Úvodní strana  >  Články  >  Sluneční soustava  >  Mohou na Slunci vzniknout supererupce?

Mohou na Slunci vzniknout supererupce?

Schéma modelu mohutné sluneční erupce podle P. Gallaghera Autor: P. Gallagher
Schéma modelu mohutné sluneční erupce podle P. Gallaghera
Autor: P. Gallagher
Sluneční erupce je explosivní proces ve sluneční atmosféře, který vzniká rychlou přeměnou magnetické energie v okolí slunečních skvrn na ohřev a pohyby plasmatu, urychlování částic a záření v širokém oboru spektra od radiových vln, přes optické, rengenové až po gama záření. V některých případech energie, uvolněná v těchto stelárních erupcích, podstatně převyšuje energii maximálních pozorovaných slunečních erupcí. Tyto erupce, které jsou tisíc a více krát mohutnější, než dosud pozorované nejmohutnější erupce na Slunci, se nazývají supererupce.

1  Úvod

Sluneční erupce je explosivní proces ve sluneční atmosféře, který vzniká rychlou přeměnou magnetické energie v okolí slunečních skvrn na ohřev a pohyby plasmatu, urychlování částic a záření v širokém oboru spektra od radiových vln, přes optické, rengenové až po gama záření [9, 3, 4]. Typické množství energie uvolněné v tomto procesu, trvajícím několik minut až několik hodin, je 1022 – 1025 J [7]. Schéma modelu sluneční erupce je zobrazeno na obrázku 1. K erupcím podobného typu dochází i na hvězdách. V některých případech energie, uvolněná v těchto stelárních erupcích, podstatně převyšuje energii maximálních pozorovaných slunečních erupcí; dosahuje hodnot až 1026 – 1031 J [8]. K nejmohutnějším erupcím dochází zejména u mladých a dvojných hvězd. Tyto erupce, které jsou tisíc a více krát mohutnější než dosud pozorované nejmohutnější erupce na Slunci, se nazývají supererupce.


Obrázek 1: Schéma modelu mohutné sluneční erupce podle P. Gallaghera (http://solarmuri.ssl.berkeley.edu/~hhudson/cartoons). Obrázek znázorňuje vyvržení filamentu, tj. magnetické smyčky, kterou teče elektrický proud až 1012 A. Pod ní se vytváří proudová vrstva, kde dochází k propojování magnetických siločár (rekonexi) se současným uvolňováním magnetické energie, tj. k primárnímu erupčnímu procesu. Ve spodní části erupce se vytváří arkáda erupčních smyček, jejichž zakotvení jsou pozorovatelná jako erupční vlákna. U nejmohutnějších erupcí jsou tato vlákna pozorovatelná i ve viditelném oboru spektra, viz také bílá vlákna na obrázku 5. Detailnější popis sluneční erupce lze najít v pracích [9,3,4].

Jak ukazuje obrázek 2, četnost výskytu slunečních erupcí N klesá s růstem jejich energie E podle mocninné závislosti dN/dE ~ E–1,8. Například nejmohutnější sluneční erupce s energií 1025 J (tj. 1032 erg) se vyskytují přibližně jednou za rok.
Na základě tohoto grafu se dá i extrapolovat četnost výskytu možných slunečních supererupcí. Není však jasné, zda-li je taková extrapolace oprávněná. Na druhé straně, doplnit statistiku tohoto grafu o skutečná pozorování slunečních supererupcí je nereálné. Ve vesmíru je však mnoho hvězd podobného typu jako Slunce, a proto pozorování erupcí na těchto hvězdách je cestou k řešení tohoto problému.


Obrázek 2: Frekvence výskytu slunečních erupcí spolu s frekvencí výskytu stelárních supererupcí v závislosti na energii erupce (převzato z práce [10]). 1 erg = 10-7 J.

