaisten tähtien joukko tarjoaa yksityiskohtaisia ja luotettavia arvioita kromosfäärin aktiivisuuden ja supersäihdytysten välisestä suhteesta .
Kaikkien tähtien kirkkaus vaihteli lähes jaksollisesti 0,1 %:sta lähes 10 %:iin, mikä selittyy suurten tähtipisteiden pyörimisellä [12] . Kun tähdellä on suuria pilkkuja, kromosfäärin aktiivisuustaso nousee korkeaksi; erityisesti suuria kromosfäärihiutaleita muodostuu auringonpilkkuryhmien ympärille. Tiedetään, että tiettyjen kromosfäärissä syntyneiden aurinko- ja tähtilinjojen intensiteetit , erityisesti ionisoidun kalsiumin (Ca II) ja vety Hα -viivan intensiteetit , ovat magneettisen aktiivisuuden indikaattoreita. Aurinkoa iältään lähellä olevien tähtien Ca-linjojen havainnot osoittavat jopa syklisiä muutoksia, jotka muistuttavat 11 vuoden aurinkosykliä . Tarkkailemalla tiettyjä Ca II -infrapunaviivoja 34 tähden supersäihdystä oli mahdollista arvioida niiden kromosfääriaktiivisuus . Samojen viivojen mittaukset Auringon aktiivisen alueen pisteissä yhdessä paikallisen magneettikentän samanaikaisten mittausten kanssa osoittavat, että kentän ja aktiivisuuden välillä on yleinen suhde.
Vaikka tähdet osoittavat selkeää korrelaatiota pyörimisnopeuden ja aktiivisuuden välillä, tämä ei sulje pois toimintaa hitaasti pyörivillä tähdillä: jopa hitaasti liikkuvilla tähdillä, kuten Auringolla , voi olla korkea aktiivisuus. Kaikki havaitut tähtien supersäihdyt olivat aktiivisempia kuin aurinko , mikä merkitsi suuria magneettikenttiä. Myös tähden aktiivisuuden ja sen kirkkauden muutosten (ja siten tähtipisteiden peiton) välillä on myös korrelaatio : kaikki tähdet, joiden amplitudi vaihteli suuresti, osoittivat suurta aktiivisuutta.
Kun tiedetään likimääräinen tähtipisteiden peittämä alue variaatioiden koosta ja kromosfääriaktiivisuudesta arvioitu kenttävoimakkuus , voidaan arvioida magneettikenttään varastoitunut kokonaisenergia; Kaikissa tapauksissa kentällä oli tarpeeksi energiaa suurimpienkin supersäihdytysten huomioon ottamiseksi. Sekä fotometriset että spektroskooppiset havainnot ovat sopusoinnussa sen teorian kanssa, että supersoihdut eroavat vain mittakaavaltaan auringonpurkausista, ja ne voidaan selittää magneettisen energian vapautumisella aktiivisilla alueilla, jotka ovat paljon suurempia kuin Auringon alueet. Nämä alueet voivat kuitenkin esiintyä tähdissä, joiden massat, lämpötilat, koostumukset, pyörimisnopeudet ja iät ovat samankaltaisia kuin Auringon.
Koska tähdet, jotka ovat ilmeisesti identtisiä Auringon kanssa, voivat kokea supersäihdyksiä, on luonnollista kysyä, olisiko aurinko itse voinut tuottaa niitä , ja yrittää löytää todisteita siitä, että näin oli aiemmin. Suuriin soihduksiin liittyy poikkeuksetta energisiä hiukkasia, ja nämä hiukkaset saavat aikaan vaikutuksia, jos ne saavuttavat maan . Vuoden 1859 Carringtonin tapahtuma , suurin havaitsemamme leimahdus, tuotti globaaleja revontulia , jotka ulottuivat päiväntasaajalle [13] . Energiset hiukkaset voivat aiheuttaa ilmakehässä kemiallisia muutoksia, jotka voivat tallentua pysyvästi napajäähän. Nopeat protonit tuottavat erottuvia isotooppeja , erityisesti hiili-14 :ää, jotka elävät olennot voivat absorboida ja varastoida.
