Супервспышка - Superflare

Эта статья о внесолнечном явлении на звездах солнечного типа. Для использования в других целях см. Супер вспышка (значения).

Супервспышки наблюдаются очень сильные взрывы на звезды с энергией, в десять тысяч раз превышающей обычную солнечные вспышки. Звезды этого класса удовлетворяют условиям, которые должны сделать их солнечными аналогами и, как ожидается, будут стабильными в течение очень долгого времени. Первые девять кандидатов были обнаружены различными методами. Систематические исследования были невозможны до запуска Спутник Кеплера, который в течение длительного периода наблюдал за очень большим количеством звезд солнечного типа с очень высокой точностью. Это показало, что у небольшой части звезд были сильные вспышки, в 10 000 раз более мощные, чем самые сильные из известных на Солнце вспышек. Во многих случаях на одной и той же звезде произошло несколько событий. Более молодые звезды имели больше шансов вспыхнуть, чем старые, но сильные события наблюдались на звездах такого возраста, как Солнце.

Вспышки первоначально объяснялись постулированием планеты-гиганты на очень близких орбитах, так что магнитные поля звезды и планеты были связаны. Орбита планеты исказит полевые линии пока нестабильность не высвободила энергию магнитного поля в виде вспышки. Однако ни одна такая планета не проявилась как транзит Кеплера, и от этой теории отказались.

Все звезды с супервспышками показывают квазипериодические яркость вариации интерпретируются как очень большие звездные пятна переносится вращением. Спектроскопический исследования обнаружили спектральные линии, которые были четкими индикаторами хромосферный деятельность, связанная с сильными и обширными магнитными полями. Это говорит о том, что супервспышки отличаются от солнечных вспышек только масштабом.

Были предприняты попытки обнаружить прошлые солнечные супервспышки от нитрат концентрации в полярный лед, из исторических наблюдений полярные сияния, и из тех радиоактивные изотопы что может быть произведено солнечные энергетические частицы. Хотя три события и несколько кандидатов были найдены в углерод-14 записи в годичные кольца, их нельзя однозначно связать с событиями супервспышек.

Солнечные супервспышки будут иметь серьезные последствия, особенно если они произошли в виде нескольких событий. Поскольку они могут возникать на звездах того же возраста, массы и состава, что и Солнце, это нельзя исключать, но за последние десять тысячелетий не было обнаружено никаких признаков солнечных супервспышек. Однако звезды с супервспышками солнечного типа очень редки и обладают гораздо большей магнитной активностью, чем Солнце; если солнечные супервспышки действительно случаются, это могут быть четко определенные эпизоды, которые занимают небольшую часть его времени.

Звезды супервспышки

Супервспышка - это не то же самое, что Вспышка звезды, который обычно относится к очень позднему спектральному классу красный карлик. Этот термин ограничен крупными переходными событиями на звездах, которые удовлетворяют следующим условиям:[1]

  • Звезда находится в спектральном классе от F8 до G8.
  • Это на или рядом с главная последовательность
  • Это один или часть очень широкого двоичного файла
  • Это не быстрый ротатор
  • Он не слишком молод

По сути, такие звезды можно рассматривать как солнечные аналоги. Первоначально было найдено девять звезд с супервспышками, некоторые из них похожи на солнце.

Оригинальные кандидаты в супервспышки

Оригинальная бумага [1] идентифицировали девять объектов-кандидатов из литературного поиска:

ЗвездаТипV (mag)ДетекторАмплитуда вспышкиПродолжительностьЭнергия (эрг)
Грумбридж 1830G8 V6.45ФотографияΔB = 0,62 магн.18 минEB ~ 1035
Каппа1 КитаG5 V4.83СпектроскопияEW (He) = 0,13Å~ 40 мин.E ~ 2 × 1034
МТ ТауриG5 V16.8ФотографияΔU = 0,7 магн.~ 10 мин.EU ~ 1035
Pi1 Большая МедведицаG1.5 Vb5.64РентгеновскийLИкс = 1029 эрг / с> ~ 35 мин.EИкс = 2 × 1033
S FornacisG1 V8.64ВизуальныйΔV ~ 3 магн.17 - 367 мин.EV ~ 2 × 1038
BD + 10 ° 2783G0 V10.0РентгеновскийLИкс = 2 × 1031 эрг / с~ 49 мин.EИкс >> 3 × 1034
Омикрон АквилаF8 V5.11ФотометрияΔV = 0,09 магн.~ 5-15 деньEBV ~ 9 × 1037
5 СерпентисF8 IV-V5.06ФотометрияΔV = 0,09 магн.~ 3-25 деньEBV ~ 7 × 1037
UU Coronae BorealisF8 V8.86ФотометрияΔI = 0,30 магн.> ~ 57 мин.Eвыбрать ~ 7 × 1035

Тип дает спектральная классификация включая спектральный класс и класс светимости.

V (mag) означает нормальную кажущуюся визуальная величина звезды.

EW (Он) эквивалентная ширина линии 5875,6 Å He I D3, наблюдаемой в эмиссии.

Наблюдения различаются для каждого объекта. Некоторые из них представляют собой рентгеновские измерения, другие - визуальные, фотографические, спектроскопические или фотометрические. Энергии событий меняются от 2 × 1033 до 2 × 1038 эрг.

Открытия Кеплера

В Кеплер космический корабль космическая обсерватория, предназначенная для поиска планет методом транзиты. А фотометр постоянно отслеживает яркость 150 000 звезд в фиксированной области неба (в созвездиях Лебедя, Лиры и Дракона), чтобы обнаруживать изменения яркости, вызванные прохождением планет перед звездным диском. Более 90 000 соток Звезды G-типа (подобно Солнцу) на главной последовательности или рядом с ней. Наблюдаемая область соответствует примерно 0,25% всего неба. Фотометр чувствителен к длинам волн 400–865 нм: весь видимый спектр и часть инфракрасного. Фотометрическая точность, достигнутая Кеплером, обычно составляет 0,01% (0,1 ммag) для 30-минутного времени интегрирования звезд 12-й величины.

