Супервспышки — очень сильные взрывы, наблюдаемые на звёздах с энергией, в десять тысяч раз превышающей энергию типичных солнечных вспышек. Звёзды этого класса удовлетворяют условиям, которые предъявляются к солнечным аналогам, и ожидается, что они будут стабильными в течение очень длительного периода времени. Первоначальные девять кандидатов были обнаружены различными методами. Никакие систематические исследования не были возможны до запуска спутника Кеплер, который в течение длительного периода наблюдал за очень большим количеством звёзд солнечного типа с очень высокой точностью. Это исследование показало, что небольшая доля звёзд производила сильные вспышки, в 10 000 раз более мощные, чем самые сильные вспышки, известные на Солнце. Во многих случаях было несколько супервспышек на одной звезде. Более молодые звёзды вспыхивали чаще, чем старые, но сильные вспышки наблюдались и на таких старых звёздах, как Солнце.
Все звёзды с супервспышками демонстрируют квазипериодические изменения светимости, интерпретируемые как очень большие звёздные пятна, которые вращаются на поверхности звезды. Спектроскопические исследования обнаружили спектральные линии, которые были чёткими индикаторами хромосферной активности, связанной с сильными и обширными магнитными полями. Это говорит о том, что супервспышки отличаются только по масштабу от солнечных вспышек.
Были предприняты попытки обнаружить прошлые солнечные вспышки по концентрациям нитратов в полярном льду (позже было показано, что этот метод не работает), по историческим наблюдениям полярных сияний и по тем радиоактивным изотопам, которые могут быть произведены солнечными энергетическими частицами. Хотя в записях углерода-14 в кольцах деревьев и Ве-10 в полярных льдах были обнаружены три события (660 год до н. э., 774 год и 994 год), связанные с экстремальными солнечными вспышками, но они все равно существенно слабее, чем звёздные супервспышки.
Солнечные супервспышки будут иметь радикальные последствия, особенно если они происходят как последовательные события. Поскольку они могут встречаться у звёзд того же возраста, массы и состава, что и у Солнца и эти события нельзя исключать. Однако, анализ данных по космогенным изотопам показывает, что в последние десять тысяч лет таких вспышек на Солнце не было. Тем не менее, супервспышки звёзд солнечного типа очень редки и происходят у звёзд с большей магнитной активностью, чем у Солнца; если солнечные супервспышки случаются, это может происходить в чётко определённых эпизодах, которые занимают небольшую долю времени.
Супервспышка звезды Супервспышки на звёздах — это не то же самое, что вспышка звезды, которая обычно относится к красному карлику очень позднего спектрального типа. Термин ограничен большими переходными событиями на звёздах, которые удовлетворяют следующим условиям: звезда принадлежит к спектральным классам от F8 до G8; звезда находится на главной последовательности; звезда одиночная или часть очень широкой двоичной системы; звезда медленно вращается; звезда не очень молодая.
По сути, такие звёзды можно рассматривать как аналоги Солнца. Первоначально были обнаружены девять звёзд претерпевших супервспышку, некоторые из них очень похожи на Солнце.
Кандидаты в супервспышки Оригинальная статья идентифицировала девять объектов-кандидатов: Звезда Спектр. класс V (mag) Метод определения Амплитуда вспышкиДлительн. Энергия (эрг) Грумбридж 1830 G8 V 6.45 фотограф. ΔB = 0.62m 18 мин Каппа¹ Кита G5 V 4.83 спектроскоп. EW(He) = 0.13Å ~ 40 мин MT Тельца G5 V 16.8 фотограф. ΔU = 0.7m ~ 10 мин Пи¹ Большой Медведицы G1.5 Vb 5.64 рентген. LX = 1029 эрг/сек >~ 35 мин EX=2×1033 S Печи G1 V 8.64 визуал. ΔV ~ 3m 17 — 367 мин BD +10°2783 G0 V 10.0 рентген. LX = 2 × 1031 эрг/сек ~ 49 мин Омикрон Орла F8 V 5.11 фотометр. ΔV = 0.09m ~ 5 — 15 дн. 5 Змеи F8 IV—V 5.06 фотометр. ΔV = 0.09m ~ 3 — 25 дн. UU Северной Короны F8 V 8.86 фотометр. ΔI = 0.30m >~ 57 мин спектральный класс — означает спектральную классификацию, включая спектральный тип и класс светимости; V (mag) — означает нормальную видимую звёздную величину; EW (He) — означает эквивалентную ширину линии 5875.6Å He I D3, видимой при эмиссии.