Kun aurinkoenergiahiukkaset saavuttavat maan ilmakehän , ne aiheuttavat ionisaatiota, joka synnyttää typpioksidia (NO) ja muita reaktiivisia typen muotoja, jotka kerrostuvat sitten nitraattien muodossa . Koska kaikki energiset hiukkaset poikkeuttavat enemmän tai vähemmän maan magneettikentän vaikutuksesta , ne kerrostuvat pääasiassa polaarisille leveysasteille; Koska korkeilla leveysasteilla on myös pysyvää jäätä, on luonnollista etsiä nitraattitodisteita tapahtumista jääytimistä . Grönlannin jääsydämien tutkimus , joka ulottui vuoteen 1561 , mahdollisti 10-20 näytteen erottelukyvyn vuodessa, mikä mahdollisti periaatteessa yksittäisten tapahtumien havaitsemisen [14] . Tarkat päivämäärät (yhden tai kahden vuoden sisällä) voidaan saavuttaa laskemalla vuotuiset kerrokset ytimiin , mikä varmistetaan tunnistamalla tunnettuihin tulivuorenpurkauksiin liittyvät kerrostumat . Ydin sisälsi vuosittaisen muutoksen nitraattipitoisuudessa , johon liittyi sarja eri amplitudeja "huippuja". Vahvin koskaan tallennettu on päivätty muutama viikko vuoden 1859 Carringtonin tapahtuman jälkeen . Muut tapahtumat voivat kuitenkin johtaa nitraattipäästöihin , mukaan lukien biomassan polttaminen, mikä johtaa myös korkeampiin ammoniumpitoisuuksiin . Neljätoista Etelämantereen ja arktisen jääytimen tutkimus osoitti suuria nitraattipäästöjä , mutta yksikään niistä ei ollut vuodelta 1859 (lähin oli 1863 ). Kaikki tällaiset purkaukset liittyivät ammoniumiin ja muihin palamiskemioihin . Ei ole näyttöä siitä, että nitraattipitoisuuksia voitaisiin käyttää historiallisen auringon aktiivisuuden indikaattoreina.
Kun energiset protonit tulevat ilmakehään , ne luovat isotooppeja reaktioiden kautta perusaineosien kanssa; Näistä tärkein on hiili-14 ( 14 C), jota syntyy, kun sekundääriset neutronit reagoivat typen kanssa . 14 C, jonka puoliintumisaika on 5730 vuotta, minkä jälkeen se reagoi hapen kanssa muodostaen hiilidioksidia , jonka kasvit ottavat itseensä. Puun ajoitus 14 C - pitoisuuden mukaan on radiohiilidatauksen perusta . Jos saatavilla on tunnetun ikäistä puuta, prosessi voidaan mitata tarkasti. 14 C-pitoisuuden mittaaminen ja puoliintumisajan käyttäminen mahdollistavat puun muodostumisen iän arvioimisen. Puiden kasvurenkaat osoittavat eri ympäristötekijöistä johtuvia kuvioita: dendrokronologia käyttää puiden kasvurenkaita päällekkäisten sekvenssien välillä tarkan päivämäärän määrittämiseksi. Tämän menetelmän soveltaminen osoittaa, että ilmakehän 14 C muuttuu ajan myötä auringon aktiivisuuden vuoksi. Tämä on hiilen ajoituksen kalibrointikäyrän perusta . Ilmeisesti sitä voidaan käyttää myös havaitsemaan mahdollisia huipuja aurinkoleikkausilmiöissä, kunhan nämä soihdut luovat tarpeeksi energisiä hiukkasia aiheuttamaan mitattavissa olevan 14 C :n nousun.
