Pokroky matematiky, fyziky a astronomie

Pokroky matematiky, fyziky a astronomie

Marian Karlický Mohou na Slunci vzniknout supererupce? Pokroky matematiky, fyziky a astronomie, Vol. 59 (2014), No. 3, 187--193

Persistent URL: http://dml.cz/dmlcz/144024

Terms of use: © Jednota českých matematiků a fyziků, 2014 Institute of Mathematics of the Academy of Sciences of the Czech Republic provides access to digitized documents strictly for personal use. Each copy of any part of this document must contain these Terms of use. This paper has been digitized, optimized for electronic delivery and stamped with digital signature within the project DML-CZ: The Czech Digital Mathematics Library http://project.dml.cz

Mohou na Slunci vzniknout supererupce? Marian Karlický, Ondˇrejov ´ 1. Uvod Sluneˇcn´ı erupce je explozivn´ı proces ve sluneˇcn´ı atmosféˇre, kter´ y vzniká rychlou pˇremˇenou magnetické energie v okol´ı sluneˇcn´ıch skvrn na ohˇrev a pohyby plazmatu, urychlován´ı ˇcástic a záˇren´ı v ˇsirokém oboru spektra od radiov´ ych vln pˇres optické, rentgenové aˇz po gama záˇren´ı [9], [3], [4]. Typické mnoˇzstv´ı energie uvolnˇené v tomto procesu, trvaj´ıc´ım nˇekolik minut aˇz nˇekolik hodin, je 1022 –1025 J [7].

Obr. 1. Schéma modelu mohutné sluneˇcn´ı erupce podle P. Gallaghera (http://solarmuri. ssl.berkeley.edu/∼hhudson/cartoons). Obr´ azek zn´ azorˇ nuje vyvrˇzen´ı filamentu, tj. magnetické smyˇcky, kterou teˇce elektrick´ y proud aˇz 1012 A. Pod n´ı se vytv´ aˇr´ı proudov´ a vrstva, kde doch´ az´ı k propojov´ an´ı magnetick´ ych siloˇc´ ar (rekonexi) se souˇcasn´ ym uvolˇ nov´ an´ım magnetické energie, tj. k prim´ arn´ımu erupˇcn´ımu procesu. Ve spodn´ı ˇc´ asti erupce se vytv´ aˇr´ı ark´ ada erupˇcn´ıch smyˇcek, jejichˇz zakotven´ı jsou pozorovateln´ a jako erupˇcn´ı vl´ akna. U nejmohutnˇejˇs´ıch erupc´ı jsou tato vl´ akna pozorovateln´ a i ve viditelném oboru spektra, viz také b´ıl´ a vl´ akna na obr´ azku 5. Detailnˇejˇs´ı popis sluneˇcn´ı erupce lze naj´ıt v prac´ıch [9], [3], [4].

ˇ ´ , DrSc., Astronomick´ Doc. RNDr. Marian Karlicky yu ´stav, Akademie vˇed Cesk´ e republiky, 251 65 Ondˇrejov, e-mail: [email protected]

Pokroky matematiky, fyziky a astronomie, roˇcn´ık 59 (2014), ˇc. 3

187

Obr. 2. Frekvence v´ yskytu sluneˇcn´ıch erupc´ı spolu s frekvenc´ı v´ yskytu stel´ arn´ıch supererupc´ı v z´ avislosti na energii erupce (pˇrevzato z pr´ ace [10]). 1 erg = 10−7 J

