Суперспалахи — це дуже сильні вибухи, що спостерігаються на зорях, з енергією, яка до десяти тисяч разів перевищує типові сонячні спалахи. Зорі цього класу відповідають умовам, які повинні робити їх сонячними аналогами, і очікується, що вони будуть стабільними протягом дуже тривалих часових масштабів.
Початкових дев'яти кандидатів було виявлено за допомогою різних методів. Жодні систематичні дослідження не були можливими до запуску космічного телескопа «Кеплер», який спостерігав за дуже великою кількістю зорей сонячного типу з дуже високою точністю протягом тривалого періоду. Це показало, що невелика частина зорей мала сильні спалахи. У багатьох випадках на одній і тій самій зорі відбувалося кілька подій. Молодші зорі спалахували частіше, ніж старші, але сильні події спостерігалися на зорях з таким же віком як і Сонце.
Спочатку спалахи пояснювали як постулювання існуванню планет-гігантів на дуже близьких орбітах, таким чином, що магнітні поля зорі та планети були поєднані. Орбіта планети викривляла б лінії поля, доки нестабільність не вивільнила б енергію магнітного поля у вигляді спалаху. Однак жодної такої планети не було виявлено як транзиту Кеплера, і цю теорію було відкинуто.
Усі зорі зі суперспалахами демонструють квазіперіодичні зміни яскравості, які інтерпретуються як дуже великі зоряні плями, які рухаються за допомогою обертань. Спектроскопічні дослідження виявили спектральні лінії, які були чіткими індикаторами хромосферної активності, яка асоціюється із сильними та обширними магнітними полями. Це говорить про те, що суперспалахи відрізняються від сонячних спалахів лише масштабом.
Були зроблені спроби виявити минулі сонячні суперспалахи за концентраціями нітратів у полярному льоду, за історичними спостереженнями полярних сяйв та за тими радіоактивними ізотопами, які можуть утворюватися із сонячних енергетичних частинок. Хоча в записах вуглецю-14 у кільцях дерев було виявлено три події та кілька кандидатів, їх неможливо однозначно пов'язати зі суперспалахами.
Сонячні суперспалахи мали б разючі наслідки, особливо якщо вони відбувалися б одночасно. Оскільки вони можуть виникати на зорях того ж віку, маси та складу, що й Сонце, це не можна виключати, але протягом останніх десяти тисячоліть не було виявлено жодних ознак сонячних суперспалахів. Однак, суперспалахи сонячного типу трапляються дуже рідко та магнітно набагато активніші за Сонце; якщо сонячні суперспалахи й відбуваються, то це можуть бути чітко визначені епізоди, які займають невелику частину їхнього часу.
Суперспалахи зір Зоря-суперспалах — це не те саме із спалахуючою зорею, яка зазвичай відноситься до дуже пізнього червоного карлика спектрального типу. Цей термін обмежується великими тимчасовими подіями на зорях, які відповідають наступним умовам:
Зоря належить до спектрального класу від F8 до G8. Вони знаходиться на головній послідовності або поблизу неї Це одинична система або частина дуже широкої бінарної системи Це не швидкий ротатор Вони не занадто молоді
По суті, такі зорі можна розглядати як аналоги Сонця.
Спочатку було знайдено дев'ять зорей-суперспалахів, деякі з них були схожі на Сонце. ЗоряТипВидима величина (V)ДетекторАмплітуда спалахуТривалістьЕнергія (ерг)Грумбрідж 1830G8 V6.45ФотографіяΔB = 0.62 mag18 хвEB ~ 1035Каппа¹ КитаG5 V4.83СпектроскопіяEW(He) = 0.13Å~ 40 хвE ~ 2 × 1034MT ТауріG5 V16.8ФотографіяΔU = 0.7 mag~ 10 хвEU ~ 1035Пі1 Великої ВедмедиціG1.5 Vb5.64РентгенLX = 1029 ерг/с>~ 35 хвEX = 2 × 1033S ФорнацісG1 V8.64ВізуальноΔV ~ 3 mag17 - 367 хвEV ~ 2 × 1038BD +10°2783G0 V10.0РентгенLX = 2 × 1031 ерг/с~ 49 хвEX >> 3 × 1034Омікрон ОрлаF8 V5.11ФотометріяΔV = 0.09 mag~ 5 - 15 днEBV ~ 9 × 10375 ЗміїF8 IV-V5.06ФотометріяΔV = 0.09 mag~ 3 - 25 днEBV ~ 7 × 1037UU Coronae BorealisF8 V8.86ФотометріяΔI = 0.30 mag>~ 57 хвEopt ~ 7 × 1035
Оригінальні кандидати на суперспалах В оригінальній статті на основі пошуку літератури було визначено дев'ять об'єктів-кандидатів:
Тип визначає спектральну класифікацію, включаючи спектральний тип та клас світності.
