Superflare sunt explozii foarte puternice observate pe stele cu o energie de zece mii de ori mai mare decât energia tipică a erupțiilor solare . Stelele din această clasă îndeplinesc condițiile care se aplică pentru omologii solari și se așteaptă să fie stabile pentru o perioadă foarte lungă de timp. Cei nouă candidați inițiali au fost descoperiți prin diferite metode. Nicio cercetare sistematică nu a fost posibilă până la lansarea satelitului Kepler , care pe o perioadă lungă de timp a observat un număr foarte mare de stele de tip solar cu o precizie foarte mare. Acest studiu a arătat că o mică parte din stele au produs erupții puternice, de 10.000 de ori mai puternice decât cele mai puternice erupții cunoscute de la Soare. În multe cazuri, au existat mai multe superflare pe aceeași stea. Stelele mai tinere au explodat mai frecvent decât cele mai vechi, dar au fost observate și erupții puternice pe stelele mai vechi, cum ar fi Soarele .
Toate stelele superflare prezintă variații cvasi-periodice de luminozitate , interpretate ca pete stelare foarte mari care se rotesc pe suprafața raselor. Studiile spectroscopice au descoperit linii spectrale care erau indicatori clari ai activității cromosferice asociate cu câmpuri magnetice puternice și extinse. Acest lucru sugerează că erupțiile superioare diferă doar ca scară de erupțiile solare .
Au fost făcute încercări de a detecta erupțiile solare din trecut din concentrațiile de nitrați din gheața polară (mai târziu s-a demonstrat că această metodă nu funcționează), din observațiile istorice ale aurorelor și din acei izotopi radioactivi care pot fi produși de particulele de energie solară. Deși trei evenimente (774 d.Hr., 994 d.Hr. și 660 î.Hr.) asociate cu erupții solare extreme au fost găsite de carbon-14în înregistrările
Superflacurile solare vor avea consecințe drastice, mai ales dacă apar ca evenimente succesive. Deoarece pot apărea în stele de aceeași vârstă, masă și compoziție ca Soarele , aceste evenimente nu pot fi excluse. Cu toate acestea, analiza datelor despre izotopii cosmogeni arată că nu au existat astfel de erupții pe Soare în ultimii zece mii de ani. Cu toate acestea, exploziile de tip solar sunt foarte rare și apar în stelele cu activitate magnetică mai mare decât Soarele ; dacă au loc super-explozi solare, acestea pot apărea în episoade bine definite, care ocupă o mică parte din timp.
Superflarele de pe stele nu sunt la fel cu erupția unei stele, care este de obicei o pitică roșie de tip spectral foarte târziu. Termenul este limitat la evenimente tranzitorii mari pe stele care îndeplinesc următoarele condiții [1] :
De fapt, astfel de stele pot fi considerate analoge ale Soarelui. Inițial, au fost descoperite nouă stele superflare, unele dintre ele foarte asemănătoare cu Soarele .
Lucrarea originală [1] a identificat nouă obiecte candidate:
| Stea | Spectru. Clasă | V(mag) | Metoda de determinare | Amplitudinea blițului | Durabil | Energie ( erg ) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Groombridge 1830 | G8V | 6.45 | fotograf. | ΔB = 0,62 m | 18 min | E B ~10 35 |
| Kappa¹ Kita | G5 V | 4,83 | spectroscop. | EW(He) = 0,13Å | ~ 40 min | E~2×10 34 |
| MT Taur | G5 V | 16.8 | fotograf. | ΔU = 0,7m | ~ 10 min | E U ~10 35 |
| Pi¹ Ursa Major | G1,5 Vb | 5,64 | raze X. | L X \u003d 10 29 erg / sec | >~ 35 min | E X \u003d 2 × 10 33 |
| S Cuptoare | G1V | 8,64 | vizual | ∆V ~ 3m | 17 - 367 min | E V ~2×10 38 |
| BD +10°2783 | G0 V | 10.0 | raze X. | L X \u003d 2 × 10 31 erg / s | ~ 49 min | E X >>3×10 34 |
| Vulturul Omicron | F8 V | 5.11 | fotometrul. | ∆V = 0,09m | ~ 5 – 15 zile | E BV ~9×10 37 |
| 5 șerpi | F8 IV-V | 5.06 | fotometrul. | ∆V = 0,09m | ~ 3 – 25 de zile | E BV ~7×10 37 |
| UU Coroana de Nord | F8 V | 8,86 | fotometrul. | ∆I = 0,30m | >~ 57 min | E opt ~7×10 35 |
Observațiile variază pentru fiecare obiect. Unele dintre acestea sunt măsurători cu raze X , altele sunt vizuale, fotografice , spectroscopice sau fotometrice . Energiile evenimentului variază de la 2× 1033 la 2× 1038 erg .
Observatorul spațial Kepler este un instrument conceput pentru a căuta planete folosind metoda tranzitului. Fotometrul monitorizează constant luminozitatea a 150.000 de stele într-o zonă fixă a cerului (în constelațiile Cygnus , Lyra și Draco ) pentru a detecta schimbările de luminozitate cauzate de planetele care trec prin fața discului stelei. Peste 90.000 de pitici galbene ( asemănătoare cu Soarele ) din secvența principală sunt urmărite de fotometru . Zona observată corespunde cu aproximativ 0,25% din întregul cer. Fotometrul este sensibil la lungimi de undă de 400-865 nm , acoperind întregul spectru vizibil și o parte din domeniul infraroșu . Precizia fotometrică obținută de Kepler este de obicei de 0,01% (0,1 mmA) pentru un interval de timp de integrare de 30 de minute pentru stelele de magnitudinea a 12-a.