Звезды G-типа

Высокая точность, большое количество наблюдаемых звезд и длительный период наблюдения делают Kepler идеальным для обнаружения супервспышек. В исследованиях, опубликованных в 2012 и 2013 годах, участвовало 83 000 звезд за 500 дней (большая часть анализа данных была проведена с помощью пяти студентов первого курса).[2][3][4] Звезды были выбраны из входного каталога Kepler, чтобы иметь Tэфф, эффективная температура от 5100 до 6000 К (солнечное значение 5750 К) для поиска звезд, спектральный класс которых аналогичен Солнцу, и поверхностная гравитация log g> 4,0 для исключения субгигантов и гигантов. Спектральные классы варьируются от F8 до G8. В исходном исследовании время интеграции составляло 30 мин. На 279 звездах солнечного типа было обнаружено 1547 супервспышек, наиболее интенсивные из которых увеличивали яркость звезд 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 приведенные энергии находятся в оптическом диапазоне и, следовательно, являются более низкими пределами, поскольку некоторая энергия излучается на других длинах волн.) Большинство событий были гораздо менее энергичными, чем это: амплитуда вспышек ниже 0,1% звездного значения и энергии 2 × 1033 эрги были обнаружены при 30-минутном интегрировании. Вспышки быстро нарастали, а затем экспоненциально затухали в масштабе 1–3 часа. Наиболее мощные события соответствовали энергиям на десять тысяч больше, чем самые большие вспышки, наблюдаемые на Солнце. Некоторые звезды вспыхивали очень часто: одна звезда показала 57 событий за 500 дней, по одному за девять дней. Для статистики вспышек количество вспышек уменьшалось с энергией E примерно как E−2, похожее на солнечные вспышки. Продолжительность вспышки увеличивалась с увеличением ее энергии, опять же в соответствии с поведением Солнца.

Некоторые данные Кеплера берутся за одну минуту, хотя неизбежно с меньшей точностью.[5] Использование этих данных на меньшей выборке звезд позволяет выявить вспышки, которые слишком короткие для надежного обнаружения с 30-минутной интеграцией, что позволяет обнаруживать события с минимальной скоростью до 1032 эрг, сопоставимые с самыми яркими вспышками на Солнце. Частота появления как функция энергии остается степенным законом E−n при расширении до более низких энергий с n около 1,5. При этом временном разрешении некоторые супервспышки показывают множественные пики с интервалом от 100 до 1000 секунд, что опять же сравнимо с пульсациями солнечных вспышек. Звезда KIC 9655129 показала два периода продолжительностью 78 и 32 минуты, что предполагает магнитогидродинамический колебания в области вспышки.[6] Эти наблюдения предполагают, что супервспышки отличаются от солнечных вспышек только масштабом, а не типом.

Звезды с супервспышками демонстрируют квазипериодическое изменение яркости, которое интерпретируется как свидетельство наличия звездных пятен, переносимых вращением Солнца. Это позволяет оценить период вращения звезды; значения варьируются от менее одного дня до десятков дней (значение для Солнца составляет 25 дней). На Солнце радиометрический мониторинг со спутников показывает, что большие пятна могут снизить яркость до 0,2%. У звезд с супервспышками наиболее распространенные вариации яркости составляют 1-2%, хотя они могут достигать 7-8%, что позволяет предположить, что площадь звездных пятен может быть намного больше, чем что-либо на Солнце. В некоторых случаях изменения яркости можно смоделировать только одним или двумя большими звездными пятнами, хотя не все случаи так просты. Звездные пятна могут быть группами меньших пятен или отдельными гигантскими пятнами.

Вспышки чаще встречаются у звезд с коротким периодом. Однако энергия самых крупных вспышек не связана с периодом вращения. Звезды с большими вариациями также имеют гораздо более частые вспышки; у них также есть тенденция к более сильным вспышкам. Большие вариации могут быть обнаружены даже у самых медленно вращающихся звезд: одна звезда имела период вращения 22,7 дня и вариации, подразумевающие покрытие пятен на 2,5% поверхности, что более чем в десять раз превышает максимальное солнечное значение. Оценивая размер звездных пятен по изменению амплитуды и принимая солнечные значения для магнитных полей в пятнах (1000 Гс), можно оценить доступную энергию: во всех случаях в поле достаточно энергии для питания даже наблюдались самые большие вспышки. Это говорит о том, что супервспышки и солнечные вспышки имеют по существу один и тот же механизм.

Чтобы определить, могут ли супервспышки возникать на Солнце, важно сузить определение звезд, подобных Солнцу. Когда диапазон температур разделен на звезды с Tэфф выше и ниже 5600K (звезды раннего и позднего G-типа) звезды с более низкой температурой примерно в два раза чаще демонстрируют активность супервспышек, чем звезды в солнечном диапазоне, и звезды, у которых это происходит, больше вспышек: частота возникновения вспышек (количество на звезда в год) примерно в пять раз больше у звезд позднего типа. Хорошо известно, что и скорость вращения, и магнитная активность звезды уменьшаются с возрастом у звезд G-типа. Когда вспыхивающие звезды делятся на быстрые и медленные вращатели, с использованием периода вращения, оцененного по вариациям яркости, существует общая тенденция для наиболее быстро вращающихся (и, предположительно, самых молодых) звезд, чтобы показать большую вероятность активности: в частности, звезды, вращающиеся в менее 10 дней в 20-30 раз чаще проявляют активность. Тем не менее 44 супервспышки были обнаружены на 19 звездах с температурой, близкой к Солнцу, и периодом более 10 дней (из 14000 исследованных звезд); четыре супервспышки с энергиями в диапазоне 1-5 × 1033 эрги были обнаружены на звездах, вращающихся медленнее Солнца (около 5000 в выборке). Распределение вспышек с энергией имеет одинаковую форму для всех классов звезд: хотя солнечноподобные звезды реже вспыхивают, у них такая же пропорция очень энергичных вспышек, как у более молодых и более холодных звезд.

Звезды типа К и М

Данные Кеплера также использовались для поиска вспышек на звездах более поздних спектральных классов, чем G. Выборка из 23 253 звезд с эффективной температурой Tэфф менее 5150K и поверхностная сила тяжести log g> 4,2, соответствующие звездам главной последовательности позже, чем K0V, были исследованы на предмет вспышек в течение 33,5 дней.[7] Было идентифицировано 373 звезды с явными вспышками. У одних звезд была только одна вспышка, у других - целых пятнадцать. Самые сильные события увеличили яркость звезды на 7-8%. Это кардинально не отличается от пиковой яркости вспышек у звезд G-типа; однако, поскольку звезды типа K и M менее ярки, чем звезды типа G, это предполагает, что вспышки на этих звездах менее энергичны. Сравнивая два изученных класса звезд, кажется, что M-звезды вспыхивают чаще, чем K-звезды, но продолжительность каждой вспышки, как правило, короче. Невозможно сделать какие-либо выводы об относительной пропорции звезд типа G и K, демонстрирующих супервспышки, или о частоте вспышек у тех звезд, которые действительно проявляют такую ​​активность, поскольку алгоритмы и критерии обнаружения вспышек в двух исследованиях сильно различаются. .

Большинство (хотя и не все) звезд K и M демонстрируют те же квазипериодические изменения яркости, что и звезды G. Существует тенденция к возникновению более энергичных вспышек у большего числа переменных звезд; однако частота вспышек слабо связана с переменностью.