Kalibrointikäyrän tarkastelu, jonka aikaresoluutio on viisi vuotta, on osoittanut kolme aikaväliä viimeisen 3000 vuoden aikana, jolloin 14 C on noussut merkittävästi [15] . Tämän perusteella tutkittiin kahta japanilaista setriä yhden vuoden tarkkuudella ja ne osoittivat 1,2 % kasvua vuonna 774 jKr. e., mikä on noin kaksikymmentä kertaa enemmän kuin normaalista auringon heilahtelusta odotettiin. Tämä huippu laski tasaisesti muutaman seuraavan vuoden aikana. Tuloksen vahvistivat tutkimukset saksalaisesta tammesta , kalifornian männystä , siperian lehtikuusta ja Uuden-Seelannin kauripuusta [ 16] [17] . Kaikki määritelmät ovat johdonmukaisia sekä ajallisesti että vaikutuksen amplitudiltaan. Lisäksi Etelä-Kiinan meren koralliluurankojen mittaukset osoittivat merkittäviä muutoksia 14 C:ssa useiden kuukausien aikana suunnilleen samaan aikaan; päivämäärä voidaan kuitenkin asettaa vain ±14 vuoden sisällä noin 783 jKr . [18] .
Hiili-14 ei ole ainoa isotooppi , jota energiset hiukkaset voivat tuottaa. Beryllium-10 ( 10 Be) muodostuu myös typestä ja hapesta , ja se kertyy polaariseen jäähän. 10 Be:n laskeuma voi kuitenkin olla vahvasti yhteydessä paikalliseen säähän ja osoittaa äärimmäistä maantieteellistä vaihtelua; päivämääriä on myös vaikeampi määrittää [19] . Kuitenkin 10 Be:n nousu 770-luvulla havaittiin Etelämantereelta peräisin olevassa jääytimessä , vaikka signaali oli vähemmän kirkas alhaisemman ajallisen resoluution vuoksi (useita vuosia); toinen pienempi kasvu on nähty Grönlannissa [16] [20] . Kun verrattiin tietoja kahdelta Pohjois-Grönlannin ja yhdeltä Länsi-Antarktikselta, jotka kaikki hankittiin yhden vuoden tarkkuudella, ne kaikki osoittivat vahvaa signaalia: myös aikaprofiili vastasi hyvin 14 C:n tuloksia (ajankohdan epävarmuuden puitteissa 10 Be data) [ 21 ] . Kloori-36 ( 36 Cl) voidaan saada argonista ja kerrostaa polaariseen jäähän; koska argon on pieni komponentti ilmakehässä, sen pitoisuus on alhainen. Samat jääytimet , jotka osoittivat 10 Be:tä, osoittivat myös 36 Cl:n nousua, vaikka viiden vuoden erottelukyvyllä yksityiskohtainen vastaavuus ei ollut mahdollista.
Toinen AD 993/4 -tapahtuma tuotti myös 14 C:n havaitsemisen puiden renkaissa, mutta pienemmällä intensiteetillä [20] . Tämä tapahtuma johti myös Grönlannin jääytimien 10 Be :n ja 36 Cl: n pitoisuuden huomattavaan nousuun . Kolmas tunnettu tapahtuma oli vuonna 660 eKr. [22] , ja on olemassa useita heikompia ehdokkaita.
