A szuperfáklyák a csillagokon megfigyelt nagyon erős robbanások, amelyek energiája tízezerszer nagyobb, mint a tipikus napkitörések energiája . Az ebbe az osztályba tartozó csillagok megfelelnek a napelemes megfelelőkre vonatkozó feltételeknek , és várhatóan nagyon hosszú ideig stabilak lesznek. Az eredeti kilenc jelöltet különféle módszerekkel fedezték fel. A Kepler műhold felbocsátásáig nem volt lehetőség szisztematikus kutatásra , amely hosszú időn keresztül nagyon sok napelem típusú csillagot figyelt meg.nagyon nagy pontossággal. Ez a tanulmány kimutatta, hogy a csillagok kis része erős kitöréseket hozott létre, amelyek 10 000-szer erősebbek, mint a Napból ismert legerősebb kitörések. Sok esetben több szuperfák is volt ugyanazon a csillagon. A fiatalabb csillagok gyakrabban villantak fel, mint az idősebbek, de az idősebb csillagokon, például a Napon is megfigyeltek erős fellángolásokat.
Minden szuperfáklyás csillag kváziperiodikus fényerő -változásokat mutat, amelyeket nagyon nagy csillagfoltokként értelmeznek, amelyek a fajok felszínén forognak. A spektroszkópiai vizsgálatok olyan spektrumvonalakat találtak , amelyek egyértelműen jelzik az erős és kiterjedt mágneses terekhez kapcsolódó kromoszférikus aktivitást. Ez arra utal, hogy a szuperkitörések csak méretükben különböznek a napkitörésektől .
Kísérleteket tettek a múltbeli napkitörések kimutatására a sarki jég nitrátkoncentrációjából (ez a módszer később kiderült, hogy nem működött), az aurora történeti megfigyelései és azokból a radioaktív izotópokból , amelyeket a napenergia részecskék képesek előállítani. Noha három olyan eseményt (i.sz. 774, i.sz. 994 és 660) találtak található szén-14a
A szoláris szuperkitöréseknek drasztikus következményei lesznek, különösen, ha egymást követő eseményekként jelentkeznek. Mivel előfordulhatnak a Nappal azonos korú, tömegű és összetételű csillagokban , ezek az események nem zárhatók ki. A kozmogén izotópokra vonatkozó adatok elemzése azonban azt mutatja, hogy az elmúlt tízezer évben nem voltak ilyen kitörések a Napon. A nap típusú szuperkitörések azonban nagyon ritkák, és a Napnál nagyobb mágneses aktivitású csillagokban fordulnak elő ; ha mégis előfordulnak napszuperkitörések, azok jól körülhatárolható epizódokban fordulhatnak elő, amelyek az idő egy kis részét teszik ki.
A szuperfáklyák a csillagokon nem ugyanazok, mint egy csillag fellángolása, amely általában egy nagyon késői spektrális típusú vörös törpe . A kifejezés a csillagokon bekövetkezett nagy átmeneti eseményekre korlátozódik, amelyek megfelelnek a következő feltételeknek [1] :
Valójában az ilyen csillagok a Nap analógjainak tekinthetők . Kezdetben kilenc szuperláng csillagot fedeztek fel, amelyek közül néhány nagyon hasonlít a Naphoz.
Az eredeti cikk [1] kilenc jelölt objektumot azonosított:
| Csillag | Spectrum. Osztály | V(mag) | Meghatározás módja | Vaku amplitúdója | Tartós | energia ( erg ) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Groombridge 1830 | G8V | 6.45 | fotós. | ΔB = 0,62 m | 18 perc | E B ~10 35 |
| Kappa¹ Kita | G5V | 4.83 | spektroszkóp. | EW(He) = 0,13Å | ~ 40 perc | E~2×10 34 |
| MT Bika | G5V | 16.8 | fotós. | ΔU = 0,7 m | ~ 10 perc | E U ~10 35 |
| Pi¹ Ursa Major | G1.5 Vb | 5.64 | röntgen. | L X \u003d 10 29 erg /mp | >~ 35 perc | E X = 2 × 10 33 |
| S Kemencék | G1V | 8.64 | vizuális | ∆V ~ 3m | 17-367 perc | E V ~2×10 38 |
| BD +10°2783 | G0 V | 10.0 | röntgen. | L X \u003d 2 × 10 31 erg /s | ~ 49 perc | E X >>3×10 34 |
| Omicron Eagle | F8 V | 5.11 | fotométer. | ∆V = 0,09 m | ~ 5-15 nap | E BV ~9×10 37 |
| 5 kígyó | F8 IV-V | 5.06 | fotométer. | ∆V = 0,09 m | ~ 3-25 nap | E BV ~7×10 37 |
| UU északi korona | F8 V | 8.86 | fotométer. | ∆I = 0,30 m | >~ 57 perc | E opt ~7×10 35 |
A megfigyelések tárgyonként eltérőek. Ezek egy része röntgensugaras mérés , mások vizuális, fényképészeti , spektroszkópiai vagy fotometriai mérések . Az eseményenergiák 2×10 33 és 2×10 38 erg között mozognak .