Горячие юпитеры как объяснение

Когда супервспышки были впервые обнаружены на звездах солнечного типа, было предложено[8] что эти извержения могут быть вызваны взаимодействием магнитного поля звезды с магнитным полем планеты-газового гиганта, вращающейся так близко к первичной, что магнитные поля были связаны. Вращение или орбитальное движение приведут в движение магнитные поля до тех пор, пока изменение конфигурации полей не вызовет взрывное высвобождение энергии. В Переменные RS Canum Venaticorum являются тесными двойными системами с орбитальными периодами от 1 до 14 дней, в которых главная звезда - звезда главной последовательности F- или G-типа, и с сильной хромосферной активностью на всех орбитальных фазах. Эти системы имеют вариации яркости, связанные с большими звездными пятнами на главной части; некоторые показывают большие вспышки, которые, как считается, вызваны магнитным пересоединением. Спутник находится достаточно близко, чтобы раскрутить звезду за счет приливных взаимодействий.

Однако газовый гигант не будет достаточно массивным, чтобы сделать это, оставив неизменными различные измеримые свойства звезды (скорость вращения, хромосферную активность). Если бы гигант и первичный элемент находились достаточно близко, чтобы магнитные поля могли быть связаны, орбита планеты охватила бы силовые линии, пока конфигурация не стала бы нестабильной, после чего последовало бы резкое высвобождение энергии в виде вспышки. Кеплер обнаружил ряд близко вращающихся газовых гигантов, известных как горячие юпитеры; исследования двух таких систем показали периодические вариации хромосферной активности первичной, синхронизированные с периодом спутника.

Не все планетные транзиты могут быть обнаружены Кеплером, поскольку планетарная орбита может быть вне прямой видимости Земли. Однако орбита горячих Юпитеров настолько близка к главной, что вероятность прохождения составляет около 10%. Если бы супервспышки были вызваны близкими планетами, то у 279 обнаруженных вспыхивающих звезд было бы около 28 транзитных спутников; ни один из них фактически не показал доказательств транзитов, что фактически исключает это объяснение.

Спектроскопические наблюдения звезд с супервспышками

Спектроскопические исследования супервспышек позволяют более детально определить их свойства в надежде обнаружить причину вспышек. Первые исследования были выполнены на спектрографе с высокой дисперсией Телескоп субару на Гавайях.[9][10] Подробно изучено около 50 звезд явно солнечного типа, которые, как известно из наблюдений Кеплера, проявляют активность супервспышек. Из них только 16 показали, что они являются визуальными или спектрально-двойными; они были исключены, так как близкие двоичные файлы часто бывают активными, тогда как в случае визуальных двоичных файлов существует вероятность того, что на компаньоне происходит активность. Спектроскопия позволяет точно определять эффективную температуру, силу тяжести на поверхности и содержание элементов помимо гелия (1).металличность '); большинство из 34 одиночных звезд оказались звездами главной последовательности спектрального класса G и составом, аналогичным Солнцу. Поскольку такие свойства, как температура и поверхностная гравитация, меняются в течение жизни звезды, теория звездной эволюции позволяет оценить возраст звезды: в большинстве случаев возраст превышает несколько сотен миллионов лет. Это важно, поскольку известно, что очень молодые звезды гораздо более активны. Девять звезд соответствовали более узкому определению солнечного типа, данному выше, с температурами выше 5600K и периодами вращения более 10 дней; у некоторых были периоды более 20 или даже 30 дней. Только пять из 34 могут быть описаны как быстрые ротаторы.

Наблюдения от LAMOST были использованы для измерения хромосферная активность 5648 звезд солнечного типа в поле Кеплера, включая 48 звезд с супервспышками.[11] Эти наблюдения показывают, что звезды с супервспышками обычно характеризуются большим количеством хромосферных выбросов, чем другие звезды, включая Солнце. Однако звезды с супервспышками, уровень активности которых ниже или сравним с Солнцем, действительно существуют, что позволяет предположить, что солнечные вспышки и супервспышки, скорее всего, имеют одно и то же происхождение. Очень большой ансамбль солнечноподобных звезд, включенный в это исследование, позволяет получить подробные и надежные оценки связи между хромосферной активностью и возникновением супервспышек.

Все звезды демонстрировали квазипериодические вариации яркости от 0,1% до почти 10%, интерпретируемые как вращение больших звездных пятен.[12] Когда на звезде есть большие пятна, уровень активности хромосфера становится высоким; в частности, большие хромосферные пляжи образуются вокруг групп пятен. Известно, что интенсивности некоторых солнечных и звездных линий, генерируемых в хромосфере, в частности линий ионизированного кальция (Ca II) и линии Hα водорода, являются индикаторами магнитной активности. Наблюдения за линиями Са у звезд, близких по возрасту к Солнцу, даже показывают циклические изменения, напоминающие 11-летний солнечный цикл. Наблюдая определенные инфракрасные линии Ca II у 34 звезд с супервспышками, можно было оценить их хромосферную активность. Измерения одних и тех же линий в точках в пределах активной области на Солнце вместе с одновременными измерениями местного магнитного поля показывают, что существует общая связь между полем и активностью.

Хотя звезды демонстрируют четкую корреляцию между скоростью вращения и активностью, это не исключает активности медленно вращающихся звезд: даже такие медленные звезды, как Солнце, могут иметь высокую активность. Все наблюдаемые звезды с супервспышками имели большую активность, чем Солнце, что подразумевает более сильные магнитные поля. Также существует корреляция между активностью звезды и вариациями ее яркости (и, следовательно, охватом звездных пятен): все звезды с большими вариациями амплитуды показали высокую активность.

Зная приблизительную площадь, покрытую звездными пятнами, по размеру вариаций и напряженность поля, оцененную по хромосферной активности, можно оценить общую энергию, запасенную в магнитном поле; во всех случаях в поле было достаточно энергии, чтобы учесть даже самые большие супервспышки. Как фотометрические, так и спектроскопические наблюдения согласуются с теорией, согласно которой супервспышки отличаются только масштабом от солнечных вспышек и могут быть объяснены высвобождением магнитной энергии в активных областях, которые намного больше, чем на Солнце. Тем не менее, эти области могут появляться на звездах с массой, температурой, составом, скоростью вращения и возрастом, подобными Солнцу.

Смотрите также Хромосфера # На других звездах

Обнаружение супервспышек на Солнце

Поскольку звезды, очевидно похожие на Солнце, могут производить супервспышки, естественно спросить, может ли само Солнце сделать это, и попытаться найти доказательства того, что оно происходило в прошлом. Большие вспышки неизменно сопровождаются энергичными частицами, и эти частицы производят эффекты, если достигают Земли. В Carrington событие 1859 г., самая большая вспышка, которую мы наблюдаем напрямую, произвела глобальную полярные сияния простирается близко к экватору.[13] Энергичные частицы могут вызывать химические изменения в атмосфере, которые могут постоянно фиксироваться в полярных льдах. Быстрые протоны генерируют отличительные изотопы, особенно углерод-14, которые могут быть поглощены и сохранены живыми существами.