Jos näiden tapahtumien oletetaan johtuvan nopeista hiukkasista suurten soihdutusten aikana, ei ole helppoa arvioida hiukkasenergiaa soihdussa tai verrata sitä tunnettuihin tapahtumiin. Carrington - tapahtuma ei näy 14 C-tietueessa, eikä myöskään muita suoraan havaittuja suuria hiukkastapahtumia. Hiukkasvirta on arvioitava laskemalla radiohiilen tuotantonopeus ja mallintamalla sitten hiilidioksidin käyttäytyminen, kun se on siirtynyt hiilikiertoon ; syntyvän radiohiilen osuus, jonka puut sitovat, riippuu jossain määrin tästä kierrosta. Lisäongelmana kosmogeenisiä isotooppeja tuottavat pääasiassa energiset protonit (useita satoja MeV ). Auringonpurkaushiukkasten energiaspektri vaihtelee huomattavasti tapahtumien välillä; yksi "kova" spektri, jossa on enemmän korkean energian protoneja , nostaisi tehokkaammin 14 C. Voimakkain, jolla oli myös kova spektri, jota tarkkailtiin instrumentaalisesti, tapahtui helmikuussa 1956 (alku ydinkoe piilottaa mahdolliset vaikutukset tietueisiin 14 C); on laskettu, että jos yksittäinen soihdutus olisi syynä AD 774/5 -tapahtumaan, sen pitäisi olla 25-50 kertaa voimakkaampi kuin tämä [23] . Auringonpilkkuryhmä voi synnyttää useita soihdutuksia olemassaolonsa aikana, ja tällaisen sarjan vaikutukset kootaan yhteen 14 C-mittauksen kattaman vuoden ajalle; kokonaisvaikutus olisi kuitenkin edelleen kymmenen kertaa suurempi kuin mikään vastaavalla aikakaudella nykyaikana.
Auringonpurkaukset eivät ole ainoa tapa saada kosmogeenisiä isotooppeja . Pitkän tai lyhyen gammapurskeen on ehdotettu vastaavan kaikkia AD 774/5 -tapahtuman yksityiskohtia, jos se oli riittävän lähellä [24] [25] . Tämän selityksen tiedetään kuitenkin tällä hetkellä olevan hyvin epätodennäköinen, ja äärimmäiset auringon protonitapahtumat ovat ainoa järkevä selitys havaituille kosmogeenisten isotooppien tuotannon purkauksille.
Useita yrityksiä on yritetty löytää historiallisia tietoja tutkimalla lisätodisteita, jotka tukevat AD 774/5 -isotoopin huipun tulkintaa superleimaukseksi. Carringtonin tapahtuma johti revontulien esiintymiseen niin etelässä kuin Karibialla ja Havaijilla , mikä vastaa noin 22° :n geomagneettista leveysastetta [26] , jos 774/5 AD 774/5 tapahtuma vastaa vielä energisempaa leimahdusta, niin revontulien olisi pitänyt saada globaali hahmo.
Usoskin ym. [16] lainasivat viittauksia auroroihin kiinalaisissa kronikoissa 770 (kahdesti), 773 ja 775 luvulla . He mainitsevat myös "punaisen ristin" taivaalla 773/4/6 jKr. e. Anglo -Saxon Chroniclesta [27] ; "tulehtuneet kilvet" tai "punaisena palavat kilvet" nähtiin taivaalla Saksan yllä vuonna 776 jKr ., kirjattu Annals of the Kingdom of the Franks -kirjaan ; "tuli taivaassa" Irlannissa vuonna 772 jKr. e. .; ja ilmiö Saksassa vuonna 773 jKr ., tulkittiin ratsastajiksi valkoisilla hevosilla. Auringon lisääntynyt aktiivisuus noin 14 asteen nousun alueella vahvistetaan raporteissa revontulia Kiinassa , päivätty 776 jKr. e. 12. tammikuuta, Stevensonin ym. [28] yksityiskohtaisesti . Kiinalaiset levyt kuvaavat yli kymmentä valkoista valoa "kuin levitettyä silkkiä", jotka ulottuvat kahdeksan Kiinan tähtikuvion poikki; hehku kesti useita tunteja. Tang-dynastian aikana tehdyt havainnot tehtiin pääkaupungissa Xi'anissa .
Yritetään kuitenkin yhdistää 14 C:n pitoisuuksien nousu historiallisiin tietoihin useita vaikeuksia. Puiden rengaspäivämäärät voivat olla virheellisiä, koska vuoden aikana ei ole havaittavissa olevaa rengasta (epätavallisen kylmä sää) tai kahta rengasta (toinen kasvu lämpimällä syksyllä). Jos kylmä sää olisi maailmanlaajuista suuren tulivuorenpurkauksen jälkeen, on mahdollista, että vaikutukset voivat olla myös maailmanlaajuisia: 14 C:n ilmeinen pitoisuuden päivämäärä ei välttämättä aina vastaa kronikoita.