A Kepler űrobszervatórium egy olyan műszer, amelyet arra terveztek, hogy bolygókat keressen tranzit módszerrel. A fotométer folyamatosan figyeli 150 000 csillag fényességét az ég egy meghatározott területén (a Cygnus , Lyra és Draco csillagképekben), hogy észlelje a csillagkorong előtt elhaladó bolygók által okozott fényerő-változásokat . A fotométer több mint 90 000 sárga törpét ( hasonlóan a Naphoz ) követ a fő sorozatban . A megfigyelt terület a teljes égbolt körülbelül 0,25%-ának felel meg. A fotométer 400-865 nm hullámhosszra érzékeny , lefedi a teljes látható spektrumot és az infravörös tartomány egy részét . A Kepler által elért fotometriai pontosság jellemzően 0,01% (0,1 mmA) a 12. magnitúdójú csillagok 30 perces integrációs időintervallumában.
A nagy pontosság, a nagyszámú megfigyelhető csillag és a hosszú megfigyelési időszak teszi a Keplert ideálissá szuperfáklyák észlelésére. A 2012 -ben és 2013 -ban publikált tanulmányok 83 000 csillagot vontak be 500 napos időszak alatt (az adatok elemzésének nagy részét öt gólyával végezték) [2] [3] [4] . A csillagokat a Kepler -katalógusból úgy választottuk ki, hogy T eff ( effektív hőmérséklet ) 5100 és 6000 K között legyen ( napértéke 5750 K ), hogy a Naphoz hasonló spektrumtípusú csillagokat találjanak , a felszíni gravitációs log g>4,0 pedig az alóriások és az óriások kiküszöbölésére. óriások . A spektrális típusok F8-tól G8-ig terjednek. Az adatintegrációs intervallum 30 perc volt az eredeti vizsgálatban. 1547 szuperkitörést észleltek 279 naptípusú csillagon . A legintenzívebb események 30%-kal növelték a csillagok fényességét, energiájuk pedig 10 36 erg volt . A fehér fény felvillanása a Napon körülbelül 0,01%-kal változtatja meg a fényerőt, és a legerősebb villanások látható fényenergiája körülbelül 10 32 erg . (Ezek az energiák mindegyike az optikai emissziós sávban van, ezért alsó határértéket jelent, mivel bizonyos energia más hullámhosszokon is kibocsátódik.) A legtöbb esemény sokkal kevésbé volt energikus, a felvillanási amplitúdók 0,1% alatti látszólagos amplitúdójúak , az energiák pedig 2 × 10 alattiak voltak. 30 perces időközönként 33 erg észlelhető. A fáklyák gyors növekedést mutattak, amelyet 1-3 órás időskálán exponenciális lelassulás követett. A legerősebb események tízezerrel több energiának feleltek meg, mint a Napon észlelt legnagyobb kitörések. Egyes csillagok nagyon gyakran lobbantak fel: egy csillag 57-szer villant fel 500 nap alatt, átlagosan kilenc naponként egyszer. A fáklyák statisztikájához a fáklyák száma az E energiával körülbelül E -2 értékkel csökkent , ami hasonló a napkitörésekhez. A fellángolás időtartama az energiájának növekedésével nőtt, ismét a Nap viselkedésének megfelelően.
Néhány Kepler -adat mintavételezése percenként történik, bár a pontosság csökkenése elkerülhetetlen [5] . Ha ezeket az adatokat egy kis csillagmintán felhasználjuk, akkor olyan felvillanásokat tárunk fel, amelyek túl rövidek ahhoz, hogy 30 perces intervallumon belül megbízhatóan észlelhetőek legyenek, ami lehetővé teszi az olyan események észlelését, amelyek energiakibocsátása akár 10 32 erg is lehet, ami a Nap legfényesebb kitöréseihez hasonlítható . Az eseménysebességet az energia függvényében az E −n hatványtörvény írja le, ha kiterjesztjük kisebb energiákra, ahol n körülbelül 1,5. Ezzel az időbeli felbontással egyes szuperfáklyák több csúcsot mutatnak 100-1000 másodperces különbséggel, ami ismét a napkitörés pulzációjához hasonlítható . A KIC 9655129 csillag két periódusot mutatott, egyenként 78 és 32 percet, ami magnetohidrodinamikai oszcillációkat jelez a fáklyás régióban [6] . Ezek a megfigyelések azt mutatják, hogy a szuperfáklyák csak méretükben különböznek, nem típusaiban, a napkitörésektől.
A szuperkitöréseket tapasztaló csillagok kvázi periodikus fényességváltozást mutatnak, amit a csillagon forgó csillagfoltok megjelenésének bizonyítékaként értelmeznek . Ez lehetővé teszi a csillag forgási idejének becslését: az értékek kevesebb, mint egy naptól több tíz napig változnak (a Nap értéke 26 nap). A Napon a műholdak radiometriai megfigyelése azt mutatja, hogy a nagy napfoltok 0,2%-kal csökkenthetik a fényességet. A szuperkitöréseket tapasztaló csillagokban a leggyakoribb fényességingadozás 1-2%, bár akár 7-8% is lehet, ami arra utal, hogy a csillagfoltok területe jóval nagyobb lehet, mint a Napban. Egyes esetekben a fényerő változása csak egy vagy két nagy csillagfolttal modellezhető, bár nem minden eset ilyen egyszerű. A csillagfoltok lehetnek kisebb foltok csoportjai vagy egyetlen óriási folt.
A fáklyák gyakoribbak a rövid forgási periódusú csillagokban. A legnagyobb fáklyák energiája azonban nincs összefüggésben a forgási periódussal. A hosszabb periódusú csillagok is sokkal gyakrabban törnek ki; hajlamosak az energikusabb kitörésekre is. A leglassabban forgó csillagokban is nagy eltérések észlelhetők: egy csillag forgási periódusa 22,7 nap volt, a variációk pedig a felszín 2,5%-os foltborítására utalnak, ami több mint tízszerese a maximális napértéknek. Ha az amplitúdó változása alapján megbecsüljük a csillagfoltok méretét , és feltételezzük a mágneses mezők foltokban mért értékét (1000 gauss ), meg lehet becsülni a rendelkezésre álló energiát: minden esetben elegendő energia áll rendelkezésre a legnagyobb megfigyelhető kitörések táplálására is. . Ez azt sugallja, hogy a szuperfáklyák és a napkitörések mechanizmusa majdnem ugyanaz.