2  Supererupce na hvězdách

Maehara a kol. [6] hledali erupce na hvězdách slunečního typu G hlavní posloupnosti v datech mise Kepler NASA [5], pozorovaných během 120 dnů v roce 2009. Pro výběr hvězd uvažovali efektivní teplotu v rozmezí 5100–6000 K a povrchovou gravitaci log(g)≥2, kde g je v jednotkách m s-2. V analýze více než 83000 hvězd nalezli 365 supererupcí na 148 hvězdách slunečního typu G s energií větší než 1026 J. Typická délka supererupcí byla několik hodin a jejich amplituda byla 0.1–1 % hvězdné zářivosti. Chyba energií supererupcí byla odhadnuta na 60 %.
Příklad pozorování supererupcí na dvou hvězdách (KIC 9459362 a KIC 6034120) je zobrazen na obrázku 3. Perioda variací světelné křivky hvězdy KIC 9459362 byla 12.5 dne a hvězdy KIC 6034120 5.7 dne. Obecně tyto variace mohou být způsobeny rotací hvězdy spolu s hvězdnými skvrnami, pohyby hvězd po eliptických drahách ve dvojném systému, zakrýváním jedné hvězdy druhou a nebo pulzací hvězdy. Všechny tyto možnosti musely být analyzovány.


Obrázek 3: Typické světelné křivky hvězd se supererupcemi. a) Světelná křivka se supererupcí na hvězdě G-typu KIC 9459362. BJD – barycentrické Julianské datum. b) Zvětšená světelná křivka supererupce. (d) znamená dny od začátku supererupce. Odhadnutá energie supererupce je 5.63×1027 J. c) Stejné jako a), ale pro supererupci na hvězdě G-typu KIC 6034120. d) Stejné jako b). Odhadnutá energie této supererupce je 3.03×1028 J (převzato z práce [6])

Bylo však zjištěno, že variace světelných křivek hvězd KIC 9459362 a KIC 6034120 jsou způsobeny rotací hvězdy se skvrnami. Objeví-li se totiž na disku hvězdy tmavá a chladná skvrna, zářivost hvězdy klesne. Tato zářivost opět vzroste, když skvrna při rotaci hvězdy zapadne za okraj hvězdy. Perioda této variace zářivosti proto odpovídá rotační periodě hvězdy. Hloubka modulace této variace je pak dána velikosti skvrny, což umožňuje odhadnout její velikost. Pokud dojde na hvězdě k erupci, vyzářená energie této erupce je pak superponovaná na základní rotační variaci světelné křivky tak, jak je ukázáno na obrázku 3. Z intenzity záření supererupce a vzdálenosti a parametrů hvězdy se pak vypočítá celková energie supererupce.
Variace světelných křivek na obrázku 3 ukazují, že na hvězdách KIC 9459362 a KIC 6034120 došlo nejenom k supererupcím, ale že na těchto hvězdách existují veliké skvrny. V analogii s erupčními procesy na Slunci lze supererupce na těchto hvězdách vysvětlit uvolněním magnetické energie, naakumulované v blízkosti hvězdných skvrn.
Data všech zjištěných supererupcí byla zpracována a výsledky jsou shrnuty v obrázku 2 a 4. Obrázek 2 srovnává četnost výskytu hvězdných supererupcí (Maehara et al. 2012) a erupcí na Slunci. Histogram výskytu supererupcí v podstatě odpovídá extrapolované mocninné závislosti. Ukazuje se, že analyzované supererupce se vyskytují s četností jednou za 800 až 5000 let. Obrázek 4 pak ukazuje, že energie supererupcí roste s rostoucí velikostí hvězdných skvrn. Zdá se proto, že nutnou podmínkou supererupcí jsou neobvykle velké skvrny, které zaujímají plochu až 10-2–10-1 celkového povrchu hvězdy. Proto, pokud by mělo dojít k supererupci na Slunci, podmínkou jsou ohromné sluneční skvrny, viz obrázek 5. Za normálních okolností je i u těch zatím nejmohutnějších slunečních erupcí plocha skvrn podstatně menší, viz obrázek 4.


Obrázek 4: Závislost energie erupce na ploše skrvn: plné čtverečky v obrázku nahoře jsou pro supererupce na hvězdách slunečního typu a plná kolečka dole pro sluneční erupce. Obrázek je doplněn rentgenovým (X) tokem pro případ slunečních erupcí a vypočtenými hodnotami magnetického pole a magnetického toku ve skvrnách na hvězdách (převzato z práce [10]). 1 Maxwell (Mx) = 10-8 Wb.