Precizia ridicată, un număr mare de stele observabile și o perioadă lungă de observare îl fac pe Kepler să fie ideal pentru detectarea erupțiilor superioare. Studiile publicate în 2012 și 2013 au implicat 83.000 de stele pe o perioadă de 500 de zile (majoritatea analizei datelor a fost făcută cu cinci boboci) [2] [3] [4] . Stelele au fost selectate din catalogul Kepler astfel încât să aibă T eff ( temperatura efectivă ) între 5100 și 6000 K (valoarea solară 5750 K ) pentru a găsi stele de tip spectral similar cu Soarele și un log de gravitație de suprafață g>4,0 pentru a elimina subgiganții și giganți . Tipurile spectrale variază de la F8 la G8. Intervalul de integrare a datelor a fost de 30 de minute în studiul original. Pe 279 de stele de tip solar au fost detectate 1547 de superflacări . Cele mai intense evenimente au crescut luminozitatea stelelor cu 30% și au avut o energie de 10 36 erg . Flash-urile de lumină albă de pe Soare modifică luminozitatea cu aproximativ 0,01%, iar cele mai puternice fulgerări au o energie luminoasă vizibilă de aproximativ 10 32 erg . (Toate aceste energii se află în banda de emisie optică și, prin urmare, sunt limite inferioare, deoarece o parte de energie este emisă la alte lungimi de undă.) Majoritatea evenimentelor au fost mult mai puțin energetice, cu amplitudini de flare sub 0,1% magnitudine aparentă și energii sub 2×10. 33 erg detectat la intervale de 30 de minute. Erupțiile au avut o creștere rapidă urmată de o decădere exponențială pe o scară de timp de 1-3 ore. Cele mai puternice evenimente au corespuns unor energii cu zece mii mai mari decât cele mai mari erupții observate pe Soare . Unele stele au izbucnit foarte frecvent: o stea s-a superflat de 57 de ori în 500 de zile, cu o rată medie de o dată la nouă zile. Pentru statisticile erupțiilor, numărul de erupții a scăzut cu energia E aproximativ ca E -2 , care este similar cu erupțiile solare. Durata erupției a crescut odată cu creșterea energiei sale, din nou în conformitate cu comportamentul Soarelui .
Unele date Kepler sunt eșantionate la un interval de minut, deși o scădere a preciziei este inevitabilă [5] . Folosirea acestor date pe un eșantion mic de stele dezvăluie erupții care sunt prea scurte pentru a fi detectate în mod fiabil pe un interval de 30 de minute, permițând detectarea evenimentelor cu eliberări de energie de până la 1032 erg , comparabile cu cele mai strălucitoare erupții de pe Soare . Rata evenimentelor în funcție de energie este descrisă de legea puterii E -n atunci când este extinsă la energii inferioare, unde n este aproximativ 1,5. Cu această rezoluție temporală, unele superflare prezintă mai multe vârfuri la distanță de 100 până la 1000 de secunde, din nou comparabile cu pulsațiile erupțiilor solare . Steaua KIC 9655129 a arătat două perioade, de 78 și 32 de minute fiecare, ceea ce indică oscilații magnetohidrodinamice în regiunea flare [6] . Aceste observații arată că erupțiile solare diferă doar ca scară, nu ca tip, de erupțiile solare.
Stelele care se confruntă cu superflare arată o schimbare cvasi-periodică a luminozității, care este interpretată ca o dovadă a apariției petelor stelare care se rotesc pe stea. Acest lucru face posibilă estimarea perioadei de rotație a stelei: valorile variază de la mai puțin de o zi la zeci de zile (valoarea Soarelui este de 26 de zile). Pe Soare , monitorizarea radiometrică de la sateliți arată că petele solare mari pot reduce luminozitatea cu 0,2%. În stelele care se confruntă cu superflare, cele mai frecvente fluctuații de luminozitate sunt de 1-2%, deși pot ajunge până la 7-8%, ceea ce sugerează că aria petelor stelare poate fi mult mai mare decât în Soare . În unele cazuri, modificările luminozității pot fi modelate doar de unul sau două puncte stelare mari, deși nu toate cazurile sunt atât de simple. Petele stelare pot fi grupuri de pete mai mici sau pete gigantice simple.
Erupțiile sunt mai frecvente la stelele cu perioade scurte de rotație. Cu toate acestea, energia celor mai mari erupții nu este legată de perioada de rotație. Vedetele cu perioade mai lungi au, de asemenea, izbucniri mult mai dese; au şi tendinţa de a avea izbucniri mai energice. Variații mari pot fi detectate chiar și în stelele cu cea mai lentă rotație: o stea a avut o perioadă de rotație de 22,7 zile, iar variațiile sugerează o acoperire spot de 2,5% din suprafață, de peste zece ori valoarea maximă solară. Estimând dimensiunea petelor stelare din modificarea amplitudinii și asumând valori solare pentru câmpurile magnetice în pete (1000 gauss ), se poate estima energia disponibilă: în toate cazurile, există suficientă energie pentru a alimenta chiar și cele mai mari erupții observabile. . Acest lucru sugerează că erupțiile superioare și erupțiile solare au aproape același mecanism.