Концентрации нитратов в полярном льду

Когда солнечные энергетические частицы достигая атмосферы Земли, они вызывают ионизацию, которая создает оксид азота (NO) и другие химически активные формы азота, которые затем осаждаются в виде нитратов. Поскольку все энергичные заряженные частицы в большей или меньшей степени отклоняются геомагнитным полем, они входят преимущественно в полярных широтах; поскольку высокие широты также содержат постоянный лед, естественно искать нитратную сигнатуру событий частиц в ледяные керны. Исследование ледяного керна Гренландии, проведенное еще в 1561 году нашей эры, позволило получить разрешение от 10 до 20 проб в год, что в принципе позволяет обнаруживать единичные явления. Точные даты (в пределах одного или двух лет) могут быть получены путем подсчета годовых слоев в кернах, проверенных путем идентификации отложений, связанных с известными извержениями вулканов. В керне наблюдалось годовое изменение концентрации нитратов, сопровождавшееся рядом «всплесков» разной амплитуды. Самый сильный из них за всю историю наблюдений был датирован в пределах нескольких недель после события Кэррингтона 1859 года. Однако другие события могут вызвать выбросы нитратов, включая сжигание биомассы, которое также приводит к увеличению концентрации аммония. Исследование четырнадцати ледяных кернов из Антарктики и Арктики показало большие выбросы нитратов: однако ни один из них не был датирован 1859 годом, кроме уже упомянутого, и этот один, кажется, произошел слишком скоро после события Кэррингтона и слишком короток, чтобы его можно было объяснить. этим. Все такие всплески были связаны с аммонием и другими химическими индикаторами горения. Вывод состоит в том, что концентрации нитратов нельзя использовать в качестве индикаторов исторической солнечной активности.[14]

Одиночные события от космогенных изотопов

Когда энергичные протоны входят в атмосферу, они создают изотопы в результате реакции с основными компонентами; самый важный из них углерод-14 (14C), который создается, когда вторичные нейтроны реагируют с азотом. 14C, который имеет период полураспада 5 730 лет, реагирует с кислородом с образованием углекислого газа, который усваивается растениями; датируя лес по его 14Содержание C было исходной основой радиоуглеродное датирование. Если доступна древесина известного возраста, процесс можно обратить. Измерение 14Содержание C и использование периода полураспада позволяет оценить содержание на момент образования древесины. Годичные кольца деревьев показывают закономерности, вызванные различными факторами окружающей среды: дендрохронология использует эти годичные кольца деревьев, сравнивая их по перекрывающимся последовательностям, чтобы установить точные даты. Применение этого метода показывает, что атмосферный 14C действительно меняется со временем из-за солнечной активности. Это основа калибровочной кривой углеродного датирования. Очевидно, его также можно использовать для обнаружения любых пиков производства, вызванных солнечными вспышками, если эти вспышки создают достаточно энергичных частиц, чтобы произвести измеримое увеличение 14С.

Исследование калибровочной кривой, имеющей временное разрешение пять лет, показало три интервала за последние 3000 лет, в которых 14C значительно увеличился.[15] На основании этого два японских кедра были исследованы с разрешением в один год и показали: увеличение на 1,2% в 774 г., что примерно в двадцать раз больше, чем можно было ожидать от нормальной солнечной вариации. Этот пик неуклонно уменьшался в течение следующих нескольких лет. Результат был подтвержден исследованиями дуба немецкого, сосны щетинистой из Калифорнии, лиственницы сибирской и древесины каури из Новой Зеландии.[16][17] Все определения согласились как по времени, так и по амплитуде эффекта. Кроме того, измерения скелетов кораллов из Южно-Китайского моря показали существенные вариации 14C в течение нескольких месяцев примерно в одно и то же время; однако дата могла быть установлена ​​только с точностью до ± 14 лет около 783 года нашей эры.[18]

Углерод-14 - не единственный изотоп, который может производиться энергичными частицами. Бериллий-10 (10Be, период полураспада 1,4 миллиона лет) также образуется из азота и кислорода и откладывается в полярных льдах. Однако, 10Осаждение Be может быть сильно связано с местной погодой и проявлять крайнюю географическую изменчивость; также сложнее назначить даты.[19] Тем не менее 10Увеличение Be в течение 770-х годов было обнаружено в ледяном керне из Антарктики, хотя сигнал был менее заметным из-за более низкого временного разрешения (несколько лет); еще один меньший рост наблюдался в Гренландии.[16][20] Когда сравнивались данные с двух участков в Северной Гренландии и одного в Западной Антарктике, все полученные с разрешением в один год, все они показали сильный сигнал: временной профиль также хорошо соответствовал данным 14Результаты C (в пределах неопределенности датировки для 10Будьте данными).[21][22] Хлор-36 (36Cl, период полураспада 301 тыс. Лет) может быть произведен из аргона и отложен в полярных льдах; Поскольку аргон является второстепенным компонентом атмосферы, его содержание невелико. Те же ледяные керны, которые показали 10Также будет обеспечено увеличение 36Cl, хотя при разрешении в пять лет детальное совпадение было невозможно.

Второе событие в 993/4 г. также был найден из 14C в годичных кольцах, но с меньшей интенсивностью.[20], и еще одно событие было найдено для 660 г. до н.э.[23] Это событие также привело к заметному увеличению 10Быть и 36Cl в кернах льда Гренландии.

Если предположить, что эти события вызваны энергичными частицами от крупных вспышек, то нелегко оценить энергию частиц во вспышке или сравнить ее с известными событиями. Событие Кэррингтона не фигурирует в космогенных записях, как и другие события с крупными частицами, которые наблюдались напрямую. Поток частиц должен быть оценен путем расчета производительности радиоуглерода, а затем моделирования поведения CO.2 как только он вошел в цикл углерода; доля созданного радиоуглерода, поглощаемого деревьями, в некоторой степени зависит от этого цикла. Спектр энергичных частиц солнечной вспышки значительно варьируется между событиями; один с «жестким» спектром, с большим количеством протонов высоких энергий, будет более эффективным в производстве 14C. увеличение. Самая мощная вспышка с жестким спектром, наблюдавшаяся инструментально, произошла в феврале 1956 г. (начало ядерных испытаний скрывает любые возможные эффекты в 14Запись C); было подсчитано, что если бы одна вспышка была ответственна за событие AD 774/5, она должна была бы быть в 25-50 раз более мощной, чем эта. Одна активная область на Солнце может вызвать несколько вспышек за время своего существования, и эффекты такой последовательности будут суммироваться за годичный период, охватываемый одним 14Измерение C; однако общий эффект все равно будет в десять раз больше, чем что-либо, наблюдаемое в аналогичный период в наше время.