Annak meghatározásához, hogy előfordulhatnak-e szuperkitörések a Napon , fontos leszűkíteni a Naphoz hasonló csillagok definícióját . Ha a hőmérsékleti tartományt 5600 K feletti és alatti T eff csillagokra osztjuk (korai és késői G-típusú csillagok), akkor az alacsonyabb hőmérsékletű csillagok körülbelül kétszer nagyobb valószínűséggel mutatnak szupervillanást, mint a napelemes csillagok . Ami a kitöréseket tapasztaló csillagokat illeti, felvillanási gyakoriságuk (évenkénti szám) körülbelül ötször nagyobb a késői típusú csillagok esetében. Köztudott, hogy a csillagok forgási sebessége és mágneses aktivitása is csökken a kor előrehaladtával a G-típusú csillagokban. A fáklyás csillagokat gyorsan és lassan forgó csillagokra osztják, és a fényesség-változásokból becsült forgási periódus alapján végzik a fellobbanást: a leggyorsabban forgó (és feltehetően a legfiatalabb) csillagok nagy valószínűséggel forognak: különösen a periódussal forgó csillagok. 10 napnál rövidebb, az aktivitás előfordulásának valószínűsége 20-30-szor nagyobb. Ugyanakkor 44 szuperfáklyát észleltek 19 csillagon, amelyek hőmérséklete hasonló a Napéhoz, és a forgási periódusuk több mint 10 nap (a 14 000 vizsgált csillagból); A Napnál lassabban forgó csillagokon négy szuperfellobbanást észleltek, amelyek energiája 1-5×10 33 erg tartományba esett (a mintában kb. 5000). A fáklyák energiaeloszlása minden csillagosztályban azonos alakú: bár az olyan csillagok, mint a Nap, kisebb a felvillanási valószínűséggel, ugyanolyan arányban fordulnak elő bennük a nagyon energikus kitörések, mint a fiatalabb, hűvösebb csillagokban.
A Kepler -adatokat a G-nél későbbi csillagok kitöréseinek keresésére is használták . Egy 23 253 csillagból álló mintát vizsgáltak, amelyek effektív hőmérséklete T eff kisebb, mint 5150 K és felszíni gravitációs log g>4,2, ami a fősorozat későbbi csillagainak felel meg. K0V a fáklyák felkutatására 33,5 napon belül [7] . 373 csillagnál észleltek látszólagos kitörést. Egyes sztároknak csak egy villanása volt, míg másoknak akár tizenöt is. A legerősebb események 7-8%-kal növelték a csillag fényességét. Ez nem különbözik gyökeresen a G-típusú csillagok fáklyáinak maximális fényességétől; mivel azonban a K és M csillagok kevésbé fényesek, mint a G típusú, ez arra utal, hogy ezeknek a csillagoknak a kitörései kevésbé energikusak. A vizsgált csillagok két osztályát összehasonlítva úgy tűnik, hogy az M csillagok gyakrabban villannak fel, mint a K csillagok , de az egyes felvillanások időtartama általában rövidebb. Lehetetlen következtetést levonni a szuperfáklyákat mutató G és K típusú csillagok egymáshoz viszonyított arányáról, illetve az ilyen aktivitást mutató csillagok fellángolásának gyakoriságáról, mivel a két vizsgálatban a felvillanások kimutatásának algoritmusai és kritériumai nagyon eltérőek.
A legtöbb (bár nem mindegyik) narancssárga törpe és vörös törpe ugyanazt a kváziperiodikus fényerő-változást mutatja, mint a sárga törpék . Van egy tendencia az energikusabb fellángolások felé a változóbb csillagokon; a fellángolás gyakorisága azonban gyengén kapcsolódik a változékonysághoz.
Amikor szuperkitöréseket fedeztek fel szoláris típusú csillagokon , azt javasolták [8] , hogy ezeket a kitöréseket a csillag mágneses mezejének és egy olyan óriásbolygó mágneses terének kölcsönhatása okozhatja, amely olyan közel kering a csillaghoz, hogy a mágneses mezők kimerülnek. összekapcsolt. A forgás és/vagy az orbitális mozgás addig csavarja a mágneses mezőket, amíg a mezők újrakonfigurálása robbanásszerű energiafelszabadulást nem okoz. A Canis Hound RS változók szoros bináris rendszerek, 1 és 14 nap közötti keringési periódussal, amelyben egy F- vagy G-típusú fősorozatú csillag az elsődleges, és minden keringési fázisban erős kromoszférikus aktivitással rendelkeznek. Ezeknek a rendszereknek a fényereje az elsődleges csillagon lévő nagy napfoltoknak tulajdonítható; némelyiken nagy fáklyák láthatók, amelyeket feltételezhetően mágneses átkonfigurálás okoz. Egy ilyen rendszerben egy társ elég közel van ahhoz, hogy árapály-kölcsönhatásokkal megforgatja a csillagot.