V (mag) означає нормальну видиму зоряну величину зорі.
EW(He) – еквівалентна ширина лінії He I D3 5875,6 Å, яка спостерігається у випромінюванні.
Спостереження відрізняються від об'єкта до об'єкта. Деякі з них є рентгенівськими вимірюваннями, інші — візуальними, фотографічними, спектроскопічними або фотометричними. Енергії подій варіюються від 2 × 1035 до 2 × 1036 ергів.
Відкриття Кеплера Космічний апарат «Кеплер» — це космічна обсерваторія, призначена для пошуку планет методом транзитів. Прилад під назвою фотометр постійно контролює яскравість 150 000 зорей у фіксованій ділянці на небі (у сузір'ях Лебедя, Ліри та Дракона), щоб виявити зміни яскравості, спричинені проходженням планет перед зоряним диском. Більше 90 000 є зорями G-типу або ж жовтими карликами (подібними до Сонця) на головній послідовності або поблизу неї. Спостережувана площа відповідає приблизно 0,25% від всього неба. Фотометр чутливий до довжин хвиль 400–865 нм: весь видимий спектр та частина інфрачервоного. Фотометрична точність, досягнута Кеплером, зазвичай становить 0,01% (0,1 ммаг) для 30-хвилинного часу інтегрування зір 12-ї зоряної величини.
Зорі G-типу Висока точність, велика кількість спостережуваних зір і тривалий період спостереження роблять Кеплер ідеальним для виявлення суперспалахів. Дослідження, опубліковані у 2012 та 2013 роках, охоплювали 83 000 зір протягом 500 днів (значна частина аналізу даних була проведена за допомогою п'яти студентів першого курсу). Зорі були відібрані з каталогу вхідних даних Кеплера таким чином, щоб їхня ефективна температура Teff знаходилася між 5100 і 6000 K (сонячне значення становить 5750 K) для пошуку зір, подібних до Сонця, спектрального класу, та log g > 4.0 на поверхні, щоб виключити субгігантів та гігантів. Спектральні класи варіюються від F8 до G8. Час інтеграції в оригінальному дослідженні становив 30 хвилин. Дослідження виявили 1547 суперспалахів на 279 зорях сонячного типу. Найінтенсивніші події збільшили яскравість зір на 30% та мали енергію 1036 ергів. Спалахи білого світла на Сонці змінюють яскравість приблизно на 0,01%, а найсильніші спалахи мають енергію видимого світла близько 1032 ергів. (Усі зазначені енергії вказані в оптичній смузі пропускання, а отже, є нижніми межами, оскільки деяка енергія випромінюється на інших довжинах хвиль.) Більшість подій були набагато менш енергійними: амплітуди спалахів нижче 0,1% від зоряного значення та енергії 2 × 1033 ергів можна було виявити за допомогою 30-тихвилинного інтегрування. Спалахи характеризувалися стрімким зростанням яскравості, після чого їх інтенсивність експоненційно спадала протягом 1–3 годин. Найпотужніші з них мали енергію, що у десятки тисяч разів перевищувала енергію найбільших сонячних спалахів. Деякі зорі спалахували надзвичайно часто: одна із зір продемонструвала 57 спалахів за 500 днів — тобто в середньому один протягом кожних дев’яти днів. За статистикою, кількість спалахів зменшувалась зі зростанням енергії E приблизно за законом E⁻² — подібно до того, як це відбувається на Сонці. Тривалість спалаху збільшувалася зі зростанням його енергії, знову ж таки відповідно до поведінки Сонця.