Pentru a determina dacă pot apărea super erupții pe Soare , este important să restrângem definiția stelelor asemănătoare Soarelui . Atunci când intervalul de temperatură este împărțit în stele cu T eff peste și sub 5600 K (stele de tip G timpurii și târzii), stelele cu temperatură mai joasă au de aproximativ două ori mai multe șanse de a prezenta activitate superflare decât stelele de tip solar . În ceea ce privește stelele care experimentează erupții, frecvența lor (numărul pe stea pe an) este de aproximativ cinci ori mai mare pentru stelele de tip târziu. Este bine cunoscut faptul că atât viteza de rotație, cât și activitatea magnetică a unei stele scad odată cu vârsta la stelele de tip G. Stelele flare sunt împărțite în cele care se rotesc rapid și lent, iar evaluarea lor erupție utilizează o perioadă de rotație estimată din variațiile de luminozitate: stelele care se rotesc cel mai rapid (și probabil cele mai tinere) prezintă o probabilitate mare de activitate: în special, stelele care se rotesc cu o perioadă. de mai puțin de 10 zile, probabilitatea de apariție a activității este de 20-30 de ori mai mare. Cu toate acestea, 44 de superflare au fost detectate pe 19 stele cu temperaturi similare cu Soarele și perioade de rotație mai mari de 10 zile (din 14.000 de stele studiate); patru superflare cu energii în intervalul 1-5×10 33 erg au fost detectate pe stele care se rotesc mai încet decât Soarele (aproximativ 5000 în probă). Distribuția de energie a erupțiilor luminoase are aceeași formă pentru toate clasele de stele: deși stelele precum Soarele au o probabilitate mai mică de erupție, ele au aceeași proporție de erupții foarte energice ca și stelele mai tinere și mai reci.
Datele Kepler au fost, de asemenea, folosite pentru a căuta erupții pe stelele mai târziu decât G. A fost studiat un eșantion de 23.253 de stele cu o temperatură efectivă T eff mai mică de 5150 K și un log de gravitație la suprafață g>4,2, care corespunde stelelor din secvența principală mai târziu de K0V pentru a căuta erupții în termen de 33,5 zile [7] . 373 de stele au fost identificate ca având izbucniri aparente. Unele stele aveau doar un fulger, în timp ce altele aveau până la cincisprezece. Cele mai puternice evenimente au crescut luminozitatea stelei cu 7-8%. Aceasta nu este radical diferită de luminozitatea maximă a erupțiilor de pe stelele de tip G; cu toate acestea, deoarece stelele K și M sunt mai puțin luminoase decât tipul G, acest lucru sugerează că erupțiile de la aceste stele sunt mai puțin energice. Comparând cele două clase de stele studiate, stelele M par să fulgeră mai frecvent decât stelele K , dar durata fiecărei erupții tinde să fie mai scurtă. Este imposibil să tragem concluzii cu privire la proporția relativă a stelelor de tip G și K care prezintă super erupții sau despre frecvența erupțiilor pe acele stele care prezintă o astfel de activitate, deoarece algoritmii și criteriile de detectare a erupțiilor în aceste două studii sunt foarte diferiți.
Majoritatea (deși nu toate) piticilor portocalii și piticelor roșii prezintă aceleași schimbări cvasi-periodice de luminozitate ca și piticele galbene . Există o tendință către erupții mai energice pe stele mai variabile; cu toate acestea, frecvența erupțiilor este slab legată de variabilitate.
Când s-au descoperit super-erupții pe stele de tip solar , s-a sugerat [8] că aceste erupții ar putea fi cauzate de interacțiunea câmpului magnetic al stelei cu câmpul magnetic al unei planete gigantice care orbitează atât de aproape de stea încât câmpurile magnetice ar fi cuplate. Rotația și/sau mișcarea orbitală vor răsuci câmpurile magnetice până când reconfigurarea câmpurilor provoacă o eliberare explozivă de energie. Variabilele Canis Hound RS sunt sisteme binare apropiate, cu perioade orbitale cuprinse între 1 și 14 zile, în care o stea de secvență principală de tip F sau G este primară și cu activitate cromosferică puternică în toate fazele orbitale. Aceste sisteme au variații de luminozitate atribuite petelor solare mari de pe steaua primară; unele arată erupții mari despre care se crede că sunt cauzate de reconfigurarea magnetică. Un însoțitor într-un astfel de sistem este suficient de aproape pentru a învârti steaua cu interacțiuni de maree.
Cu toate acestea, un gigant gazos nu ar fi suficient de masiv pentru a face acest lucru, lăsând diverse proprietăți măsurabile ale unei stele (rata de rotație, activitate cromosferică ) neschimbate. Dacă gigantul și steaua primară ar fi suficient de aproape pentru a putea fi cuplate câmpurile magnetice, orbita planetei ar răsuci liniile câmpului magnetic până când configurația va deveni instabilă, însoțită de o explozie puternică de energie sub forma unei erupții. Kepler a descoperit mai mulți giganți gazosi aproape de orbită, cunoscuți sub numele de Jupiteri fierbinți . Studiile a două astfel de sisteme au arătat variații periodice ale activității cromosferice a sincronizării primare, sincronizate cu perioada satelitului.