Наблюдения варьируются для каждого объекта. Некоторые из них представляют собой рентгеновские измерения, другие визуальные, фотографические, спектроскопические или фотометрические. Энергии для событий варьируются от 2×1033 до 2×1038 эрг.
Обзоры Кеплера Космическая обсерватория Кеплер — прибор, предназначенный для поиска планет методом транзитов. Фотометр постоянно отслеживает яркость 150 000 звёзд в фиксированной области неба (в созвездиях Лебедя, Лиры и Дракона), чтобы обнаружить изменения яркости, вызванные планетами, проходящими перед звёздным диском. Более 90 000 жёлтых карликов (похожих на Солнце), находящихся на главной последовательности, отслеживаются фотометром. Наблюдаемая площадь соответствует примерно 0,25 % от всего неба. Фотометр чувствителен к длинам волн 400—865 нм, охватывая весь видимый спектр и часть инфракрасного диапазона. Фотометрическая точность, достигнутая Кеплером, обычно составляет 0,01 % (0,1 ммА) для 30-минутного интервала времени интегрирования звёзд 12-й величины.
Жёлтые карлики Высокая точность, большое количество наблюдаемых звёзд и длительный период наблюдения делают Кеплер идеальным для обнаружения супервспышек. В исследованиях, опубликованных в 2012 и 2013 годах, участвовало 83 000 звёзд за период 500 дней (большая часть анализа данных была проведена с помощью пяти первокурсников). Звёзды были выбраны из каталога Кеплера, так чтобы они имели Teff (эффективную температуру) между 5100 и (солнечное значение ), чтобы найти звезды схожего спектрального класса с Солнцем, и поверхностную гравитацию log g>4.0, чтобы устранить субгиганты и гиганты. Спектральные классы варьируются от F8 до G8. Интервал интеграции данных составил 30 минут в исходном исследовании. На 279 звёздах солнечного типа были обнаружены 1547 супервспышек. Наиболее интенсивные события увеличили яркость звёзд на 30 % и имели энергию 1036 эрг. Вспышки белого света на Солнце изменяют яркость примерно на 0,01 %, а самые сильные вспышки имеют энергию видимого света около 1032 эрг. (Все эти энергии указаны в оптической полосе испускания и поэтому являются нижними пределами, поскольку некоторая энергия излучается на других длинах волн.) Большинство событий были гораздо менее энергичными: амплитуды вспышек ниже 0,1 % видимой звёздной величины и энергии ниже 2×1033 эрг обнаруживаются при 30-минутном интервале. Вспышки имели быстрый рост с последующим экспоненциальным затуханием в масштабе времени 1-3 часа. Самые мощные события соответствовали энергиям в десять тысяч больше, чем самые большие вспышки, наблюдаемые на Солнце. Некоторые звезды вспыхивали очень часто: одна звезда испытала супервспышки 57 раз за 500 дней, со средней скоростью один раз в девять дней. Для статистики вспышек число вспышек уменьшалось с энергией E примерно как E−2, что аналогично солнечным вспышкам. Продолжительность вспышки увеличивалась с увеличением её энергии, опять же в соответствии с поведением Солнца.