Egy gázóriás azonban nem lenne elég masszív ehhez, így a csillag különböző mérhető tulajdonságai (forgási sebesség, kromoszférikus aktivitás) változatlanul maradnának. Ha az óriás és az elsődleges csillag elég közel lenne ahhoz, hogy a mágneses mezők összekapcsolódjanak, a bolygó pályája addig csavarná a mágneses erővonalakat, amíg a konfiguráció instabillá válik, amit egy erős energiakitörés kíséretében egy fáklya formájában. Kepler több gázóriást fedezett fel a pálya közelében, ezeket forró Jupitereknek nevezik . Két ilyen rendszer vizsgálata során az elsődleges szinkronizálás kromoszférikus aktivitásának időszakos változásait mutatták ki , a műhold periódusával szinkronban.
A Kepler nem képes minden bolygótranzitot észlelni , mivel a bolygópályát nem láthatja a Földről . A forró Jupiter pályája azonban olyan közel van az elsődlegeshez, hogy a tranzit valószínűsége körülbelül 10%. Ha a szuperkitöréseket a közeli bolygók okozták, a felfedezett 279 felvillanó csillagnak körülbelül 28 áthaladó műholddal kell rendelkeznie; de egyikük sem mutatott bizonyítékot efféle tranzitokra, valójában kizárva ezt a magyarázatot.
A szuperfáklyák spektroszkópiai vizsgálatai lehetővé teszik azok tulajdonságainak részletesebb meghatározását a fáklyák okának feltárásának reményében. Az első vizsgálatokat a hawaii Subaru teleszkóp spektrográfjával végezték [9] [10] . Körülbelül 50 napelem típusú csillagot vizsgáltak meg részletesen , amelyekről Kepler megfigyelései kimutatták, hogy szupervillanási aktivitást mutatnak. Ezek közül csak 16 volt kettős csillag vagy spektroszkópiai kettős csillag ; kizárták őket a vizsgálatból, mivel a közeli kettősrendszerek gyakran aktívak, míg a kettőscsillagok esetében az ő műholdjaikon van lehetőség aktivitásra. A spektroszkópia lehetővé teszi az effektív hőmérséklet, a felületi gravitáció és a héliumnál nehezebb elemek mennyiségének pontos meghatározását (" fémesség "); A 34 egyes csillag többsége a G spektrális fő sorozaton fekvő csillagnak bizonyult, és összetétele hasonló a Napéhoz. Mivel az olyan tulajdonságok, mint a hőmérséklet és a felszíni gravitáció a csillagok élete során változnak, a csillagfejlődés elmélete lehetővé teszi a csillagok korának becslését: a legtöbb esetben a kor több mint néhány százmillió év. Ez azért fontos, mert a nagyon fiatal sztárokról ismert, hogy sokkal aktívabbak. Kilenc csillag felel meg a fentebb megadott szűkebb napelem-típus definíciónak, 5600 K -t meghaladó hőmérséklettel és 10 napot meghaladó forgási periódussal; néhányuknak 20 vagy akár 30 napnál hosszabb menstruációja volt. A 34 csillagból csak öt írható le gyorsan forgó csillagnak.
A LAMOST megfigyeléseket 5648 Napszerű csillag kromoszférikus aktivitásának mérésére használták a Kepler -mezőben , köztük 48 szuperfáklyát [11] . Ezek a megfigyelések azt mutatják, hogy a csillagok szuperfáklyái általában nagyobb kromoszférikus kilökődéssel rendelkeznek , mint más csillagok, köztük a Nap. A Napnál alacsonyabb vagy ahhoz hasonló aktivitású csillagokon azonban léteznek szuperkitörések, ami arra utal, hogy a napkitörések és a szuperkitörések valószínűleg azonos eredetűek. A tanulmányban szereplő, nagyon nagy Napszerű csillagok együttese részletes és megbízható becsléseket ad a kromoszféra aktivitása és a szuperfáklyák előfordulása közötti kapcsolatról.
Minden csillag kváziperiodikus fényességi ingadozást mutatott 0,1% és majdnem 10% között, ami a nagy csillagfoltok forgásával magyarázható [12] . Ha egy csillagon nagy foltok vannak, a kromoszféra aktivitási szintje magas lesz; különösen a napfoltcsoportok körül nagy kromoszférikus pelyhek képződnek. Ismeretes, hogy a kromoszférában keletkező egyes nap- és csillagvonalak intenzitása , különösen az ionizált kalcium (Ca II) és a hidrogén Hα vonala , a mágneses aktivitás mutatói. A Naphoz közeli csillagok Ca-vonalainak megfigyelései még a 11 éves napciklusra emlékeztető ciklikus változásokat is mutatnak . Bizonyos Ca II infravörös vonalak megfigyelésével 34 csillag szuperfáklya esetén meg lehetett becsülni azok kromoszférikus aktivitását. Ugyanazon vonalaknak a Nap aktív tartományán belüli pontokban végzett mérései, valamint a helyi mágneses tér egyidejű mérései azt mutatják, hogy általános kapcsolat van a mező és az aktivitás között.
Bár a csillagok egyértelmű összefüggést mutatnak a forgási sebesség és az aktivitás között, ez nem zárja ki a lassan forgó csillagok aktivitását: még a lassan mozgó csillagok, például a Nap is nagy aktivitásúak lehetnek. Valamennyi megfigyelt csillagszuperfáklya aktívabb volt, mint a Nap , ami nagy mágneses terekre utal. Szintén összefüggés van a csillagok aktivitása és a fényesség változása (és így a csillagfoltok lefedettsége ) között is: minden nagy amplitúdóváltozású csillag nagy aktivitást mutatott.