Schéma modelu sluneˇcn´ı erupce je znázornˇeno na obrázku 1. K erupc´ım podobného typu docház´ı i na hvˇezdách. V nˇekter´ ych pˇr´ıpadech energie, uvolnˇená v tˇechto stelárn´ıch erupc´ıch, podstatnˇe pˇrevyˇsuje energii maximáln´ıch pozorovan´ ych sluneˇcn´ıch erupc´ı; dosahuje hodnot aˇz 1026 –1031 J [8]. K nejmohutnˇejˇs´ım erupc´ım docház´ı zejména u mlad´ ych a dvojn´ ych hvˇezd. Tyto erupce, které jsou tis´ıckrát a v´ıcekrát mohutnˇejˇs´ı neˇz dosud pozorované nejmohutnˇejˇs´ı erupce na Slunci, se naz´ yvaj´ı supererupce. Z nedávné doby je znám pˇr´ıpad mohutné sluneˇcn´ı erupce (intenzity X4.6 podle GOES klasifikace), která zp˚ usobila silnou geomagnetickou bouˇri (∼540 nT) a vyˇradila z provozu celou elektrickou s´ıt’ v oblasti Quebec v Kanadˇe. Energie této erupce byla odhadnuta na 1025 J. Na základˇe této události se lze ptát, zdali nem˚ uˇze doj´ıt k jeˇstˇe mohutnˇejˇs´ım sluneˇcn´ım erupc´ım s jeˇstˇe vˇetˇs´ımi ˇskodami na pozemském prostˇred´ı a zaˇr´ızen´ıch modern´ı civilizace. Jak ukazuje obr´ azek 2, ˇcetnost v´ yskytu sluneˇcn´ıch erupc´ı N klesá s r˚ ustem jejich energie E podle mocninné závislosti dN/dE ∼ E −1.8 . Napˇr´ıklad nejmohutnˇejˇs´ı sluneˇcn´ı erupce s energi´ı 1025 J (tj. 1032 erg) se vyskytuj´ı pˇribliˇznˇe jednou za rok. Na základˇe tohoto grafu se dá i extrapolovat ˇcetnost v´ yskytu moˇzn´ ych sluneˇcn´ıch supererupc´ı. Nen´ı vˇsak jasné, zda-li je taková extrapolace oprávnˇená. Na druhé stranˇe, doplnit statistiku tohoto grafu o skuteˇcná pozorován´ı sluneˇcn´ıch supererupc´ı je nereálné. Ve vesm´ıru je vˇsak mnoho hvˇezd podobného typu jako Slunce, a proto pozorován´ı erupc´ı na tˇechto hvˇezdách je cestou k ˇreˇsen´ı tohoto problému.

188


2. Supererupce na hvˇ ezd´ ach Maehara a kol. [6] hledali erupce na hvˇezdách sluneˇcn´ıho typu G hlavn´ı posloupnosti v datech mise Kepler NASA [5], pozorovan´ ych bˇehem 120 dn˚ u v roce 2009. Pro v´ ybˇer hvˇezd uvaˇzovali efektivn´ı teplotu Teff v rozmez´ı 5100–6000 K a povrchovou gravitaci log(g) ≥ 2, kde g je v jednotkách m s−2 . V anal´ yze v´ıce neˇz 83 000 hvˇezd nalezli 365 supererupc´ı na 148 hvˇezdách sluneˇcn´ıho typu G s energi´ı vˇetˇs´ı neˇz 1026 J. Typická délka supererupc´ı byla nˇekolik hodin a jejich amplituda byla 0.1–1 % hvˇezdné záˇrivosti. Chyba energi´ı supererupc´ı byla odhadnuta na 60 %. Pˇr´ıklad pozorov´ an´ı supererupc´ı na dvou hvˇezdách (KIC 9459362 a KIC 6034120) je na obrázku 3. Perioda variac´ı svˇetelné kˇrivky hvˇezdy KIC 9459362 byla 12.5 dne a hvˇezdy KIC 6034120 5.7 dne. Obecnˇe tyto variace mohou b´ yt zp˚ usobeny rotac´ı hvˇezdy spolu s hvˇezdn´ ymi skvrnami, pohyby hvˇezd po eliptick´ ych drahách ve dvojném systému, zakr´ yván´ım jedné hvˇezdy druhou a nebo pulzac´ı hvˇezdy. Vˇsechny tyto moˇznosti musely b´ yt analyzovány. Bylo vˇsak zjiˇstˇeno, ˇze variace svˇeteln´ ych kˇrivek hvˇezd KIC 9459362 a KIC 6034120 jsou zp˚ usobeny rotac´ı hvˇezdy se skvrnami. Objev´ı-li se totiˇz na disku hvˇezdy tmavá a chladná skvrna, z´ aˇrivost hvˇezdy klesne. Tato záˇrivost opˇet vzroste, kdyˇz skvrna pˇri rotaci hvˇezdy zapadne za okraj hvˇezdy. Perioda této variace záˇrivosti proto odpov´ıdá rotaˇcn´ı periodˇe hvˇezdy. Hloubka modulace této variace je pak dána velikosti skvrny, coˇz umoˇzn ˇuje odhadnout jej´ı velikost. Pokud dojde na hvˇezdˇe k erupci, vyzáˇrená energie této erupce je pak superponována na základn´ı rotaˇcn´ı variaci svˇetelné kˇrivky tak, jak se ukazuje na obrázku 3. Z intenzity záˇren´ı supererupce a vzdálenosti a parametr˚ u hvˇezdy se pak vypoˇc´ıtá celková energie supererupce. Variace svˇeteln´ ych kˇrivek na obrázku 3 ukazuj´ı, ˇze na hvˇezdách KIC 9459362 a KIC 6034120 doˇslo nejenom k supererupc´ım, ale ˇze na tˇechto hvˇezdách existuj´ı veliké skvrny. V analogii s erupˇcn´ımi procesy na Slunci lze supererupce na tˇechto hvˇezdách vysvˇetlit uvolnˇen´ım magnetické energie, naakumulované v bl´ızkosti hvˇezdn´ ych skvrn. Data vˇsech zjiˇstˇen´ ych supererupc´ı byla zpracována a v´ ysledky jsou shrnuty v obrázc´ıch 2 a 4. Obrázek 2 srovnává ˇcetnost v´ yskytu hvˇezdn´ ych supererupc´ı (Maehara et al. [6]) a erupc´ı na Slunci. Histogram v´ yskytu supererupc´ı v podstatˇe odpov´ıdá extrapolované mocninné závislosti. Ukazuje se, ˇze analyzované supererupce se vyskytuj´ı s ˇcetnost´ı jednou za 800 aˇz 5000 let. Obrázek 4 pak ukazuje, ˇze energie supererupc´ı roste s rostouc´ı velikost´ı hvˇezdn´ ych skvrn. Zdá se proto, ˇze nutnou podm´ınkou supererupc´ı jsou neobvykle velké skvrny, které zauj´ımaj´ı plochu aˇz 10−2 –10−1 celkového povrchu hvˇezdy. Proto, pokud by mˇelo doj´ıt k supererupci na Slunci, podm´ınkou jsou ohromné sluneˇcn´ı skvrny, viz obrázek 5. Za normáln´ıch okolnost´ı je i u tˇech zat´ım nejmohutnˇejˇs´ıch sluneˇcn´ıch erupc´ı plocha skvrn podstatnˇe menˇs´ı, viz obrázek 4. Dále Maehara a kol. [6] zjistili, ˇze poˇcet supererupc´ı je vˇetˇs´ı u hvˇezd, které maj´ı kratˇs´ı rotaˇcn´ı periodu, tj. u hvˇezd podstatnˇe mladˇs´ıch neˇz je Slunce. To znamená, ˇze v dalˇs´ım studiu této problematiky bude nutné hledat supererupce na hvˇezdách typu G s pokud moˇzno stejnou periodou rotace jako Slunce (stˇredn´ı hvˇezdná perioda rotace Slunce je 25.38 dn´ı). Vˇsechna tato zjiˇstˇen´ı vedou k celé ˇradˇe teoretick´ ych otázek, zdali procesy na Slunci mohou skuteˇcnˇe vést ke vzniku sluneˇcn´ı supererupce. Napˇr´ıklad otázka: Je dynamo proces, kter´ y na Slunci generuje magnetické pole ve sluneˇcn´ıch skvrnách dostateˇcn´ y Pokroky matematiky, fyziky a astronomie, roˇcn´ık 59 (2014), ˇc. 3