Некоторые данные Кеплера отбираются на минутном интервале, хотя падение точности неизбежно. Использование этих данных на небольшой выборке звёзд выявляет вспышки, которые являются слишком короткими для надёжного обнаружения на 30-минутном интервале, позволяя обнаруживать события с выделением энергии всего в 1032 эрг, сравнимые с самыми яркими вспышками на Солнце. Частота возникновения событий как функция энергии описывается степенным законом E−n при расширении до более низких энергий, где n около 1,5. При таком временном разрешении некоторые супервспышки показывают множественные пики с разнесением от 100 до 1000 секунд, что снова сопоставимо с пульсациями при солнечных вспышках. Звезда KIC 9655129 показала два периода, по 78 и 32 минуты, что свидетельствует о магнитогидродинамических колебаниях в области вспышки. Эти наблюдения показывают, что супервспышки отличаются только по масштабу, а не по типу, от солнечных вспышек.
Звёзды, испытывающие супервспышки, демонстрируют квазипериодическое изменение яркости, что интерпретируется как свидетельство появления звёздных пятен, вращающихся на звезде. Это позволяет оценить период вращения звезды: значения варьируются от менее одного дня до десятков дней (значение для Солнца составляет 26 дней). На Солнце радиометрический мониторинг со спутников показывает, что большие солнечные пятна могут снизить яркость на 0,2 %. У звёзд испытывающих супервспышки наиболее распространённые колебания яркости составляют 1-2 %, хотя они могут достигать 7-8 %, что позволяет предположить, что площадь звёздных пятен может быть намного больше, чем на Солнце. В некоторых случаях изменения яркости могут быть смоделированы только одним или двумя большими звёздными пятнами, хотя не все случаи настолько просты. Звёздные пятна могут быть группами меньших пятен или одиночных гигантских пятен.
Вспышки чаще встречаются у звёзд с короткими периодами вращения. Однако энергия самых больших вспышек не связана с периодом вращения. Звёзды с большими периодами также имеют гораздо более частые вспышки; у них также есть тенденция иметь более энергичные вспышки. Большие вариации могут быть обнаружены даже на самых медленно вращающихся звёздах: одна звезда имела период вращения 22,7 дня, а вариации предполагают покрытие пятнрм 2,5 % поверхности, более чем в десять раз превышающее максимальное солнечное значение. Оценивая размер звёздных пятен по изменению амплитуды и допуская солнечные значения для магнитных полей в пятнах (1000 Гс), можно оценить доступную энергию: во всех случаях достаточно энергии для питания даже самых больших наблюдаемых вспышек. Это говорит о том, что супервспышки и сосолнечные вспышки имеют практически одинаковый механизм.
Чтобы определить, могут ли на Солнце возникать супервспышки, важно сузить определение звёзд, похожих на Солнце. Когда температурный диапазон делится на звёзды с Teff выше и ниже (ранние и поздние звезды G-типа), звезды с более низкой температурой примерно в два раза чаще проявляют активность супервспышек, чем звезды солнечного типа. Что касается звёзд, которые испытывают вспышки, то у них частота появления вспышек (число на звезду в год) примерно в пять раз выше у звёзд позднего типа. Хорошо известно, что как скорость вращения, так и магнитная активность звезды уменьшаются с возрастом у звёзд G-типа. Вспыхивающие звезды делятся на быстро и медленно вращающиеся, и у них для оценки вспышек используют период вращения, оцениваемый по вариациям яркости: у наиболее быстро вращающихся (и предположительно самых молодых) звёзд проявляется большая вероятность активности: в частности, у звёзд, вращающихся с периодом менее чем 10 дней вероятность возникновения активности в 20-30 раз выше. Тем не менее, 44 супервспышки были обнаружены на 19 звёздах с температурой, аналогичной Солнцу, и периодами вращения, превышающими 10 дней (из 14 000 исследовавшихся звёзд); четыре супервспышки с энергиями в диапазоне 1-5×1033 эрг были обнаружены на звёздах, вращающихся медленнее, чем Солнце (около 5000 в выборке). Распределение вспышек по энергии имеет одинаковую форму для всех классов звёзд: хотя звезды, подобные Солнцу, имеют меньшую вероятность вспышек, они имеют ту же пропорцию очень энергичных вспышек, что и более молодые и более холодные звезды.
Оранжевые и красные карлики