Солнечные вспышки - не единственная возможность для образования космогенных изотопов. Длинный или короткий гамма-всплеск изначально был предложен как возможная причина события 774/5 нашей эры.[24][25] Однако это объяснение оказалось очень маловероятным, и текущая парадигма состоит в том, что эти события вызваны экстремальными явлениями солнечных частиц.

Исторические записи

Был предпринят ряд попыток найти дополнительные свидетельства, подтверждающие интерпретацию изотопного пика как супервспышки около 774/5 г. н.э., путем изучения исторических записей. Событие в Кэррингтоне произвело полярные сияния на юг, вплоть до Карибского бассейна и Гавайев, что соответствует геомагнитная широта около 22 °;[26] если событие 774/5 соответствовало еще более мощной вспышке, должно было произойти глобальное авроральное событие.

Усоскин и др.[16] цитируют упоминания о полярных сияниях в китайских хрониках для 770 г. (дважды), 773 и 775 г. н. э. Они также цитируют «красный крест» в небе в 773, 774 или 776 г. Англосаксонская хроника;[27] «воспламеняющиеся щиты» или «щиты, горящие красным цветом», увиденные в небе над Германией в 776 году нашей эры, записанные в Королевские франкские летописи; «огонь на небесах», увиденный в Ирландии в 772 году нашей эры; и привидение в Германии в 773 г., интерпретированное как всадники на белых лошадях. Повышенная солнечная активность вокруг 14Увеличение C подтверждается данными о полярных сияниях в Китае, сделанными 12 января 776 г. н.э., как это подробно описано Стефенсоном и др.[28] Китайские записи описывают более десяти полос белых огней, «похожих на расстеленный шелк», протянувшихся через восемь китайских созвездий; показ длился несколько часов. Наблюдения, сделанные во время Династия Тан, были сделаны из столицы Чанъань.

Тем не менее, существует ряд трудностей при попытке связать 14C результатами к историческим хроникам. Даты годичных колец могут быть ошибочными, потому что годичных колец не видно (необычно холодная погода), или двух колец (второй росток теплой осенью).Если бы холодная погода была глобальной, после крупного извержения вулкана, вполне возможно, что последствия также могли бы быть глобальными: очевидное 14Дата C не всегда может совпадать с летописями.

Для изотопного пика в 993/994 году нашей эры, исследованного Хаякавой и др.[29] изученные современные исторические документы показывают кластеризацию наблюдений полярных сияний в конце 992 г., в то время как их связь с изотопным пиком все еще обсуждается.

Общая солнечная активность в прошлом

Супервспышки, похоже, связаны с общим высоким уровнем магнитной активности. Помимо поиска отдельных событий, можно изучать записи изотопов, чтобы найти уровень активности в прошлом и определить периоды, когда он мог быть намного выше, чем сейчас. Лунные горные породы не подвержены влиянию геомагнитного экранирования и процессов переноса. Оба несолнечные космические лучи и события, связанные с солнечными частицами, могут создавать изотопы в горных породах, и на них обоих влияет солнечная активность. Космические лучи намного более энергичны и проникают глубже, и их можно отличить от солнечных частиц, которые воздействуют на внешние слои. Можно получить несколько разных радиоизотопов с очень разными периодами полураспада; концентрация каждого из них может рассматриваться как представляющая средний поток частиц за период их полураспада. Поскольку потоки должны быть преобразованы в концентрации изотопов путем моделирования, здесь существует определенная модельная зависимость. Эти данные согласуются с мнением о том, что поток энергичных солнечных частиц с энергией выше нескольких десятков МэВ не изменился за периоды от пяти тысяч до пяти миллионов лет.[30] Конечно, период интенсивной активности в течение короткого периода времени по отношению к периоду полураспада не будет обнаружен.

14Измерения углерода, даже с низким разрешением по времени, могут указывать на состояние солнечной активности за последние 11000 лет примерно до 1900 года. Хотя радиоуглеродное датирование применялось еще 50 000 лет назад, во время дегляциации в начале голоцена биосфера и его поглощение углерода резко изменилось, делая оценку до этого непрактичным; примерно после 1900 г. Эффект Suess а испытания ядерных бомб затрудняют интерпретацию. 10Концентрации Be в кернах стратифицированного полярного льда служат независимым показателем активности. Обе меры разумно согласуются друг с другом и с числом солнечных пятен в Цюрихе за последние два столетия. В качестве дополнительной проверки можно восстановить изотоп Титан-44 (44Ti, период полураспада 60 лет) из метеоритов; это обеспечивает измерение активности, на которую не влияют изменения в процессе переноса или геомагнитного поля.[31] Хотя он ограничен примерно двумя последними столетиями, он согласуется со всеми, кроме одного 14C и 10Сделайте реконструкции и подтвердите их действительность. Обсуждаемые выше энергетические вспышки редки; на больших временных масштабах (значительно больше года) в потоке радиогенных частиц преобладают космические лучи. Внутренняя солнечная система защищена общим магнитным полем солнца, которое сильно зависит от времени внутри цикла и силы цикла. В результате время сильной активности отображается как уменьшается в концентрациях всех этих изотопов. Поскольку на космические лучи также влияет геомагнитное поле, трудности с восстановлением этого поля ограничивают точность реконструкций.

В 14C реконструкция активности за последние 11 000 лет не показывает периода, значительно превышающего нынешний; Фактически, общий уровень активности во второй половине 20 века был самым высоким с 9000 г. до н.э. В частности, активность в период около 774 г. 14Событие C (усредненное по десятилетиям) было несколько ниже долгосрочного среднего, а событие 993 г. н.э. совпало с небольшим минимумом. Более подробное исследование периода с 731 по 825 год нашей эры, объединяющее несколько 14Наборы данных C с одно- и двухлетним разрешением с учётом полярных сияний и солнечных пятен действительно показывают общее увеличение солнечной активности (с низкого уровня) примерно после 733 г. н.э., достигая наивысшего уровня после 757 г. и оставаясь высоким в 760-х и 770-х годах; Примерно в это же время было несколько полярных сияний и даже низкоширотное полярное сияние в Китае.