Nu toate tranzitele planetare pot fi detectate de Kepler , deoarece orbita planetară poate fi în afara vederii de pe Pământ . Cu toate acestea, orbita lui Jupiter fierbinte este atât de aproape de primară încât probabilitatea de tranzit este de aproximativ 10%. Dacă superflacurile ar fi cauzate de planetele din apropiere, cele 279 de stele de erupție descoperite ar trebui să aibă aproximativ 28 de sateliți în tranzit; dar niciunul dintre ei nu a arătat dovezi ale unor astfel de tranzite, de fapt, excluzând această explicație.
Studiile spectroscopice ale superflarelor fac posibilă determinarea proprietăților acestora mai detaliat, în speranța de a descoperi cauza erupțiilor. Primele studii au fost efectuate folosind spectrograful de la telescopul Subaru din Hawaii [9] [10] . Aproximativ 50 de stele de tip solar , despre care observațiile lui Kepler au arătat că prezintă activitate superflare, au fost studiate în detaliu. Dintre acestea, doar 16 erau fie stele binare , fie binare spectroscopice ; au fost excluși din studiu, deoarece sistemele binare din apropiere sunt adesea active, în timp ce în cazul stelelor binare există o posibilitate de activitate pe sateliții lor. Spectroscopia permite determinarea cu precizie a temperaturii efective, a gravitației de suprafață și a abundenței de elemente mai grele decât heliul (" metalicitatea "); cele mai multe dintre cele 34 de stele simple s-au dovedit a fi stele situate pe secvența principală de tip spectral G și o compoziție similară cu cea a Soarelui. Deoarece proprietăți precum temperatura și gravitația de suprafață se modifică pe parcursul vieții unei stele, teoria evoluției stelare face posibilă estimarea vârstei unei stele: în majoritatea cazurilor, vârsta este mai mare de câteva sute de milioane de ani. Acest lucru este important deoarece vedetele foarte tinere sunt cunoscute ca fiind mult mai active. Nouă stele se potrivesc cu definiția de tip solar mai îngustă dată mai sus, cu temperaturi care depășesc 5600 K și perioade de rotație de peste 10 zile; unele au avut perioade mai lungi de 20 sau chiar 30 de zile. Doar cinci din 34 pot fi descrise ca stele care se rotesc rapid.
Observațiile LAMOST au fost folosite pentru a măsura activitatea cromosferică a 5648 de stele asemănătoare Soarelui în câmpul Kepler , inclusiv 48 de super-erupții [11] . Aceste observații arată că superflarele stelare tind să aibă ejecții cromosferice mai mari decât alte stele, inclusiv Soarele . Cu toate acestea, există super-erupții pe stelele cu niveluri de activitate sub sau comparabile cu Soarele , ceea ce sugerează că erupțiile solare și super-erupțiile au cel mai probabil aceeași origine. Ansamblul foarte mare de stele asemănătoare Soarelui inclus în acest studiu oferă estimări detaliate și fiabile ale relației dintre activitatea cromosferică și apariția superflarelor.
Toate stelele au prezentat variații cvasi-periodice de luminozitate variind de la 0,1% la aproape 10%, ceea ce se explică prin rotația petelor stelare mari [12] . Atunci când pe o stea există pete mari, nivelul de activitate al cromosferei devine ridicat; în special, floculele cromosferice mari se formează în jurul grupurilor de pete solare. Se știe că intensitățile anumitor linii solare și stelare generate în cromosferă , în special liniile de calciu ionizat (Ca II) și linia hidrogenului Hα , sunt indicatori ai activității magnetice. Observațiile liniilor de Ca în stelele apropiate de vârsta Soarelui arată chiar schimbări ciclice care amintesc de ciclul solar de 11 ani . Prin observarea anumitor linii infraroșii de Ca II pentru 34 de superflare stelare, a fost posibilă estimarea activității lor cromosferice . Măsurătorile acelorași linii în puncte dintr-o regiune activă a Soarelui , împreună cu măsurătorile simultane ale câmpului magnetic local, arată că există o relație generală între câmp și activitate.
Deși stelele arată o corelație clară între viteza de rotație și activitate, acest lucru nu exclude activitatea pe stelele cu rotație lentă: chiar și stelele care se mișcă lentă precum Soarele pot avea activitate ridicată. Toate superflacurile stelare observate au fost mai active decât Soarele , ceea ce implică câmpuri magnetice mari. Există, de asemenea, o corelație între activitatea unei stele și modificările acesteia în luminozitate (și, prin urmare, acoperirea petelor stelare ): toate stelele cu modificări mari de amplitudine au prezentat activitate ridicată.