Isotooppihuipun osalta AD 993/994 konjunktion aikana, tutkineet Hayakawa ym . [29] . Tällä hetkellä tutkitut historialliset asiakirjat osoittavat revontulien havaintojen ryhmittymistä vuoden 992 lopulla , kun taas niiden suhteesta isotoopin huippuun keskustellaan edelleen.
Supersoihdut näyttävät liittyvän yleiseen korkeaan magneettisen aktiivisuuden tasoon. Yksittäisten tapahtumien etsimisen lisäksi isotooppitietueita voidaan tutkia , jotta voidaan löytää menneisyyden aktiivisuustasoja ja tunnistaa ajanjaksoja, jolloin se on saattanut olla paljon korkeampi kuin se on nyt. Kuun kivet tarjoavat ennätyksen, johon geomagneettinen suojaus ja kuljetusprosessit eivät vaikuta. Sekä kosmiset säteet että auringon hiukkasten tapahtumat voivat luoda isotooppeja kiviin, ja auringon aktiivisuus vaikuttaa niihin. Kosmiset säteet ovat paljon energisempiä ja tunkeutuvat syvemmälle, ja ne voidaan erottaa auringon hiukkasista, jotka vaikuttavat ulkokerroksiin. Useita erilaisia radioisotooppeja voidaan tuottaa hyvin erilaisilla puoliintumisajoilla; kunkin pitoisuuden voidaan katsoa edustavan hiukkasvuon keskiarvoa sen puoliintumisajan aikana. Koska vuot on muutettava isotooppipitoisuuksiksi simuloimalla, on mallista tietty riippuvuus. Nämä tiedot ovat sopusoinnussa sen käsityksen kanssa, että energisten aurinkohiukkasten virtaus, joiden energia on yli useita kymmeniä MeV , ei muuttunut viidestä tuhannesta viiteen miljoonaan vuoteen. Tietenkään intensiivistä aktiivisuutta lyhyen ajanjakson aikana suhteessa puoliintumisaikaan ei havaita.
14 C:n mittaukset , jopa alhaisella aikaresoluutiolla, voivat osoittaa auringon aktiivisuuden tilan viimeisten 11 000 vuoden ajalta ennen vuotta 1900 . Vaikka radiohiilidatausta on sovellettu jopa 50 000 vuoden ikäisiin tapahtumiin, varhaisen holoseenin jääkausien aikana biosfääri ja sen hiilenotto muuttuivat dramaattisesti, mikä teki arvioista toistaiseksi epäkäytännöllisen; noin vuoden 1900 Suess-efektin jälkeen, vaikeuttaa tulkintaa. 10 Be- pitoisuudet monikerroksisissa polaarisissa jääytimissä tarjoavat itsenäisen aktiivisuuden mittauksen. Molemmat toimenpiteet ovat kohtuullisessa sopusoinnussa keskenään ja auringonpilkkujen ( Wolff -luku ) kanssa viimeisen kahden vuosisadan aikana. Lisätarkistuksena meteoriiteista voidaan erottaa titaani-44:n ( 44Ti ) isotooppeja ; tämä mittaa aktiivisuutta, johon liikenteen tai geomagneettisen kentän muutokset eivät vaikuta. Vaikka se rajoittuu noin kahteen viimeiseen vuosisadan, se on yhdenmukainen kaikkien paitsi yhtä 14 C:n ja 10 Be:n rekonstruktioiden kanssa ja vahvistaa niiden pätevyyden. Yllä kuvatut energiapurkaukset ovat harvinaisia; suuressa mittakaavassa (merkittävästi yli vuoden) kosmiset säteet hallitsevat radiogeenisten hiukkasten virtausta . Sisäistä aurinkokuntaa suojaa Auringon yleinen magneettikenttä , joka riippuu suuresti syklin ajasta ja syklin voimakkuudesta. Tuloksena on, että intensiivisen toiminnan ajat näkyvät kaikkien näiden isotooppien pitoisuuden vähenemisenä . Koska geomagneettinen kenttä vaikuttaa myös kosmisiin säteisiin , vaikeudet tämän kentän rekonstruoinnissa rajoittavat rekonstruktioiden tarkkuutta.