Эффекты гипотетической солнечной супервспышки

Эффект супервспышки, который, по-видимому, был обнаружен у первоначальных девяти звезд-кандидатов, был бы катастрофическим для Земли и нанес бы серьезный ущерб атмосфере и жизни. Хотя он не был бы таким мощным, как гамма-всплеск. Это также оставит следы на Солнечная система; например, событие на острове S Fornacis привело к увеличению яркости звезд примерно в 20 раз. Томас Голд предположил, что глазурь на верхней поверхности некоторых лунных камней могла быть вызвана солнечной вспышкой, связанной с увеличением яркости более чем в 100 раз в течение 10-100 секунд в какой-то момент в последние 30 000 лет.[32] Помимо земных эффектов, это вызовет локальное таяние льда с последующим повторным замерзанием вплоть до спутников Юпитера. Нет никаких свидетельств того, что супервспышки такого масштаба имели место в Солнечной системе.[8]

Даже для гораздо меньших супервспышек в нижней части диапазона Кеплера эффекты будут серьезными. В 1859 году событие Кэррингтона вызвало сбои в телеграфной системе Европы и Северной Америки. Возможные последствия сегодня будут включать:

  • Повреждение или потеря всех искусственных спутников
  • Пассажиры авиакомпаний на трансполярных рейсах получат высокие дозы радиации от энергичных частиц (как и любые космонавты или экипаж Международная космическая станция )
  • Значительное истощение озоновый слой при повышенном риске возникновения катаракты, солнечных ожогов и рака кожи, а также повреждения растущих растений. Время восстановления может составлять от нескольких месяцев до лет. В самых серьезных случаях будет нанесен серьезный ущерб биосфере, особенно первичному фотосинтезу в океанах.
  • Отказ системы распределения электроэнергии (как в Геомагнитная буря, март 1989 г. ), возможно, с повреждением трансформаторов и коммутационного оборудования.
  • Отключение питания систем охлаждения отработавших топливных стержней, хранящихся на атомных электростанциях
  • Потеря большей части радиосвязи из-за повышенной ионизации атмосферы

Очевидно, что супервспышки часто повторяются, а не происходят изолированно. В оксид азота (NO) и другие необычные азотные соединения, создаваемые факельными частицами, катализируют разрушение озона, не потребляясь сами по себе, и долгое время находятся в стратосфере. Вспышки с частотой один раз в год или даже реже будут иметь кумулятивный эффект; разрушение озонового слоя может быть постоянным и привести, по крайней мере, к вымиранию на низком уровне.

Супервспышки также были предложены как решение проблемы Парадокс слабого молодого Солнца.[33]

Могут ли случиться супервспышки на Солнце?

Поскольку супервспышки могут возникать на звездах, очевидно эквивалентных Солнцу во всех отношениях, естественно спросить, могут ли они возникнуть на самом Солнце. Оценка, основанная на оригинальных фотометрических исследованиях Кеплера, предполагала, что частота звезд солнечного типа (ранний G-тип и период вращения более 10 дней) составляет один раз каждые 800 лет для энергии 1034 эрг и каждые 5000 лет на 1035 эрг.[3] Одноминутная выборка предоставила статистику для менее энергичных вспышек и дала частоту одной вспышки с энергией 1033 эрг каждые 500–600 лет для звезды, вращающейся так же медленно, как Солнце; это будет оценено как X100 по шкале солнечных вспышек.[5] Это основано на прямом сравнении количества исследованных звезд с количеством наблюдаемых вспышек. Экстраполяция эмпирической статистики солнечных вспышек на энергию 1035 эрг предполагает частоту 1 раз в 10 000 лет.

Однако это не соответствует известным свойствам звезд с супервспышками. Такие звезды крайне редки в данных Кеплера; одно исследование показало только 279 таких звезд из 31 457 изученных, что составляет менее 1%; для звезд постарше этот показатель упал до 0,25%.[3] Кроме того, около половины активных звезд показывали повторяющиеся вспышки: у одной произошло 57 событий за 500 дней. Сосредоточившись на звездах солнечного типа, наиболее активные в среднем имели одну вспышку каждые 100 дней; частота появления супервспышек у наиболее активных звезд типа Солнца в 1000 раз больше, чем в среднем для таких звезд. Это говорит о том, что такое поведение не наблюдается на протяжении всей жизни звезды, а ограничивается эпизодами необычайной активности. На это также указывает четкая связь между магнитной активностью звезды и ее супервспышечной активностью; в частности, звезды с супервспышками намного активнее (исходя из площади звездных пятен), чем Солнце.

Нет никаких доказательств наличия какой-либо вспышки более мощной, чем событие Кэррингтона (около 1032 эрг, или 1/10 000 крупнейших супервспышек) за последние 200 лет. Хотя более крупные события из 14C запись ок. 775 г. н.э. однозначно идентифицировано как солнечное событие, его связь с энергией вспышки неясна, и вряд ли она превысит 1032 эрг.

Более энергичные супервспышки, похоже, исключаются по энергетическим соображениям для нашего Солнца, которые предполагают, что оно не способно к вспышке более 1034 эрг.[34] Расчет свободной энергии в магнитных полях в активных областях, которая может выделяться во вспышках, дает верхний предел около 3 × 1032 эрг, предполагающий, что самая мощная супервспышка может быть в три раза больше, чем событие Кэррингтона.[35]

У некоторых звезд магнитное поле в 5 раз больше, чем у Солнца, и они вращаются намного быстрее, и теоретически они могут иметь вспышку до 1034 эрг. Это могло бы объяснить некоторые супервспышки в нижней части диапазона. Чтобы подняться выше, может потребоваться кривая вращения против Солнца - такая, в которой полярные области вращаются быстрее, чем экваториальные области.[35][36]