Cunoașterea ariei aproximative acoperite de petele stelare din mărimea variațiilor și a intensității câmpului estimată din activitatea cromosferică , face posibilă estimarea energiei totale stocate în câmpul magnetic; în toate cazurile a existat suficientă energie în câmp pentru a explica chiar și cele mai mari superflare. Atât observațiile fotometrice, cât și cele spectroscopice sunt în concordanță cu teoria conform căreia superflare diferă doar ca scară de erupțiile solare și pot fi explicate prin eliberarea de energie magnetică în regiuni active mult mai mari decât cele ale Soarelui . Cu toate acestea, aceste regiuni pot apărea pe stele cu mase, temperaturi, compoziții, viteze de rotație și vârste similare cu Soarele.
Întrucât stelele aparent identice cu Soarele pot experimenta super erupții, este firesc să ne întrebăm dacă Soarele însuși ar fi putut să le producă și să încercăm să găsim dovezi că acesta a fost cazul în trecut. Erupțiile mari sunt invariabil însoțite de particule energetice, iar aceste particule produc efecte dacă ajung pe Pământ . Evenimentul Carrington din 1859 , cea mai mare erupție pe care am observat-o, a produs aurore globale extinzându-se până la ecuator [13] . Particulele energetice pot provoca modificări chimice în atmosferă, care pot fi înregistrate permanent în gheața polară. Protonii rapizi generează izotopi distinctivi , în special carbon-14 , care pot fi absorbiți și stocați de ființele vii.
Când particulele de energie solară ajung în atmosfera Pământului , ele provoacă ionizare, care creează oxid nitric (NO) și alte forme reactive de azot, care sunt apoi depuse sub formă de nitrați . Deoarece toate particulele energetice sunt deviate într-o măsură mai mare sau mai mică de câmpul magnetic al Pământului , ele sunt depuse predominant la latitudini polare; deoarece latitudinile înalte conțin și gheață permanentă, este firesc să se caute dovezi de nitrați ale evenimentelor în nucleele de gheață . Studiul carotelor de gheață din Groenlanda , care se întind până în 1561 , a făcut posibilă obținerea unei rezoluții de 10-20 de probe pe an, ceea ce a făcut posibilă în principiu detectarea evenimentelor individuale [14] . Date precise (în decurs de unul sau doi ani) pot fi atinse prin numărarea straturilor anuale în miezuri , verificate prin identificarea depozitelor asociate cu erupțiile vulcanice cunoscute . Miezul conținea o modificare anuală a concentrației de nitrați , însoțită de o serie de „vârfuri” de diferite amplitudini. Cel mai puternic înregistrat vreodată a fost datat la câteva săptămâni după evenimentul Carrington din 1859 . Cu toate acestea, alte evenimente pot duce la emisii de nitrați , inclusiv arderea biomasei, care duce, de asemenea, la concentrații mai mari de amoniu . Un studiu pe paisprezece nuclee de gheață din Antarctica și Arctica a arătat emisii mari de nitrați , însă niciunul dintre ele nu a fost datat 1859 (cel mai apropiat a fost 1863 ). Toate aceste explozii au fost asociate cu amoniu și alte chimie de ardere . Nu există dovezi că concentrațiile de nitrați pot fi utilizate ca indicatori ai activității solare istorice.
Când protonii energetici intră în atmosferă , ei creează izotopi prin reacții cu constituenții de bază; cel mai important dintre acestea este carbonul-14 ( 14 C), care este creat atunci când neutronii secundari reacționează cu azotul . 14 C, care are un timp de înjumătățire de 5730 de ani, după care reacționează cu oxigenul pentru a forma dioxid de carbon , care este preluat de plante. Datarea lemnului după conținutul de 14 C stă la baza datarii cu radiocarbon . Dacă este disponibil lemn de vârstă cunoscută, procesul poate fi măsurat cu precizie. Măsurarea conținutului de 14 C și utilizarea timpului de înjumătățire face posibilă estimarea vârstei la care s-a format lemnul. Inelele de creștere a copacilor arată modele cauzate de diverși factori de mediu: dendrocronologia utilizează inele de creștere a copacilor în comparație între secvențele care se suprapun pentru a stabili date precise. Aplicarea acestei metode arată că 14 C atmosferici se schimbă cu timpul datorită activității solare. Aceasta este baza curbei de calibrare a datarii cu carbon . Evident, poate fi folosit și pentru a detecta orice vârf în fenomenele de erupție solară, atâta timp cât aceste erupții creează suficiente particule energetice pentru a provoca o creștere măsurabilă a 14 C.
O examinare a curbei de calibrare, care are o rezoluție în timp de cinci ani, a arătat trei intervale în ultimii 3000 de ani în care 14 C a crescut semnificativ [15] . Pe baza acestui fapt, doi cedri japonezi au fost examinați la o rezoluție de un an și au arătat o creștere de 1,2% în 774 CE. e., care este de aproximativ douăzeci de ori mai mult decât se aștepta de la clătinarea solară normală. Acest vârf a scăzut constant în următorii câțiva ani. Rezultatul a fost confirmat de studii ale lemnului de stejar german , pin de California , zada siberiană și lemn de kauri din Noua Zeelandă [16] [17] . Toate definițiile sunt consistente atât în timp, cât și în amplitudinea efectului. În plus, măsurătorile scheletelor de corali din Marea Chinei de Sud au arătat schimbări semnificative la 14 C pe parcursul mai multor luni aproximativ în același timp; cu toate acestea, data poate fi setată doar la ±14 ani în jurul anului 783 d.Hr. [18] .