189

Obr. 3. Typické svˇetelné kˇrivky hvˇezd se supererupcemi. (a) Svˇeteln´ a kˇrivka se supererupc´ı na hvˇezdˇe G-typu KIC 9459362. BJD – barycentrické juli´ anské datum. (b) Zvˇetˇsen´ a svˇeteln´ a kˇrivka supererupce, d znamen´ a dny od zaˇc´ atku supererupce. Odhadnut´ a energie supererupce je 5.63 · 1027 J. (c) Stejné jako (a), ale pro supererupci na hvˇezdˇe G-typu KIC 6034120. (d) Stejné jako (b). Odhadnut´ a energie této supererupce je 3.03 · 1028 J (pˇrevzato z pr´ ace [6]).

190


Obr. 4. Z´ avislost energie erupce na ploˇse skrvn: plné ˇctvereˇcky v obr´ azku nahoˇre jsou pro supererupce na hvˇezd´ ach sluneˇcn´ıho typu a pln´ a koleˇcka dole pro sluneˇcn´ı erupce. Obr´ azek je doplnˇen rentgenov´ ym (X) tokem pro pˇr´ıpad sluneˇcn´ıch erupc´ı a vypoˇcten´ ymi hodnotami magnetického pole a magnetického toku ve skvrn´ ach na hvˇezd´ ach (pˇrevzato z pr´ ace [10]). 1 maxwell (Mx) = 10−8 Wb

pro generaci vysok´ ych magnetick´ ych pol´ı a tok˚ u, nutn´ ych pro supererupci? Nebo: Jak dlouho by takov´ y proces trval? Je pro supererupce nutná pˇr´ıtomnost horké planety velikosti Jupitera, jak je nˇekdy diskutováno? Na tyto otázky se pokusili odpovˇedˇet ve své práci Shibata a kol. [10]. Autoˇri vyˇsli z Faradayovy indukˇcn´ı rovnice ∂B = ∇ × (v × B) + η∇2 B, ∂t