14 C:n aktiivisuuden rekonstruktio viimeisen 11 000 vuoden ajalta ei osoita merkittävästi pidempää ajanjaksoa kuin nykyinen; itse asiassa yleinen aktiivisuustaso 1900-luvun jälkipuoliskolla oli korkein sitten vuoden 9000 eaa. e. Erityisesti aktiivisuus 14 C:n tapahtuman AD 774 ympärillä (keskiarvo vuosikymmenien ajalta) oli hieman pitkän aikavälin keskiarvon alapuolella, kun taas tapahtuma AD 993 osui hieman matalammalle tasolle. Yksityiskohtaisempi tutkimus ajanjaksolta 731–825 , jossa yhdistettiin useita 14 C:n datajoukkoja yhden ja kahden vuoden resoluutioilla, joissa on puolikas revontulia ja auringonpilkkujen määrä , osoittaa auringon aktiivisuuden yleisen nousun (alhaalta tasolta) noin vuoden 733 jälkeen. saavuttaen korkeimman huippunsa vuoden 757 jälkeen ja pysyen korkealla 760- ja 770 -luvuilla ; tänä aikana oli useita revontulia ja jopa matalan leveysasteen revontulia Kiinassa .
Tämänkaltaisen supersäihdyksen vaikutus, joka näyttää löytyvän yhdeksästä emätähteestä, olisi katastrofaalinen maapallolle ja jättäisi jälkiä aurinkokuntaan . esimerkiksi tapahtuma S-uunissa johti tähtien kirkkauden kasvuun noin kaksikymmentä kertaa. Thomas Gold on ehdottanut, että jalanjäljet joidenkin kuun kivien yläpinnalla voivat johtua auringonpurkausta , johon liittyy yli satakertainen kirkkaus 10-100 sekunnissa jossain vaiheessa viimeisen 30 000 vuoden aikana [30] . Maan vaikutusten lisäksi tämä aiheuttaisi paikallista jään sulamista, mitä seuraisi alijäähtymistä Jupiterin kuuille asti . Ei ole näyttöä siitä, että aurinkokunnassa olisi tapahtunut tämän suuruisia supersäihdytyksiä [8] .
Jopa paljon pienemmillä supersoihduksilla, Kepler -alueen alemmilla alueilla , seuraukset ovat vakavia. Vuonna 1859 tapahtuma Carringtonissa aiheutti häiriöitä lennätinjärjestelmässä Euroopassa ja Pohjois -Amerikassa . Mahdollisia vaikutuksia tänään ovat mm.
On selvää, että supersäihdyt toistuvat usein eivätkä tapahdu erillisinä tapahtumina. NO ja muut räjähdysmäisten hiukkasten tuottamat omituiset typet katalysoivat otsonikatoa ilman, että ne imeytyvät itsestään, ja niillä on pitkä käyttöikä stratosfäärissä . Taudinpurkaukset, jotka esiintyvät kerran vuodessa tai jopa harvemmin, vaikuttavat kumulatiivisesti; Otsonikerroksen tuhoutuminen voi olla pysyvää ja johtaa ainakin sen rappeutumiseen.
Superflareja on myös ehdotettu ratkaisuksi heikon nuoren auringon paradoksiin [31] .