Carbon-14 nu este singurul izotop care poate fi produs de particule energetice. Beriliul-10 ( 10 Be) se formează și din azot și oxigen și este depus în gheața polară. Cu toate acestea, depunerea de 10 Be poate fi strâns legată de vremea locală și prezintă o variabilitate geografică extremă; este de asemenea mai dificil să se determine datele [19] . Cu toate acestea, o creștere a 10 Be în timpul anilor 770 a fost detectată într- un miez de gheață din Antarctica , deși semnalul a fost mai puțin luminos din cauza rezoluției temporale mai scăzute (câțiva ani); o altă creștere mai mică a fost observată în Groenlanda [16] [20] . Când au comparat datele de la două situri din Groenlanda de Nord și unul din Antarctica de Vest, toate obținute cu o rezoluție de un an, toate au arătat un semnal puternic: profilul de timp se potrivea, de asemenea, bine cu rezultatele 14 C (în cadrul incertitudinii de datare pentru datele 10 Be) [21] . Clorul-36 ( 36 Cl) poate fi obținut din argon și depus în gheață polară; deoarece argonul este o componentă minoră a atmosferei, conținutul său este scăzut. Aceleași miezuri de gheață care au arătat 10 Be au prezentat și o creștere a 36 Cl, deși cu o rezoluție de cinci ani nu a fost posibilă o potrivire detaliată.
Cel de-al doilea eveniment AD 993/4 a produs, de asemenea, detectarea 14 C în inelele copacilor, dar la o intensitate mai mică [20] . Acest eveniment a dus, de asemenea, la o creștere vizibilă a conținutului de 10 Be și 36 Cl în nucleele de gheață din Groenlanda . Al treilea eveniment cunoscut a fost în 660 î.Hr. [22] , și există câțiva candidați mai slabi.
Dacă se presupune că aceste evenimente provin din particule rapide în timpul erupțiilor mari, nu este ușor să estimați energia particulelor într-o erupție sau să o comparați cu evenimentele cunoscute. Evenimentul Carrington nu apare în înregistrarea la 14 C și nici alte evenimente cu particule mari care au fost observate direct. Fluxul de particule trebuie estimat prin calcularea vitezei de producție de radiocarbon și apoi modelând comportamentul CO 2 odată ce acesta a intrat în ciclul carbonului ; proporția de radiocarbon creată care este preluată de copaci depinde într-o oarecare măsură de acest ciclu. Ca o complicație suplimentară, izotopii cosmogeni sunt produși predominant de protoni energetici (câteva sute de MeV ). Spectrul de energie al particulelor de erupție solară variază considerabil între evenimente; unul cu un spectru „hard”, cu mai mulți protoni de înaltă energie , ar fi mai eficient la creșterea 14 C. Cea mai puternică erupție, care a avut și un spectru dur, care a fost observată instrumental, a avut loc în februarie 1956 (începutul testarea nucleară ascunde orice posibile efecte în înregistrările 14 C); s-a calculat că, dacă o singură rachetă ar fi responsabilă pentru evenimentul AD 774/5, ar trebui să fie de 25-50 de ori mai puternică decât aceasta [23] . Un grup de pete solare poate produce mai multe erupții în timpul existenței sale, iar efectele unei astfel de secvențe vor fi agregate pe parcursul unui an acoperit de o măsurătoare de 14 C; cu toate acestea, efectul general ar fi încă de zece ori mai mare decât orice s-a văzut într-o perioadă similară în epoca modernă.
Erupţiile solare nu sunt singura modalitate de a obţine izotopi cosmogenici . O explozie de raze gamma lungă sau scurtă a fost propusă ca se potrivește cu toate detaliile evenimentului AD 774/5 dacă a fost suficient de aproape [24] [25] . Cu toate acestea, se știe în prezent că această explicație este foarte puțin probabilă, iar evenimentele extreme de protoni solari sunt singura explicație rezonabilă pentru exploziile observate în producția de izotopi cosmogeni.
Au fost făcute o serie de încercări pentru a găsi dovezi suplimentare care să susțină interpretarea vârfului izotopului AD 774/5 ca o superflare prin examinarea datelor istorice. Evenimentul Carrington a dus la aurore la sud, până în Caraibe și Hawaii , ceea ce corespunde unei latitudini geomagnetice de aproximativ 22° [26] , dacă evenimentul din 774/5 AD corespunde unei erupții și mai energice, atunci aurorele ar fi trebuit să dobândească. un caracter global.
Usoskin și colaboratorii [16] au citat referințe la aurore în cronicile chinezești pentru 770 (de două ori), 773 și 775 . Ei citează, de asemenea, o „cruce roșie” pe cer în 773/4/6 CE. e. din Cronica anglo-saxonă [27] ; „scuturi inflamate” sau „scuturi care arde în roșu” văzute pe cerul deasupra Germaniei în anul 776 d.Hr. , înregistrate în Analele Regatului Francilor ; „foc în rai” în Irlanda în 772 e.n. e. .; și un fenomen în Germania în 773 d.Hr. , interpretat ca călăreți pe cai albi. Creșterea activității solare în regiunea de creștere cu 14 C este confirmată de rapoartele de aurore din China , datate 776 d.Hr. e. 12 ianuarie, după cum detaliază Stevenson și colab. [28] . Înregistrările chineze descriu mai mult de zece benzi de lumini albe „ca mătasea răspândită” care se întind pe cele opt constelații chineze; strălucirea a durat câteva ore. Observările, făcute în timpul dinastiei Tang , au fost făcute în capitala Xi'an .