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ а б Шефер, Брэдли Э .; Кинг, Джереми Р .; Делиянис, Константин П. (1 февраля 2000 г.). «Супервспышки на обычных звездах солнечного типа». Астрофизический журнал. 529 (2): 1026–1030. arXiv:astro-ph / 9909188. Bibcode:2000ApJ ... 529.1026S. Дои:10.1086/308325. S2CID  10586370.
  2. ^ Маэхара, Хироюки; Шибаяма, Такуя; Нотсу, Шота; Ноцу, Юта; Нагао, Такаши; Кусаба, Сатоши; Хонда, Сатоши; Ногами, Дайсаку; Шибата, Казунари (24 мая 2012 г.). «Супервспышки на звездах солнечного типа». Природа. 485 (7399): 478–481. Bibcode:2012Натура.485..478М. Дои:10.1038 / природа11063. PMID  22622572. S2CID  4373377.
  3. ^ а б c Шибаяма, Такуя; Маэхара, Хироюки; Нотсу, Шота; Нотсу, Юта; Нагао, Такаши; Хонда, Сатоши; Ishii, Takako T .; Ногами, Дайсаку; Шибата, Казунари (ноябрь 2013 г.). «Супервспышки на звездах солнечного типа, наблюдаемые с помощью Кеплера I. Статистические свойства супервспышек». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 209 (1): 5. arXiv:1308.1480. Bibcode:2013ApJS..209 .... 5S. Дои:10.1088/0067-0049/209/1/5. S2CID  118624365.
  4. ^ Ноцу, Юта; Шибаяма, Такуя; Маэхара, Хироюки; Нотсу, Шота; Нагао, Такаши; Хонда, Сатоши; Ishii, Takako T .; Ногами, Дайсаку; Шибата, Казунари (25 июня 2013 г.). «Супервспышки на звездах солнечного типа, наблюдаемые с помощью Кеплера II. Фотометрическая изменчивость звезд, генерирующих супервспышки: признак вращения звезд и звездных пятен». Астрофизический журнал. 771 (2): 127. arXiv:1304.7361. Bibcode:2013ApJ ... 771..127N. Дои:10.1088 / 0004-637X / 771/2/127. S2CID  119157827.
  5. ^ а б Маэхара, Хироюки; Шибаяма, Такуя; Ноцу, Юта; Нотсу, Шота; Хонда, Сатоши; Ногами, Дайсаку; Шибата, Казунари (29 апреля 2015 г.). «Статистические свойства супервспышек на звездах солнечного типа по данным 1-минутной каденции». Земля, планеты и космос. 67: 59. arXiv:1504.00074. Bibcode:2015EP&S ... 67 ... 59 млн. Дои:10.1186 / s40623-015-0217-z. S2CID  55912737.
  6. ^ Pugh, C.E .; Накаряков, В.М .; Брумхолл, А. (23 октября 2015 г.). «Многопериодное колебание в звездной супервспышке». Письма в астрофизический журнал. 813 (1): L5. arXiv:1510.03613. Bibcode:2015ApJ ... 813L ... 5P. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 813/1 / L5. S2CID  119304981.
  7. ^ Валкович, Лучанна М.; и другие. (13 января 2011 г.). «Вспышки белого света на холодных звездах в данных Квартала Кеплера 1». Астрономический журнал. 141 (2): 50. arXiv:1008.0853. Bibcode:2011AJ .... 141 ... 50 Вт. Дои:10.1088/0004-6256/141/2/50. S2CID  118629167.
  8. ^ а б Рубинштейн, Эрик П .; Шефер, Брэдли Э. (февраль 2000 г.). "Вызваны ли супервспышки на аналогах Солнца внесолнечными планетами?". Астрофизический журнал. 529 (2): 1031–1033. arXiv:astro-ph / 9909187. Bibcode:2000ApJ ... 529.1031R. Дои:10.1086/308326. S2CID  15709625. Сложить резюме – Грумбридж 1830.предполагаемый
  9. ^ Ноцу, Юта; Хонда, Сатоши; Маэхара, Хироюки; Нотсу, Шота; Шибаяма, Такуя; Ногами, Дайсаку; Шибата, Казунари (22 февраля 2015 г.). "Высокодисперсная спектроскопия супервспышечных звезд солнечного типа I. Температура, поверхностная гравитация, металличность и v sini". Publ. Astron. Soc. JPN. 67 (3): 32. arXiv:1412.8243. Bibcode:2015PASJ ... 67 ... 32N. Дои:10.1093 / pasj / psv001. S2CID  118987904.
  10. ^ Нотсу, Шота; Хонда, Сатоши; Ноцу, Юта; Нагао, Такаши; Шибаяма, Такуя; Маэхара, Хироюки; Ногами, Дайсаку; Ногами, Казунари (25 октября 2013 г.). "Высокодисперсная спектроскопия звезды с супервспышкой KIC6934317". Publ. Astron. Soc. JPN. 65 (5): 112. arXiv:1307.4929. Bibcode:2013PASJ ... 65..112N. Дои:10.1093 / pasj / 65.5.112. S2CID  106393538.
  11. ^ Карофф, Кристоффер; Кнудсен, Мадс Фауршу; Де Кат, Питер; Бонанно, Альфио; Фогтманн-Шульц, Александра; Фу, Цзяньнин; Фраска, Антонио; Инчеоглу, Фадил; Олсен, Джеспер (24 марта 2016 г.). «Наблюдательные доказательства повышенной магнитной активности звезд с супервспышками». Nature Communications. 7: 11058. Bibcode:2016 НатКо ... 71 10 58K. Дои:10.1038 / ncomms11058. ЧВК  4820840. PMID  27009381.
  12. ^ Ноцу, Юта; Хонда, Сатоши; Маэхара, Хироюки; Нотсу, Шота; Шибаяма, Такуя; Ногами, Дайсаку; Шибата, Казунари (29 марта 2015 г.). "Спектроскопия высокой дисперсии звезд с супервспышками солнечного типа II. Вращение звезд, звездные пятна и хромосферная активность". Publ. Astron. Soc. JPN. 67 (3): 33. arXiv:1412.8245. Bibcode:2015PASJ ... 67 ... 33N. Дои:10.1093 / pasj / psv002. S2CID  118494404.
  13. ^ Hayakawa, H .; и другие. (Декабрь 2018 г.). «Полярное сияние на низких широтах во время экстремальной космической погоды в 1859 году». Астрофизический журнал. 869 (1): 57. arXiv:1811.02786. Bibcode:2018ApJ ... 869 ... 57H. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aae47c. S2CID  119386459.
  14. ^ Schrijver, C.J .; и другие. (9 августа 2012 г.). «Оценка частоты чрезвычайно энергичных солнечных событий на основе солнечных, звездных, лунных и земных записей». Журнал геофизических исследований. 117 (A8): A08103. arXiv:1206.4889. Bibcode:2012JGRA..117.8103S. Дои:10.1029 / 2012JA017706.
  15. ^ Мияке, Фуса; Нагая, Кентаро; Масуда, Кимиаки; Накамура, Тосио (14 июня 2012 г.). «Признак увеличения космических лучей в 774–775 годах нашей эры от годичных колец в Японии». Природа. 486 (7402): 240–2. Bibcode:2012Натура.486..240M. Дои:10.1038 / природа11123. PMID  22699615. S2CID  4368820.
  16. ^ а б c Усоскин, И.Г .; Kromer, B .; Ludlow, F .; Beer, J .; Фридрих, М .; Ковальцов, Г.А .; Соланки, С.К .; Вакер, Л. (23 мая 2013 г.). «Космическое событие 775 года нашей эры: виновато Солнце». Письма по астрономии и астрофизике. 552: L3. arXiv:1302.6897. Bibcode:2013A & A ... 552L ... 3U. Дои:10.1051/0004-6361/201321080. S2CID  55137950.