A variációk nagyságából a csillagfoltokkal lefedett hozzávetőleges terület , valamint a kromoszférikus aktivitásból becsült térerősség ismerete lehetővé teszi a mágneses térben tárolt teljes energia becslését; minden esetben volt elegendő energia a terepen a legnagyobb szuperfáklyákhoz is. Mind a fotometriai, mind a spektroszkópiai megfigyelések összhangban vannak azzal az elmélettel, hogy a szuperfáklyák csak méretarányukban különböznek a napkitörésektől, és a mágneses energia felszabadulásával magyarázható a Napnál jóval nagyobb aktív területeken. Ezek a régiók azonban megjelenhetnek a Naphoz hasonló tömegű, hőmérsékletű, összetételű, forgási sebességű és korú csillagokon.
Mivel a Nappal látszólag azonos csillagok szuperkitöréseket tapasztalhatnak, természetes, hogy feltesszük a kérdést, hogy maga a Nap okozhatta-e ezeket , és megpróbálunk bizonyítékokat találni arra vonatkozóan, hogy ez a múltban is így volt. A nagy fáklyákat mindig energetikai részecskék kísérik, és ezek a részecskék hatást fejtenek ki, ha elérik a Földet . Az 1859-es carringtoni esemény , az általunk megfigyelt legnagyobb fellángolás, az egyenlítőig terjedő globális aurórákat hozott létre [13] . Az energetikai részecskék kémiai változásokat okozhatnak a légkörben, ami tartósan rögzíthető a sarki jégben. A gyors protonok jellegzetes izotópokat hoznak létre , különösen a szén-14- et , amelyet az élőlények képesek elnyelni és tárolni.
Amikor a napenergia részecskék elérik a Föld légkörét , ionizációt okoznak, ami nitrogén-oxidot (NO) és a nitrogén más reaktív formáit hoz létre, amelyek aztán nitrátok formájában lerakódnak . Mivel az összes energetikai részecskét kisebb-nagyobb mértékben eltéríti a Föld mágneses tere , túlnyomórészt a poláris szélességeken rakódnak le; Mivel a magas szélességi fokokon is van állandó jég, természetes, hogy jégmagokban keressük az események nitrát bizonyítékait . Grönland jégmagjainak 1561 - ig visszanyúló vizsgálata lehetővé tette évi 10-20 minta felbontásának elérését, ami elvileg lehetővé tette az egyes események kimutatását [14] . A pontos dátumok (egy vagy két éven belül) a magokban lévő éves rétegek megszámlálásával érhetők el, amelyet az ismert vulkánkitörésekhez kapcsolódó lerakódások azonosításával ellenőrizhetünk . A mag a nitrátkoncentráció éves változását tartalmazta , amelyet különböző amplitúdójú "csúcsok" kísért. A valaha feljegyzett legerősebbet néhány héttel az 1859-es carringtoni esemény után datálták . Más események azonban nitrátkibocsátáshoz vezethetnek, beleértve a biomassza elégetését, ami szintén magasabb ammóniumkoncentrációhoz vezet . Az Antarktiszról és az Északi -sarkról származó tizennégy jégmag tanulmányozása nagy nitrátkibocsátást mutatott ki, azonban egyik sem datált 1859 -re (a legközelebbi 1863 volt ). Minden ilyen robbanás ammóniummal és más égési kémiával volt összefüggésben . Nincs bizonyíték arra, hogy a nitrátkoncentrációkat a naptevékenység történeti mutatójaként lehetne használni.
Amikor az energetikai protonok belépnek a légkörbe , izotópokat hoznak létre az alapvető összetevőkkel való reakciók során; ezek közül a legfontosabb a szén-14 ( 14 C), amely akkor keletkezik, amikor a másodlagos neutronok nitrogénnel reagálnak . 14 C, melynek felezési ideje 5730 év, ezután oxigénnel reagálva szén-dioxid keletkezik , amit a növények felvesznek. A fa 14 C tartalommal való kormeghatározása a radiokarbon kormeghatározás alapja . Ha ismert korú fa áll rendelkezésre, a folyamat pontosan mérhető. A 14 C-tartalom mérése és a felezési idő felhasználása lehetővé teszi a fa keletkezésének korának becslését. A fák növekedési gyűrűi különböző környezeti tényezők által okozott mintákat mutatnak: a dendrokronológia a fák növekedési gyűrűit használja az átfedő sorozatok összehasonlításához a pontos dátumok megállapításához. A módszer alkalmazása azt mutatja, hogy a légköri 14 C hőmérséklet a naptevékenység miatt idővel változik. Ez az alapja a karbon kormeghatározási kalibrációs görbének . Nyilvánvalóan felhasználható a napkitörési jelenségek csúcspontjainak kimutatására is, amennyiben ezek a kitörések elegendő energiájú részecskét hoznak létre ahhoz, hogy mérhető 14 C -növekedést okozzanak.
Az ötéves időfelbontású kalibrációs görbe vizsgálata három olyan intervallumot mutatott ki az elmúlt 3000 év során, amikor a 14 C jelentősen megnőtt [15] . Ennek alapján két japán cédrust vizsgáltak meg egy éves felbontással, és i.sz. 774 -ben 1,2%-os növekedést mutattak . e., ami körülbelül hússzor több, mint amit a normál szoláris lötyögéstől várnánk. Ez a csúcs folyamatosan csökkent a következő néhány évben. Az eredményt német tölgy , kaliforniai fenyő , szibériai vörösfenyő és új-zélandi kauri fa vizsgálatai is megerősítették [16] [17] . Minden definíció konzisztens mind időben, mind a hatás amplitúdójában. Ezenkívül a Dél-kínai-tengeren végzett korallcsontvázak mérései jelentős változásokat mutattak a 14 C-on több hónapon keresztül, nagyjából ugyanabban az időben; a dátum azonban csak ±14 éven belül állítható be i.sz. 783 körül [18] .