Деякі дні, отримані за допомогою телескопа Кеплер, мають часовий інтервал в 1 хвилину, проте така висока роздільність супроводжується зниженням точності вимірювань. Використання цих даних на меншій вибірці зір виявляє спалахи, які є занадто короткими для надійного виявлення з 30-хвилинним інтегруванням, що дозволяє виявляти події з частотою до 1032 ергів, що можна порівняти з найяскравішими спалахами на Сонці. Частота виникнення як функція енергії залишається степеневим законом E −n при поширенні на нижчі енергії, де n виявляє значення близько в 1,5. При такій часовій роздільній здатності деякі суперспалахи показують кілька піків з інтервалами від 100 до 1000 секунд, що знову ж таки можна порівняти з пульсаціями сонячних спалахів. Наприклад, зоря KIC 9655129 проявила два характерні періоди — 78 і 32 хвилини, що може вказувати на магнітогідродинамічні коливання в області спалаху. Загалом ці спостереження підтримують ідею, що суперспалахи не відрізняються від сонячних за своєю природою — лише масштабом.
Зорі зі суперспалахами демонструють квазіперіодичні зміни яскравості, що інтерпретується як свідчення наявності зоряних плям, що переносяться обертанням зорі. Це дозволяє оцінити період обертання зорі; значення коливаються від менш ніж одного дня до десятків днів (для порівняння, значення для Сонця становить 25 днів). На Сонці радіометричний моніторинг із супутників показує, що великі сонячні плями можуть зменшувати яскравість до 0,2%. У зорях зі суперспалахами найпоширенішими варіаціям яскравості є значення у 1–2%, хоча вони можуть сягати 7–8%, що свідчить про те, що площа зоряних плям може бути набагато більшою, ніж будь-що, що знаходиться на поврехні Сонця. У деяких випадках варіації яскравості можна змоделювати лише однією або двома великими зоряними плямами, хоча не всі випадки такі прості. Зоряні плями можуть бути групами менших плям або окремими гігантськими плямами.
Спалахи частіше трапляються у зір із короткими періодами. Однак енергія найбільших спалахів не пов'язана з періодом обертання. Зорі з більшими варіаціями також мають набагато частіші спалахи; також існує тенденція до того, що вони мають енергійніші спалахи. Великі коливання можна знайти навіть на зорях, що обертаються найповільніше: одна зоря мала період обертання 22,7 дня, а коливання означають покриття плямами 2,5% поверхні, що більш ніж у десять разів перевищує максимальне сонячне значення. Оцінюючи розмір зоряних плям за зміною амплітуди та вважаючи сонячні значення магнітних полів у плямах (1000 G ), складається можливим оцінити доступну енергію: у всіх випадках у полі достатньо енергії, щоб живити навіть найбільші спостережувані спалахи. Це говорить про те, що суперспалахи та сонячні спалахи мають по суті однаковий механізм.
Аби визначити, чи можуть на Сонці відбуватися суперспалахи, важливо звузити визначення зір, подібних до Сонця. При розділенні температурного діапазону на зорі з Teff вище та нижче 5600 K (ранні та пізні зорі G-типу), зорі з нижчою температурою приблизно вдвічі частіше демонструють суперспалахову активність, ніж ті, що знаходяться в сонячному діапазоні. В свою чергу ті, що мають таку, мають більше спалахів: частота спалахів (кількість на зорю в рік) приблизно в п'ять разів більша у зір пізнього типу. Загальновідомо, що і швидкість обертання, і магнітна активність зорі зменшуються з віком у зір G-типу. Коли спалахуючі зорі поділяють на швидкі та повільні ротатори, використовуючи період обертання, оцінений за змінами яскравості, існує загальна тенденція до того, що найшвидше обертаються (і, ймовірно, наймолодші) ті зорі, які демонструють більшу ймовірність активності. Зокрема, зорі, що обертаються менше ніж за 10 днів, мають у 20–30 разів більшу ймовірність активності. Тим не менш, на 19 зорях з температурою, подібною до Сонця, та періодами понад 10 днів (з 14 000 досліджених таких зір) було виявлено 44 суперспалахи; чотири суперспалахи з енергіями в діапазоні 1-5 × 1033 ергів були виявлені на зорях, що обертаються повільніше за Сонце (близько 5000 у вибірці). Розподіл спалахів за енергією має однакову форму для всіх класів зір. Хоча зорі, подібні до Сонця, спалахують рідше, вони мають таку ж частку дуже енергійних спалахів, як і молодші та холодніші зорі.
Зорі типу K та M