Dále Maehara a kol. [6] zjistili, že počet supererupcí je větší u hvězd, které mají kratší rotační periodu, tj. u hvězd podstatně mladších než je Slunce. To znamená, že v dalším studiu této problematiky bude nutné hledat supererupce na hvězdách typu G s pokud možno stejnou periodou rotace jako Slunce (střední hvězdná perioda rotace Slunce je 25,38 dní).
Všechna tato zjištění vedou k celé řadě teoretických otázek, zda-li processy na Slunci mohou skutečně vést ke vzniku sluneční supererupce. Například otázka: Je dynamo proces, který na Slunci generuje magnetické pole ve slunečních skvrnách dostatečný pro generaci vysokých magnetických polí a toků, nutných pro supererupci? Nebo jak dlouho by takový proces trval. Je pro supererupce nutná přítomnost horké planety velikosti Jupitera, jak je někdy diskutováno. Na tyto otázky se pokusili odpovědět ve své práci Shibata a kol. [10]. Autoři vyšli z Faradayovy indukční rovnice

B/∂t = ∇ × (v × B) + η∇2B

kde B je vektor magnetická indukce, ∇⋅B = 0, v je rychlost proudění sluneční plazmy a η je magnetická difuzivita. Při zanedbání efektu magnetické difuzivity ukázali, že potřebný magnetický tok pro supererupci (1016 Wb) lze vygenerovat asi za 40 let, což je doba delší než je sluneční cyklus (11 let), ale podstatně kratší než odhadovaný interval mezi supererupcemi. Zůstává ovšem otázka, nakolik může ovlivnit tento proces zesilování magnetického toku magnetická difuzivita. Autoři se zabývali také problémem role horké planety velikosti Jupitera, ale jejich přítomnost v blízkosti studovaných hvězd se neprokázala.


Obrázek 5: Představa možné supererupce na Slunci (bílá vlákna), doprovázená skupinou neobvykle velkých slunečních skvrn, pozorovaná ve viditelném oboru spektra.

3  Závěr

Na základě všech těchto výsledků nelze vyloučit vznik supererupcí s energiemi 1027 –1028 J a jejich četností jednou za 800 – 5000 let i na našem Slunci. Pokud by k takové supererupci na Slunci došlo, lze zatím jen spekulovat, jaké katastrofální následky by taková supererupce mohla mít na podmínky života na Zemi. V první řadě by nejvíce byly ohroženy všechna elektrická a počítačová zařízení, elektrárny, elektrické a komunikační sítě, astronauti na oběžné dráze Země, atd. Pokud by navíc došlo i k devastaci ozonové vrsty Země, pak by vše bylo ohroženo nebezpečným zářením.
V těchto souvislostech vznikají i další otázky, například, zda-li některé ještě větší supererupce, ke kterým mohlo dojít v minulosti na Slunci, nezpůsobily některé diskutované katastrofy v historii naší Země.
Tento článek je shrnutím výsledků prací Prof. Kazunari Shibata z Kyoto University, Japonsko a jeho spolupracovníků. Tyto výsledky Prof. Kazunari Shibata prezentoval na nedávné mezinárodní konferenci "Solar and stellar flares: Observations, simulations and synergies", konané v Praze 23 až 27. června 2014 i ve své přednášce pro veřejnost dne 26. června 2014 v 18:30 hodin v budově Akademie věd ČR v Praze.

Poděkování. Autor děkuje Prof. Kazunari Shibata za poskytnutí jeho článků a obrázků. Tato práce byla podpořena grantem P209/12/0103 GA ČR.

Literatura

[1] Aschwanden, M. J., Tarbell, T. D., Nightingale, R. W., Schrijver, C. J., Title, A., Kankelborg, Ch. C., Martens, P., Warren, H. P.: Time variability of the "quiet" Sun observed with TRACE. II. Physical parameters, temperature evolution, and energetics of extreme-ultraviolet nanoflares, Astrophys. J. 535 (2000), 1047–1065.
[2] Crosby, N. B., Aschwanden, M. J., Dennis, B. R.: Frequency distributions and correlations of solar X-ray flare parameters, Solar Physics 143 (1993), 275–299.
[3] Karlický, M.: Solar flares: Radio and X-ray signatures of magnetic reconnection processes, Research in Astronomy and Astrophysics 14 (7) (2014), 753–772.
[4] Karlický, M., Bárta, M.: Energetické kaskády v rekonexi magnetického pole, Vesmír 92 (10) (2013), 558–561.
[5] Koch, D.G. et al.: Kepler mission design, realized photometric performance, and early science, Astrophys. J. 713 (2010), L79–L86.
[6] Maehara, H., Shibayama, T., Notsu, S., Notsu, Y., Nagao, T., Kusaba, S., Honda, S., Nogami, D., Shibata, K.: Superflares on solar-type stars, Nature 485 (2012), 478–481.
[7] Priest, E. R.: Solar flare magnetohydrodynamics, Gordon and Breach Science Publishers, New York, 1981.
[8] Schaefer, B. E.: Flashes from normal stars, Astrophys. J. 337 (1989), 927–933.
[9] Shibata, K., Magara, T.: Solar flares: Magnetohydrodynamic processes, Living Rev. Sol. Phys. 8 (6) (2011), 1–99.
[10] Shibata, K., Isobe, H., Hillier, A., Choudhuri, A.R., Maehara, H., Ishii, T., Shibayama, T., Notsu, S., Notsu, Y., Nagao, T., Honda S., Nogami, D.: Can superflares occur on our Sun? , Publ. Astron. Soc. Japan 65 (49), (2013), 1–8.
[11] Shimizu, T.: Energetics and occurrence rate of active-region transient brightenings and implications for the heating of the active-region corona, Publ. Astron. Soc. Japan 47 (1995), 251–263.