A szén-14 nem az egyetlen izotóp , amelyet energetikai részecskék képesek előállítani. A berillium-10 ( 10 Be) szintén nitrogénből és oxigénből képződik, és a sarki jégben rakódik le. A 10 Be lerakódás azonban erősen összefügghet a helyi időjárással, és rendkívüli földrajzi változatosságot mutat; a dátumok meghatározása is nehezebb [19] . A 770-es években azonban 10 Be növekedést észleltek az Antarktiszról származó jégmagban , bár a jel kevésbé volt fényes az alacsonyabb időbeli felbontás miatt (több év); újabb kisebb növekedést tapasztaltak Grönlandon [16] [20] . Két észak-grönlandi és egy nyugat-antarktiszi lelőhely adatainak összehasonlításakor, amelyek mindegyike egyéves felbontással készült, mindegyik erős jelzést mutatott: az időprofil is jól illeszkedett a 14 C-os eredményekhez (a dátumozási bizonytalanságon belül a 10 Be adat) [21] . A klór-36 ( 36 Cl) argonból nyerhető és poláris jégbe rakható le; mivel az argon a légkör kisebb komponense, tartalma alacsony. Ugyanazok a jégmagok , amelyek 10 Be-t mutattak, 36 Cl- növekedést is mutattak , bár öt éves felbontással nem volt lehetséges részletes egyezés.
A második AD 993/4 esemény szintén 14 C-os detektálást eredményezett a fagyűrűkben, de alacsonyabb intenzitással [20] . Ez az esemény a grönlandi jégmagok 10 Be és 36 Cl tartalmának észrevehető növekedéséhez is vezetett . A harmadik ismert esemény ie 660-ban volt [22] , és több gyengébb jelölt is van.
Ha feltételezzük, hogy ezek az események a nagy fáklyák során fellépő gyors részecskékből származnak, nem könnyű megbecsülni a részecske energiáját egy fáklyában, vagy összehasonlítani az ismert eseményekkel. A Carrington - esemény nem jelenik meg a 14 C-rekordban, és nem jelenik meg semmilyen más, közvetlenül megfigyelt nagy részecskeesemény sem. A részecskeáramot úgy kell megbecsülni, hogy kiszámítjuk a radiokarbon termelés sebességét, majd modellezzük a CO 2 viselkedését, miután belépett a szénciklusba ; a keletkezett radiokarbon aránya, amelyet a fák felvesznek, bizonyos mértékig ettől a körforgástól függ. További szövődményként a kozmogén izotópokat túlnyomórészt energetikai protonok termelik (több száz MeV ). A napkitörés részecskéinek energiaspektruma jelentős mértékben változik az események között; egy „kemény” spektrummal rendelkező, több nagyenergiájú protonnal hatékonyabban növelné a 14 °C-ot. A legerősebb, kemény spektrummal is rendelkező, műszeresen megfigyelt fellángolásra 1956 februárjában került sor (a a nukleáris kísérletek minden lehetséges hatást elrejtenek a nyilvántartásokban 14 C); Kiszámították, hogy ha egyetlen fáklya felelős az AD 774/5 eseményért, akkor 25-50-szer erősebbnek kell lennie, mint ez [23] . Egy napfoltcsoport több fáklyát is előidézhet fennállása során, és egy ilyen sorozat hatásait egy év alatt összesítik egy 14 C-os méréssel; az összhatás azonban még mindig tízszer nagyobb lenne, mint bármi, amit a modern kor hasonló időszakában láthattunk.
A napkitörések nem az egyetlen módja a kozmogén izotópok előállításának . Egy hosszú vagy rövid gamma- kitörést javasoltak az AD 774/5 esemény minden részletének megfeleltetéseként, ha az elég közel volt [24] [25] . Ez a magyarázat azonban jelenleg nagyon valószínűtlen, és a szélsőséges szoláris protonesemények az egyetlen ésszerű magyarázat a kozmogén izotóptermelésben megfigyelt kitörésekre.
Számos kísérlet történt arra, hogy történelmi adatok vizsgálatával további bizonyítékokat találjanak, amelyek alátámasztják az AD 774/5 izotópcsúcs szuperfáklyásként való értelmezését. A Carrington-esemény délen a Karib -térségig és Hawaii -ig eredményezett aurórákat, ami körülbelül 22°-os geomágneses szélességnek felel meg [26] , ha az AD 774/5 esemény még energikusabb fellángolásnak felel meg, akkor az auróráknak el kellett volna jutniuk. globális karakter.
Usoskin és munkatársai [16] 770 -ben (kétszer), 773 -ban és 775 -ben hivatkoztak az aurórákra a kínai krónikákban . Idéznek egy „vörös keresztet” is az égen i.sz. 773/4/6 -ban. e. az Angolszász Krónikából [27] ; "gyulladt pajzsok" vagy "vörösen égő pajzsok" láthatók az egeken Németország felett i.sz. 776 -ban, feljegyezve az Annals of the Kingdom of the Franks of the Franks ; "tűz a mennyben" Írországban i.sz. 772 - ben . e. .; és egy jelenség Németországban i.sz. 773 - ban, fehér lovas lovasként értelmezve. A 14 °C körüli megnövekedett naptevékenységet megerősítik a kínai aurora i.sz. 776 -ból származó jelentései . e. január 12. Stevenson és munkatársai [28] részletezése szerint . A kínai feljegyzések több mint tíz fehér fénysávot írnak le, "mint a szétterített selyem", amelyek a nyolc kínai csillagképben húzódnak; a ragyogás több órán át tartott. A Tang-dinasztia idején történt megfigyelések a fővárosban, Hszianban történtek .
