Erupce byla spatřena v prosinci 2005 u hvězdy II Pegasi, která je jen nepatrně menší než naše Slunce. Erupce byla asi 100 miliónkrát energetičtější než jsou průměrné sluneční erupce a došlo při ní k uvolnění energie odpovídají 5.1019 (50 triliónů) jaderných (atomových) bomb.
Naštěstí naše Slunce je v současné době hvězdou stabilní, která nemůže produkovat tak silné erupce. A hvězda II Pegasi je od Země v bezpečné vzdálenosti asi 135 sv.l. (1,28.1015 km).
Hvězda II Pegasi (0,8 hmotností Slunce) patří do dvojhvězdného systému. Druhá hvězda, vzdálená jen několik málo hvězdných poloměrů má hmotnost 0,4 hmotností Slunce. Proto slapové síly způsobují, že rotace obou hvězd je velmi rychlá – jednou za 7 dnů (průměrná doba rotace Slunce je 28 dnů).
Poněvadž sluneční aktivita (množství i intenzita) závisí na druhé mocnině rotačních rychlostí jsou erupce na II Pegasi mohutnější a častější. Zatímco u slunečních erupcí může rentgenová emise trvat maximálně několik málo minut; u II Pegasi trvala několik hodin.
Vědcům se podařilo při pozorování erupce na II Pegasi získat přímý důkaz, že erupce i na jiných hvězdách než je Slunce, způsobují urychlování částic. U slunečních erupcí byly pozorovány částice urychlované až na rychlosti blízké rychlosti světla.
„Erupce byla tak silná, že jsme mysleli, že vybuchla celá hvězda,“ řekla Rachel Osten(ová) (University of Maryland a NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland). „Víme hodně o slunečních erupcích a toto je jedna ukázka, ale zatím jenom od jedné hvězdy. Případ II Pegasi byla naše první příležitost studovat detaily u jiné hvězdy, která je podobná našemu Slunci.“
Mladé hvězdy rotují rychleji, proto i jejich aktivita je podstatně vyšší. A s největší pravděpodobností se i naše Slunce zamlada chovalo jako nyní II Pegasi. Ale II Pegasi je nejméně o 1 miliardu let starší než naše Slunce, které je nyní ve středním věku (4,6 miliard roků). „Těsná dvojhvězda II Pegasi se stále chová jako mladá, protože vzájemná blízkost hvězd umožňuje i starším hvězdám se roztočit a silně vzplanout jako hvězdy mladé,“ řekl Steve Drake (NASA Goddard).
Klíčem k nalezení erupce u II Pegasi bylo pozorování vysokoenergetického rentgenového záření družicí Swift. Vzhledem k pozorované intenzitě se astronomové nejdříve domnívali, že se jedná o ,,běžný"" gama záblesk, které dalekohled (Burst Alert Telescope) umístěný na družici Swift ve vesmíru hledá. Záblesky gama záření jsou nejmohutnější dosud známé exploze, z nichž některé pravděpodobně vznikají při výbuchu hvězdy nebo při splynutí hvězd. Záhy však bylo jasné, že v tomto případě má explozi na svědomí úplně jiný jev.
U hvězd byly až dosud pozorovány pouze nízkoenergetické „měkké“ rentgenové emise. Vysokoenergetické „tvrdé" rentgenové záření - netepelné rentgenové záření (jeho přítomnost prozrazují urychlování elektronů) viděli vědci poprvé až u II Pegasi. Pouze sonda RHESSI (NASA Reuven Ramaty High High Energy Solar Spectroscopic Imager) ho pozorovala u slunečních erupcí. Tvrdé rentgenové záření na začátku erupce je odpovědné za ohřívání koronálního plynu a odhalí informace o erupci již v jejím samém počátku.
Nejvyšší vrstva sluneční atmosféry koróna má teplotu asi 1,5.106 O C, zatímco viditelný „povrch“ Slunce (fotosféra) o tloušťce jen 300 km má teplotu 6 000°C. Koróna začíná ve výšce okolo 14 000 km nad fotosférou a její jas je miliónkrát slabší než jas fotosféry, proto ji můžeme pozorovat jen při úplném zatmění Slunce nebo pomocí koronografů. Hustota vnitřní koróny je asi 10-11 hustoty zemské atmosféry.