  17. ^ Джулл, Эй Джей Тимоти; и другие. (25 апреля 2014 г.). «Экскурсии в записи 14С в 774–775 гг. Н. Э. В годичных кольцах из России и Америки». Письма о геофизических исследованиях. 41 (8): 3004–3010. Bibcode:2014GeoRL..41.3004J. Дои:10.1002 / 2014GL059874. HDL:10150/628657.
  18. ^ Лю, Йи; и другие. (16 января 2014 г.). «Загадочное резкое увеличение содержания углерода-14 в кораллах, вызванное кометой». Научные отчеты. 4: 3728. Bibcode:2014НатСР ... 4Э3728Л. Дои:10.1038 / srep03728. ЧВК  3893640. PMID  24430984.
  19. ^ Томас, Брайан Ч .; Мелотт, Адриан Л .; Arkenberg, Keith R .; Снайдер II, Брок Р. (26 марта 2013 г.). «Земные эффекты возможных астрофизических источников увеличения производства 14C в 774-775 годах нашей эры». Письма о геофизических исследованиях. 40 (6): 1237. arXiv:1302.1501. Bibcode:2013GeoRL..40.1237T. Дои:10.1002 / гр.50222. S2CID  14253803.
  20. ^ а б Мияке, Фуса; Масуда, Кимиаки; Накамура, Тосио (7 ноября 2013 г.). «Еще одно быстрое событие в содержании углерода-14 в годичных кольцах». Nature Communications. 4: 1748. Bibcode:2013НатКо ... 4,1748 млн. Дои:10.1038 / ncomms2783. PMID  23612289.
  21. ^ Мехалди, Флориан; и другие. (26 октября 2015 г.). "Множественные радионуклидные доказательства солнечного происхождения событий космических лучей 774/5 и 993/4 н.э.". Nature Communications. 6: 8611. Bibcode:2015НатКо ... 6,8611 млн. Дои:10.1038 / ncomms9611. ЧВК  4639793. PMID  26497389.
  22. ^ Суходолов, Тимофей; и другие. (28 марта 2017 г.). «Атмосферные воздействия самого сильного известного шторма солнечных частиц 775 года нашей эры». Научные отчеты. Springer Nature. 7 (1): 45257. Bibcode:2017НатСР ... 745257С. Дои:10.1038 / srep45257. ISSN  2045-2322. ЧВК  5368659. PMID  28349934.
  23. ^ О'Хара, Пасхальный; и другие. (2019). «Мультирадионуклидное свидетельство экстремального солнечного протонного события около 2610 лет до н.э. (∼660 до нашей эры)». Proc. Natl. Акад. Sci. СОЕДИНЕННЫЕ ШТАТЫ АМЕРИКИ. 116 (13): 5961–5966. Bibcode:2019PNAS..116.5961O. Дои:10.1073 / pnas.1815725116. ЧВК  6442557. PMID  30858311.
  24. ^ Павлов, А.К .; Блинов, А.В .; Константинов, А.Н .; и другие. (2013). «Импульс образования космогенных радионуклидов 775 г. н.э. как отпечаток галактического гамма-всплеска». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 435 (4): 2878–2884. arXiv:1308.1272. Bibcode:2013МНРАС.435.2878П. Дои:10.1093 / mnras / stt1468. S2CID  118638711.
  25. ^ Амбарян, В. В .; Р. Нойхаузер (2013). "Короткая галактическая гамма-вспышка как причина 14Пик C в 774/5 году нашей эры ». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 430 (1): 32–36. arXiv:1211.2584. Bibcode:2013МНРАС.430 ... 32Ч. Дои:10.1093 / мнрас / стс378. S2CID  765056.
  26. ^ Б.Т., Цурутани; и другие. (2003). "Экстремальная магнитная буря 1-2 сентября 1859 г.". Журнал геофизических исследований. 108 (A7): 1268. Bibcode:2003JGRA..108.1268T. Дои:10.1029 / 2002JA009504.
  27. ^ Hayakawa, H .; и другие. (2019). «Небесный знак в англо-саксонских хрониках 770-х годов: взгляд на современную солнечную активность». Солнечная физика. Springer. 294 (4): 42. arXiv:1903.03075. Bibcode:2019Соф..294 ... 42Ч. Дои:10.1007 / s11207-019-1424-8. S2CID  118718677.
  28. ^ Ф. Р. Стефенсон; и другие. (2019). «Описывают ли китайские астрономические записи, датированные 776 годом нашей эры 12/13 января, отображение полярных сияний или лунное гало? Критическое повторное рассмотрение». Солнечная физика. 294 (4): 36. arXiv:1903.06806. Bibcode:2019Соф..294 ... 36С. Дои:10.1007 / s11207-019-1425-7. S2CID  115142297.
  29. ^ Hayakawa, H .; и другие. (Январь 2017 г.). «Исторические полярные сияния в 990-х годах: свидетельства великих магнитных бурь». Солнечная физика. 69 (2): 12. arXiv:1612.01106. Bibcode:2017Соф..292 ... 12ч. Дои:10.1007 / s11207-016-1039-2. S2CID  119095730.
  30. ^ Полуянов, С .; и другие. (2018). "Солнечные энергетические частицы и галактические космические лучи за миллионы лет, согласно данным о космогенном 26Al в лунных образцах ". Astron. Астрофизики. 1618: A96. arXiv:1807.10153. Bibcode:2018A & A ... 618A..96P. Дои:10.1051/0004-6361/201833561. S2CID  119232459.
  31. ^ Asvestari, E .; и другие. (2017). «Оценка различных рядов чисел солнечных пятен с использованием космогенного изотопа 44Ti в метеоритах» (PDF). Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 467 (2): 1608–1613. Bibcode:2017МНРАС.467.1608А. Дои:10.1093 / мнрас / stx190.
  32. ^ Голд, Томас (26 сентября 1969). «Аполлон-11, наблюдающий за замечательным явлением остекления на поверхности Луны». Наука. 165 (3900): 1345–9. Bibcode:1969Sci ... 165.1345G. Дои:10.1126 / science.165.3900.1345. PMID  17817880. S2CID  38427906.
  33. ^ Айрапетян, В. С .; Glocer, A .; Gronoff, G .; Hébrard, E .; Данчи, В. (2016). "Пребиотическая химия и атмосферное потепление ранней Земли активным молодым Солнцем". Природа Геонауки. 9 (6): 452–455. Bibcode:2016НатГе ... 9..452А. Дои:10.1038 / ngeo2719. HDL:10871/31990.
  34. ^ Кичатинов Л.Л., Мордвинов А.В. и Непомнящих А.А., 2018. Моделирование изменчивости циклов солнечной активности
  35. ^ а б Кацова, М.М .; Кичатинов, Л.Л .; Лившиц, М.А .; Moss, D.L .; Соколов Д.Д .; Усоскин, И. (2018). «Могут ли случиться супервспышки на Солнце? Взгляд из теории динамо». Астрономические отчеты. 62 (1): 72–80. arXiv:1710.00015. Bibcode:2018ARep ... 62 ... 72K. Дои:10.1134 / S106377291801002X. S2CID  119297432.
  36. ^ Karak, B.B .; Käpylä, P.J .; Käpylä, M.J .; Бранденбург, А .; Olspert, N .; Пелт, Дж. (2015). «Магнитно-управляемое дифференциальное вращение звезд вблизи перехода от солнечного профиля к антисолнечному». Астрономия и астрофизика. 576: A26. arXiv:1407.0984. Bibcode:2015A&A ... 576A..26K. Дои:10.1051/0004-6361/201424521. (для определения антисолнечных)