(1)

kde B je vektor magnetické indukce, ∇ · B = 0, v je rychlost proudˇen´ı sluneˇcn´ıho plazmatu a η je magnetická difuzivita. Pˇri zanedbán´ı efektu magnetické difuzivity ukázali, ˇze potˇrebn´ y magnetick´ y tok pro supererupci (1016 Wb) lze vygenerovat asi Pokroky matematiky, fyziky a astronomie, roˇcn´ık 59 (2014), ˇc. 3

191

Obr. 5. Pˇredstava moˇzné supererupce na Slunci (b´ıl´ a vl´ akna), doprov´ azen´ a skupinou neobvykle velk´ ych sluneˇcn´ıch skvrn, pozorovan´ a ve viditelném oboru spektra

za 40 let, coˇz je doba delˇs´ı neˇz je sluneˇcn´ı cyklus (11 let), ale podstatnˇe kratˇs´ı neˇz odhadovan´ y interval mezi supererupcemi. Z˚ ustává ovˇsem otázka, nakolik m˚ uˇze ovlivnit tento proces zesilov´ an´ı magnetického toku magnetická difuzivita. Autoˇri se zab´ yvali také problémem role hork´ ych planet velikosti Jupitera, ale jejich pˇr´ıtomnost v bl´ızkosti studovan´ ych hvˇezd se neprokázala. 3. Z´ avˇ er Na základˇe vˇsech tˇechto v´ ysledk˚ u nelze vylouˇcit vznik supererupc´ı s energiemi 1027 28 aˇz 10 J a jejich ˇcetnosti jednou za 800–5000 let i na naˇsem Slunci. Pokud by k takové supererupci na Slunci doˇslo, lze zat´ım jen spekulovat, jaké katastrofáln´ı následky by taková supererupce mohla m´ıt na podm´ınky ˇzivota na Zemi. V prvn´ı ˇradˇe by nejv´ıce byly ohroˇzeny vˇsechna elektrická a poˇc´ıtaˇcová zaˇr´ızen´ı, elektrárny, elektrické a komunikaˇcn´ı s´ıtˇe, astronauti na obˇeˇzné dráze Zemˇe atd. Pokud by nav´ıc doˇslo i k devastaci ozonové vrsty Zemˇe, pak by vˇse bylo ohroˇzeno nebezpeˇcn´ ym záˇren´ım. V tˇechto souvislostech vznikaj´ı i dalˇs´ı otázky, napˇr´ıklad, zdali nˇekteré jeˇstˇe vˇetˇs´ı supererupce, ke kter´ ym mohlo doj´ıt v minulosti na Slunci, nezp˚ usobily nˇekteré diskutované katastrofy v historii naˇs´ı Zemˇe. 192


Tento ˇclánek je shrnut´ım v´ ysledk˚ u prac´ı prof. Kazunari Shibaty z Kyoto University, Japonsko, a jeho spolupracovn´ık˚ u. Tyto v´ ysledky prof. Kazunari Shibata prezentoval na nedávné mezinárodn´ı konferenci Solar and stellar flares: Observations, simulations and synergies konané v Praze 23–27. ˇcervna 2014 i ve své pˇrednáˇsce pro veˇrejnost dne ˇ v Praze. 26. ˇcervna 2014 v budovˇe Akademie vˇed CR Podˇ ekov´ an´ı. Autor dˇekuje prof. Kazunari Shibatovi za poskytnut´ı jeho ˇclánk˚ u ˇ a obrázk˚ u. Tato práce byla podpoˇrena grantem P209/12/0103 GA CR. Literatura [1] Aschwanden, M. J., Tarbell, T. D., Nightingale, R. W., Schrijver, C. J., Title, A., Kankelborg, C. 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 Phys. 143 (1993), 275–299. ´ , M.: Solar flares: Radio and X-ray signatures of magnetic reconnection pro[3] Karlicky cesses. Res. Astronom. Astrophys. 14 (7) (2014), 753–772. ´ , M., Ba ´ rta, M.: Energetické kask´ [4] Karlicky ady v rekonexi magnetického pole. Vesm´ır 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.


193

Pokroky matematiky, fyziky a astronomie

Recommend Documents