Cu toate acestea, există o serie de dificultăți asociate cu încercarea de a lega creșterea concentrațiilor de 14 C cu înregistrările istorice. Data inelului copacilor poate fi eronată, deoarece nu există niciun inel vizibil (veme neobișnuit de rece) sau două inele (a doua creștere în toamna caldă) în timpul anului. Dacă vremea rece ar fi globală în urma unei erupții vulcanice majore, este posibil ca efectele să fie și globale: data aparentă a concentrației de 14C s - ar putea să nu se potrivească întotdeauna cu cronicile.
Pentru vârful izotopului din timpul conjuncției AD 993/994, studiat de Hayakawa și colab .[29] . Documentele istorice cercetate în prezent arată o grupare de observații de aurore la sfârșitul anului 992 , în timp ce relația lor cu vârful izotopului este încă în dezbatere.
Superflare par să fie asociate cu un nivel general ridicat de activitate magnetică. Pe lângă căutarea evenimentelor individuale, înregistrările izotopilor pot fi examinate pentru a găsi nivelurile de activitate din trecut și pentru a identifica perioadele în care este posibil să fi fost mult mai mare decât este acum. Rocile lunare oferă o înregistrare neafectată de ecranarea geomagnetică și procesele de transport. Atât razele cosmice , cât și evenimentele cu particule solare pot crea izotopi în roci și sunt afectate de activitatea solară. Razele cosmice sunt mult mai energice și pătrund mai adânc și pot fi distinse de particulele solare care afectează straturile exterioare. Se pot produce mai mulți radioizotopi diferiți cu timpi de înjumătățire foarte diferite; concentrația fiecăruia dintre ele poate fi considerată ca reprezentând valoarea medie a fluxului de particule de-a lungul timpului său de înjumătățire. Deoarece fluxurile trebuie convertite în concentrații izotopice prin simulare, există o anumită dependență de model. Aceste date sunt în concordanță cu opinia că fluxul de particule solare energetice cu energii de peste câteva zeci de MeV nu s-a modificat în perioade de la cinci mii la cinci milioane de ani. Desigur, o perioadă de activitate intensă pe o perioadă scurtă de timp în raport cu timpul de înjumătățire nu va fi detectată.
Măsurătorile 14 C , chiar și cu rezoluție temporală scăzută, pot indica starea activității solare în ultimii 11.000 de ani înainte de 1900 . Deși datarea cu radiocarbon a fost aplicată unor evenimente vechi de 50.000 de ani, în timpul deglaciațiilor Holocenului timpuriu , biosfera și absorbția sa de carbon s-au schimbat dramatic, făcând estimarea până acum nepractică; după aproximativ 1900 efectul Suess, face interpretarea dificilă. Concentrațiile de 10 Be în nucleele de gheață polară multistrat oferă o măsură independentă a activității. Ambele măsuri sunt în acord rezonabil între ele și cu numărul de pete solare ( numărul Wolff ) din ultimele două secole. Ca o verificare suplimentară, izotopii de titan-44 ( 44Ti ) pot fi extrași din meteoriți ; aceasta oferă o măsură a activității care nu este afectată de schimbările de trafic sau de câmpul geomagnetic. Deși limitat la aproximativ ultimele două secole, este în concordanță cu toate, cu excepția uneia dintre reconstrucțiile din 14 C și 10 Be și confirmă valabilitatea acestora. Exploziile de energie descrise mai sus sunt rare; la scări mari de timp (semnificativ mai mult de un an), razele cosmice predomină în fluxul de particule radiogenice . Sistemul solar interior este protejat de câmpul magnetic general al Soarelui , care este foarte dependent de timpul ciclului și de puterea ciclului. Rezultatul este că perioadele de activitate intensă apar ca o scădere a concentrației tuturor acestor izotopi . Deoarece razele cosmice sunt afectate și de câmpul geomagnetic , dificultățile în reconstruirea acestui câmp limitează acuratețea reconstrucțiilor.
O reconstrucție a activității 14 C în ultimii 11.000 de ani nu arată o perioadă semnificativ mai lungă decât cea actuală; de fapt, nivelul general de activitate în a doua jumătate a secolului al XX-lea a fost cel mai ridicat din anul 9000 î.Hr. e. În special, activitatea din jurul evenimentului din 14 C d.Hr. 774 (medie pe parcursul deceniilor) a fost ușor sub media pe termen lung, în timp ce evenimentul din 993 d.Hr. a coincis cu un ușor minim. Un studiu mai detaliat al perioadei de la 731 la 825 , care combină mai multe seturi de date 14 C cu rezoluții de un și doi ani, cu numărătoare de jumătate de auroră și pete solare , arată o creștere generală a activității solare (de la un nivel scăzut) după aproximativ 733 . , atingând cel mai mare maxim după 757 și rămânând maxim în anii 760 și 770 ; au existat mai multe aurore în acest timp și chiar o auroră de latitudini joase în China .