Polární záře 2. listopadu 2002. Snímky v nepravých barvách pořídila družice IMAGE. Credit: NASA/GSFC
Jiný pohled na polární záři z 2. listopadu 2002. Credit: NASA/GSFC
Magnetické pole Slunce objevil v roce 1908 americký astronom George Ellery Hale (1868 - 1938) ve slunečních skvrnách na základě Zeemanova efektu (rozštěpení spektrálních čar). Slunce je veliký a nesmírně komplikovaný magnet. Kromě svého „nenápadného“ globálního magnetického pole má pole lokální, která se výrazně projevují sluneční aktivitou. Globální magnetické pole, které je relativně slabé (10-4 Tesla), převrací svou polaritu vždy po 11 letech (22-letý Haleův cyklus). V místech, kde silná magnetická pole vystupují na povrch, vznikají lokální magnetická pole a jsou relativně silná (až 1000krát silnější než globální) a prakticky celý sluneční disk rozdělují na menší oblasti různých magnetických polarit. Hranice polarit jsou velmi nestabilní a často zde dochází k náhlému uvolněním magnetické energie – erupci, což se nejdříve projeví zjasněním v chromosféře (přechodová vrstva mezi fotosférou a korónou). Původní magnetická energie se mění na kinetickou energii elektronů, protonů a iontů a erupce se projeví v celém elektromagnetickém spektru (zejména v krátkovlnné oblasti) zvýšeným tokem gama, rentgenového (X-ray) a ultrafialového (UV) záření, radiovým vzplanutím a emisí částic. Výjimečně lze erupci pozorovat i ve viditelném světle, tzv. bílou erupci (poprvé ji pozoroval 1. září 1859 Richard Carrington).
Nezřídka se stává, že se proti sobě dostanou dvě protáhlé smyčky opačně orientovaných magnetických polí. V takovém případě dojde k přepojení magnetických silokřivek, magnetickému zkratu (rekonekci) a vznikne horký oblak plazmy - plazmoid s vmrznutým magnetickým polem, který se oddělí od Slunce a putuje sluneční soustavou – únik (výron) koronální hmoty CME (Coronal Mass Ejection). CME je většinou doprovázen intenzivním rentgenovým vzplanutím (X Ray Flare).
Sledování a předpovědi erupcí i CME jsou velmi důležité, protože mohou vyvolat poruchy meziplanetárního magnetického pole - magnetické bouře, poruchy magnetosféry Země, vznik napětí v atmosféře (poruchy elektrické rozvodné sítě nebo ropovodů) a také polární záře.
Polární záře pozorujeme díky interakci rychlých nabitých částic se zemskou atmosférou. Rychlé částice se podél siločar magnetického pole Země dostanou až do naší atmosféry a ionizují ji. U polárních září se pozorují 3 základní barvy: červená (ionizace molekul kyslíku), zelená (rekombinace molekul dusíku) a výjimečně modrá (ionizaci atomů vodíku ve vysokých vrstvách atmosféry). Protože k Zemi neproudí stejné množství stejně rychlých částic, oblast výskytu, intenzita i tvar polárních září se mění. Aurorální ovál se středem v geomagnetickém pólu může mít poloměr až 3000 km. Grafické znázornění výskytu a intenzity polárních září na základě měření družice NOAA/POES: http://sec.noaa.gov/pmap/
Kdyby podobná erupce jako u II Pegasi nastala na Slunci, tvrdé rentgenové záření by poškodilo naši ochranu – atmosféru (především ozónovou vrstvu), což by vedlo k podstatným změnám klimatu a s největší pravděpodobností i zániku života na Zemi. Je ironií, že jedna z teorií předpokládá, že podmínkou vzniku planet z prachoplynného oblaku a snad i života, jsou částice z výbuchu hvězdy. Pozorování Swift dokazují, že takové výbuchy existují.
„Swift byl postaven, aby chytal gama záblesky, ale můžeme využít jeho schopností, aby zachytil také supernovy a nyní i hvězdné erupce,“ řekl Neil Gehrels (NASA Goddard), jeden z duchovních otců mise Swift. „Nemůžeme předpovědět, kdy erupce nastane, ale Swift může reagovat dostatečně rychle, aby pozorování mělo ještě smysl.“
Zdroje:
Diskuze:
Diskuze je otevřená pouze 7dní od zvěřejnění příspěvku nebo na povolení redakce