Koska supersäihdyt voivat syntyä tähdistä, jotka näyttävät olevan kaikin tavoin Aurinkoa vastaavia, on luonnollista kysyä, voivatko ne olla peräisin itse auringosta ? Keplerin alkuperäisiin fotometrisiin tutkimuksiin perustuvassa arviossa oletettiin aurinkotyyppisten tähtien esiintymistiheyttä (varhainen tyyppi G ja kiertoaika yli 10 päivää) kerran 800 vuodessa 10 34 ergin energialla ja 5 000 vuoden välein 10 35 erg :n kohdalla [ 3] . Yhden minuutin näyte antoi tilastot vähemmän energisistä purkauksista ja antoi yhden 1033 ergin energiapurkauksen taajuuden 5-600 vuoden välein tähdelle, joka pyörii yhtä hitaasti kuin aurinko ; tämä olisi luokitus X100 auringon heijastusasteikolla [5] . Tämä perustuu tutkittujen tähtien määrän suoraan vertailuun havaittujen soihdutusten määrään. Auringonpurkausten empiiristen tilastojen ekstrapolointi 10 35 erg :n energioihin ehdottaa esiintymistiheyttä kerran 10 000 vuodessa.
Tämä ei kuitenkaan vastaa tähtien supersäihdytysten tunnettuja ominaisuuksia. Tällaiset tähdet ovat erittäin harvinaisia Keplerin tiedoissa ; yksi tutkimus osoitti vain 279 tällaista tähteä 31 457 tutkitusta (osuus alle 1 %); vanhemmille tähdille jopa 0,25 % [3] . Lisäksi noin puolet aktiivisista tähdistä osoitti toistuvia purkauksia: yhdellä tähdellä oli jopa 57 tapahtumaa 500 päivässä. Keskitytään aurinkotyyppisiin tähtiin , aktiivisin keskimääräinen leimahdus on 100 päivän välein; Supersäihdytysten esiintymistiheys aktiivisimmissa tähdissä, kuten Auringossa, on 1000 kertaa suurempi kuin tällaisten tähtien keskiarvo. Tämä viittaa siihen, että tätä käyttäytymistä ei tapahdu tähden koko elämän ajan, vaan se rajoittuu poikkeuksellisen toiminnan jaksoihin. Tämän vahvistaa myös selvä suhde tähden magneettisen aktiivisuuden ja sen superflare-aktiivisuuden välillä; erityisesti tähtien supersoihdut ovat paljon aktiivisempia (riippuen tähtipisteen alueesta) kuin aurinko .
Ei ole näyttöä siitä, että leimahdus olisi ollut suurempi kuin Carringtonin tapahtuma viimeisen 200 vuoden aikana (noin 1032 ergiä eli 1/10 000 suurimmista supersoihduksista). Vaikka suuremmat tapahtumat 14 C ennätyksestä n. AD 775 tunnistetaan yksiselitteisesti aurinkotapahtumaksi, sen suhde heijastusenergiaan on epäselvä, eikä se todennäköisesti ylitä 1032 erg .
Energisemmät supersoihdut näyttävät olevan poissuljettuja aurinkomme energianäkökohtien vuoksi , mikä viittaa siihen, että se ei pysty lähettämään yli 10 34 erg :n voimakkuutta [32] . Aktiivisten alueiden magneettikenttien vapaan energian laskeminen, joka voi vapautua soihdutuksina, antaa alarajaksi noin 3 × 10 32 erg , mikä viittaa siihen, että energisin supersäihdytys voi olla kolme kertaa suurempi kuin Carringtonin tapauksessa. tapahtuma [33] .
Joillakin tähdillä on 5 kertaa Auringon magneettikenttä ja ne pyörivät paljon nopeammin, ja teoriassa ne voivat tuottaa jopa 10 34 ergin soihdun . Tämä saattaa selittää joitain supersäihdytyksiä alueen alapäässä. Tätä korkeammalle meneminen saattaa vaatia aurinkoenergian vastaisen kiertokäyrän - sellaisen, jossa napa-alueet pyörivät nopeammin kuin päiväntasaaja [33] [34] .