Efectul acestui tip de superflare, care pare să fie găsit pe nouă stele candidate părinte, ar fi catastrofal pentru Pământ și ar lăsa urme în sistemul solar ; un eveniment de pe cuptorul S , de exemplu, a dus la o creștere a luminozității stelelor de aproximativ douăzeci de ori. Thomas Gold a sugerat că urmele de pe suprafața superioară a unor roci lunare pot fi cauzate de o erupție solară , care implică o creștere a luminozității de peste o sută de ori în 10-100 de secunde la un moment dat în ultimii 30.000 de ani [30] . Pe lângă efectele terestre, aceasta ar provoca topirea locală a gheții, urmată de suprarăcire până la lunile lui Jupiter . Nu există nicio dovadă că în sistemul solar s-au produs explozii de această magnitudine [8] .
Chiar și pentru superflare mult mai mici, la capătul inferior al intervalului Kepler , consecințele vor fi severe. În 1859, un eveniment de la Carrington a provocat întreruperi în sistemul telegrafic din Europa și America de Nord . Impacturile posibile astăzi includ:
În mod evident, superflacurile se repetă adesea și nu apar ca evenimente separate. NO și alți azoți neobișnuiți produși de particulele de explozie catalizează epuizarea ozonului fără a fi absorbiți singuri și au o durată de viață lungă în stratosferă . Focarele cu o frecvență de o dată pe an sau chiar mai puțin vor avea un efect cumulativ; Distrugerea stratului de ozon poate fi permanentă și poate duce cel puțin la epuizarea acestuia.
Superflare au fost, de asemenea, propuse ca o soluție la paradoxul slab al Soarelui tânăr [31] .
Deoarece superflacurile pot proveni din stele care par a fi echivalente în toate privințele cu Soarele, este firesc să ne întrebăm dacă pot avea originea de la Soarele însuși ? O estimare, bazată pe studiile fotometrice originale ale lui Kepler , a presupus frecvența stelelor de tip solar (tipul G timpuriu și perioada de rotație mai mare de 10 zile) o dată la 800 de ani pentru o energie de 1034 erg și la fiecare 5000 de ani timp de 1035 erg . 3] . Un eșantion de un minut a dat statistici pentru izbucnirile mai puțin energetice și a dat o frecvență a unei izbucniri de energie de 1033 erg la fiecare 5-600 de ani pentru o stea care se rotește la fel de încet ca Soarele ; aceasta ar fi evaluată ca X100 pe scara erupției solare [5] . Aceasta se bazează pe o comparație directă a numărului de stele studiate cu numărul de erupții observate. Extrapolarea statisticilor empirice pentru erupțiile solare la energii de 1035 erg sugerează o frecvență de o dată la 10.000 de ani.
Cu toate acestea, acest lucru nu corespunde proprietăților cunoscute ale superflarelor stelare. Astfel de stele sunt extrem de rare în datele Kepler ; un studiu a arătat doar 279 de astfel de stele din 31.457 studiate (o fracțiune sub 1%); pentru stele mai vechi, până la 0,25% [3] . În plus, aproximativ jumătate dintre stele active au prezentat izbucniri repetate: o stea a avut până la 57 de evenimente în 500 de zile. Concentrându-se pe stelele de tip solar , cea mai activă erupție medie este la fiecare 100 de zile; Frecvența de apariție a supererupțiilor în cele mai active stele precum Soarele este de 1000 de ori mai mare decât media pentru astfel de stele. Acest lucru sugerează că acest comportament nu are loc pe toată durata vieții unei stele, ci este limitat la episoade de activitate extraordinară. Acest lucru este confirmat și de o relație clară între activitatea magnetică a stelei și activitatea sa superflare; în special, superflarele stelare sunt mult mai active (în funcție de zona spotului stelar) decât Soarele .
Nu există nicio dovadă că erupția a fost mai mare decât evenimentul Carrington în ultimii 200 de ani (aproximativ 1032 ergi , sau 1/10.000 dintre cele mai mari superflare). Deși evenimentele mai mari din 14 C înregistrează ca. AD 775 este identificat în mod unic ca un eveniment solar, relația sa cu energia erupției este neclară și este puțin probabil să depășească 1032 erg .
Erupțiile mai energice par să fie excluse din cauza considerațiilor energetice pentru Soarele nostru , care sugerează că acesta nu este capabil să emită erupții mai mari de 10 34 erg [32] . Calculul energiei libere în câmpurile magnetice din regiunile active, care pot fi eliberate sub formă de erupții, dă o limită superioară inferioară de aproximativ 3×10 32 erg , ceea ce sugerează că cea mai energetică superflare poate fi de trei ori mai mare decât în cazul unui Carrington . eveniment [33] .
Unele stele au un câmp magnetic de 5 ori mai mare decât al Soarelui și se rotesc mult mai repede și, teoretic, pot produce o erupție de până la 1034 ergi . Acest lucru poate explica unele dintre superflare de la capătul inferior al intervalului. Mersul mai sus de aceasta poate necesita o curbă de rotație a energiei anti-solare - una în care regiunile polare se rotesc mai repede decât regiunile ecuatoriale [33] [34] .