Azonban számos nehézséggel jár a 14 C-koncentráció növekedésének történelmi feljegyzésekkel való összekapcsolása. A fagyűrűs dátumok hibásak lehetnek, mert az év során nincs észrevehető gyűrű (szokatlanul hideg időjárás), vagy két gyűrű (meleg ősszel második növekedés). Ha egy nagyobb vulkánkitörést követően a hideg időjárás globális volt, akkor lehetséges, hogy a hatások globálisak is lehetnek: a 14 °C-os koncentráció látszólagos időpontja nem mindig egyezik meg a krónikák adataival.
Az izotópcsúcsra az AD 993/994 konjunkció során, Hayakawa és munkatársai tanulmányozták [29] . A jelenleg kutatott történelmi dokumentumok az aurora megfigyelések csoportosulását mutatják 992 végén , miközben az izotópcsúcshoz való viszonyuk még mindig vita tárgyát képezi.
Úgy tűnik, hogy a szuperfáklyák általánosan magas szintű mágneses aktivitással járnak. Az egyedi események keresése mellett az izotóprekordokat is meg lehet vizsgálni , hogy megtalálják a múltbeli aktivitási szinteket, és azonosítsák azokat az időszakokat, amikor az sokkal magasabb lehetett, mint a jelenlegi. A holdkőzetek olyan rekordot jelentenek, amelyet nem befolyásolnak a geomágneses árnyékolási és szállítási folyamatok. Mind a kozmikus sugarak , mind a napelemes események izotópokat hozhatnak létre a kőzetekben, és hatással vannak rájuk a naptevékenység. A kozmikus sugarak sokkal energikusabbak és mélyebbre hatolnak, és megkülönböztethetők a külső rétegekre ható naprészecskéktől. Számos különböző radioizotóp állítható elő nagyon eltérő felezési idővel; mindegyik koncentrációja a részecskék felezési ideje alatti fluxusának átlagos értékét reprezentálja. Mivel a fluxusokat szimulációval kell izotópkoncentrációkká alakítani , van egy bizonyos függés a modelltől. Ezek az adatok összhangban vannak azzal a véleménnyel, hogy a több tíz MeV energiát meghaladó energiájú naprészecskék fluxusa nem változott az ötezer és ötmillió év közötti időszakban. Természetesen a felezési időhöz képest rövid ideig tartó intenzív aktivitás időszaka nem észlelhető.
A 14 C-os mérések még alacsony időbeli felbontás mellett is jelezhetik a naptevékenység állapotát az elmúlt 11 000 évben 1900 előtt . Bár a radiokarbon kormeghatározást már 50 000 éves eseményekre is alkalmazták, a korai holocén eljegesedései során a bioszféra és szénfelvétele drámaian megváltozott, így a becslések eddig nem voltak gyakorlatiasak; 1900 körüli Suess-effektus után , megnehezíti az értelmezést. 10 A többrétegű poláris jégmagokban lévő Be- koncentráció független mérési eredményt ad az aktivitásról. Mindkét intézkedés ésszerű összhangban van egymással és az elmúlt két évszázad napfoltjainak számával ( Wolff szám ). További ellenőrzésként a titán-44 ( 44Ti ) izotópjai kinyerhetők meteoritokból ; ez olyan aktivitásmértéket ad, amelyet nem befolyásolnak a forgalom vagy a geomágneses tér változásai. Bár körülbelül az elmúlt két évszázadra korlátozódik, egy kivételével összhangban áll a 14 C és 10 Be rekonstrukciók mindegyikével, és megerősíti azok érvényességét. A fent leírt energiakitörések ritkák; nagy időskálán (jelentősen több mint egy év) a kozmikus sugarak dominálnak a radiogén részecskék áramlásában . A belső Naprendszert a Nap általános mágneses tere védi , amely nagymértékben függ a ciklus idejétől és a ciklus erősségétől. Az eredmény az, hogy az intenzív aktivitás időszakai mindezen izotópok koncentrációjának csökkenéseként jelennek meg . Mivel a kozmikus sugarakat is befolyásolja a geomágneses tér , a tér rekonstrukciójának nehézségei korlátozzák a rekonstrukciók pontosságát.
Az elmúlt 11 000 év 14 C aktivitásának rekonstrukciója nem mutat lényegesen hosszabb időszakot a jelenleginél; Valójában a 20. század második felében az aktivitás általános szintje a legmagasabb volt ie 9000 óta. e. Különösen az AD 774 14 C-os esemény körüli aktivitás (évtizedek átlaga) valamivel a hosszú távú átlag alatt volt, míg az AD 993 esemény egy enyhén alacsony szinttel esett egybe. A 731 -től 825 -ig tartó időszak részletesebb tanulmányozása , amely több 14 C-os adathalmazt kombinál egy és két éves felbontással, fél aurora és napfoltok számával , a naptevékenység általános növekedését mutatja (alacsony szintről) körülbelül 733 után. legmagasabb csúcsát 757 után érte el, és a 760 -as és 770 -es években is magas maradt ; ez idő alatt több aurora is létezett , sőt Kínában egy alacsony szélességi fokon lévő aurora is volt .