O autorovi

Štítky: Sluneční supererupce


42. vesmírný týden 2025

42. vesmírný týden 2025

Přehled událostí na obloze a v kosmonautice od 13. 10. do 19. 10. 2025. Měsíc je vidět nad ránem a po poslední čtvrti bude ubývat k novu. Jeho světlo nebude večer rušit pozorování komet. Jasnější je C/2025 A6 (Lemmon), o něco slabší C/2025 R2 (SWAN). Planeta Saturn je vidět celou noc, Jupiter a Venuše jsou vidět nejlépe ráno. Slunce je zatím málo aktivní. SpaceX plánuje opět testovat Super Heavy Starship při letu IFT-11. Před 50 lety byla vypuštěna první plně operační geostacionární meteorologická družice GOES-1.

Další informace »

Česká astrofotografie měsíce

Když se blýská v dáli

Titul Česká astrofotografie měsíce za září 2025 obdržel snímek „Když se blýská v dáli“, jehož autorem je astrofotograf Lukáš Veselý Měsíc září je již dávno za námi a s ním i další kolo soutěže Česká astrofotografie měsíce. A tentokrát se porota opravdu „zapotila“. Ze 42 zaslaných snímků vybrat ten

Další informace »

Poslední čtenářská fotografie

IC 5146 Zámotok

IC 5146 (Zámotok) je emisná hmlovina a otvorená hviezdokopa v súhvezdí Labuť. Objavil ju nemecký astronóm Max Wolf 28. júla v roku 1894. Neskôr v roku 1899 ju pozoroval aj britský astronóm Thomas Espin. Hmlovina je obklopená okrajom tmavej hmloviny s názvom Barnard 168, ktorá oddeľuje hmlovinu od hviezdneho pozadia. Červená farba hmloviny je spôsobená ionizáciou od centrálnej jasnej hviezdy spektrálneho typu B0, ktorá svojím ultrafialovým žiarením ionizuje okolitý vodík. Modrasté sfarbenie niektorých častí hmloviny je spôsobené rozptylom viditeľného svetla z hviezd na prachu, ktorý sa v hmlovine nachádza. Vek centrálnej a najjasnejšej hviezdy sa odhaduje na 100 tisíc rokov a v okolitej otvorenej hviezdokope sa nachádza niekoľko stoviek mladých hviezd s priemerným vekom okolo milión rokov. Z tohto vyplýva, že na tomto mieste pravdepodobne došlo k niekoľkým epizódam hviezdotvorby, ktoré pokračujú až dodnes. Vybavenie: SkyWatcher NEQ6Pro, GSO Newton astrograf 200/800 (200/600 F3), Starizona Nexus 0.75x komakorektor, Touptek ATR585M, AFW-M, Touptek LRGBSH filtre, Gemini EAF focuser, guiding TS Off-axis + PlayerOne Ceres-C, SVBony 241 power hub, automatizovaná astrobúdka s mojím vlastným OCS (observatory control system). Software: NINA, Astro pixel processor, GraXpert, Pixinsight, Adobe photoshop Lights 85x180sec. R, 68x180sec. G, 76x180sec. B, 130x120sec. L, 99x600sec Halpha, 74x600sec. S2, master bias, flats, master darks, master darkflats Gain 150, Offset 300. 8.8. až 30.8.2025 Belá nad Cirochou, severovýchod Slovenska, bortle 4

Další informace »