Ennek a fajta szuperfelvillanásnak a hatása, amely úgy tűnik, hogy kilenc szülőjelölt csillagon található, katasztrofális lenne a Földre nézve , és nyomokat hagyna a Naprendszerben ; az S-kemencén történt esemény például a csillagok fényességének mintegy hússzoros növekedését eredményezte. Thomas Gold felvetette, hogy egyes holdkőzetek felső felületén a lábnyomokat napkitörés okozhatja , amely az elmúlt 30 000 év során 10-100 másodpercen belül több mint százszoros fényerőnövekedést jelent [30] . A földi hatások mellett ez helyi jégolvadást, majd túlhűlést okozna egészen a Jupiter holdjaiig . Nincs bizonyíték arra, hogy ekkora méretű szuperkitörések történtek volna a Naprendszerben [8] .
Még a sokkal kisebb szuperfáklyák esetében is, a Kepler -tartomány alsó végén , a következmények súlyosak lesznek. 1859- ben egy carringtoni esemény fennakadásokat okozott a távirati rendszerben Európában és Észak-Amerikában . A mai lehetséges hatások a következők:
Nyilvánvaló, hogy a szuperfáklyák gyakran ismétlődnek, és nem különálló eseményekként fordulnak elő. Az NO és a fellángolt részecskék által termelt egyéb furcsa nitrogén anyagok katalizálják az ózonréteg leépülését anélkül, hogy önmaguk felszívnák őket, és hosszú élettartamúak a sztratoszférában . Az évente egyszer vagy még ritkábban előforduló járványok kumulatív hatást fejtenek ki; Az ózonréteg pusztulása tartós lehet, és legalábbis annak leépüléséhez vezethet.
Szuperfáklyákat is javasoltak a halvány fiatal Nap-paradoxon megoldásaként [31] .
Mivel a szuperfáklyák származhatnak olyan csillagokból, amelyek minden tekintetben egyenértékűek a Nappal, természetes a kérdés, származhatnak-e magából a Napból ? Egy Kepler eredeti fotometriai tanulmányain alapuló becslés a napelem típusú csillagok (korai G típusú és 10 napnál hosszabb forgási periódusú) csillagok gyakoriságát feltételezte 800 évente egyszer 10 34 erg energiával és 5000 évente 10 35 erg energiával . 3] . Egy perces minta statisztikát adott a kevésbé energikus kitörésekre, és 1033 erg energiakitörést adott 5-600 évente egy olyan csillag esetében, amely olyan lassan forog, mint a Nap ; ezt X100-ra értékelnék a napkitörési skálán [5] . Ez a vizsgált csillagok számának és a megfigyelt kitörések számának közvetlen összehasonlításán alapul. A napkitörések empirikus statisztikáinak 10 35 erg energiára történő extrapolálása 10 000 évente egyszeri gyakoriságot javasol.
Ez azonban nem felel meg a csillagok szuperfáklyáinak ismert tulajdonságainak. Az ilyen csillagok rendkívül ritkák a Kepler -adatokban ; egy tanulmány csak 279 ilyen csillagot mutatott ki a 31 457 vizsgált csillagból (1% alatti rész); idősebb csillagok esetében akár 0,25% [3] . Ezenkívül az aktív csillagok körülbelül fele ismétlődő kitöréseket mutatott: egy csillagnak 57 eseménye volt 500 nap alatt. A napelem típusú csillagokra összpontosítva a legaktívabb átlagos fellángolás 100 naponta történik; A szuperfáklyák előfordulási gyakorisága a legaktívabb csillagokban, például a Napnál 1000-szer nagyobb, mint az ilyen csillagok átlaga. Ez azt sugallja, hogy ez a viselkedés nem fordul elő egy sztár élete során, hanem a rendkívüli tevékenység epizódjaira korlátozódik. Ezt a csillag mágneses aktivitása és szuperfáklyás tevékenysége közötti egyértelmű kapcsolat is megerősíti; különösen a csillagok szuperfáklyái sokkal aktívabbak (a csillagfolt területétől függően), mint a Nap.
Nincs bizonyíték arra, hogy a fáklya nagyobb lett volna, mint a carringtoni esemény az elmúlt 200 évben (körülbelül 1032 erg , ami a legnagyobb szuperfáklyák 1/10 000-e). Bár a nagyobb események a 14 C rekordból kb. Az AD 775 -öt egyértelműen szoláris eseményként azonosítják, kapcsolata a kitörési energiával nem egyértelmű, és nem valószínű, hogy meghaladja az 1032 erg értéket .
Az energikusabb szuperfáklyák kizártnak tűnnek a Napunkkal kapcsolatos energetikai megfontolások miatt , amelyek azt sugallják, hogy nem képes 10 34 erg -nél nagyobb fáklyákat kibocsátani [32] . Az aktív régiókban lévő, fáklyaként felszabaduló mágneses mezők szabad energiájának kiszámítása körülbelül 3×10 32 erg alsó felső korlátot ad , ami arra utal, hogy a legenergetikusabb szuperfáklya háromszor nagyobb lehet, mint egy Carrington esetében. esemény [33] .
Egyes csillagok mágneses mezeje ötszöröse a Napénak , és sokkal gyorsabban forognak, és elméletileg akár 10 34 erg erejű fellobbanást is képesek kiváltani . Ez magyarázhatja a tartomány alsó végén lévő szuperfáklyákat. Ha ennél magasabbra akarunk menni, akkor szükség lehet egy anti-napenergia forgási görbére – olyanra, amelyben a poláris régiók gyorsabban forognak, mint az egyenlítői régiók [33] [34] .