Vannak-e koronakidobódások más csillagokon?

2490

A flerek és koronaanyag-kidobódások (coronal mass ejection, CME) a csillagaktivitás talán leglátványosabb megjelenési formái. Ezek során a csillag mágneses terének gyors átrendeződésével energia szabadul fel, ami a csillag gyors felfényesedésével, majd fokozatos elhalványodásával, ún. flerekkel jár. A flereket a Napon egyes esetekben töltött részecskékből álló plazmafelhő kidobódása is követheti (CME). A Nap esetében a koronakidobódások szinte minden esetben flerekhez kötődnek. Napunk esetében ezek az események a földi életre is közvetlen hatással lehetnek, hiszen a kidobódott plazmafelhő és a Föld mágneses terének kölcsönhatása a szemet gyönyörködtető sarki fények mellett mágneses viharokat is okozhat, megzavarva a navigációs rendszereket vagy az áramszolgáltatást, illetve ezek károsíthatják a műholdakat is. Más, aktívabb csillagok esetében a kitörésekkel járó nagyenergiás sugárzás és részecskeáram megváltoztathatja a bolygók légkörének összetételét, ahogy azt a például a TRAPPIST-1 rendszer esetében is feltételezzük, de hosszú távon ezek akár a csillag körül keringő exobolygók légkörének erodálásához vagy teljes elvesztéséhez is vezethetnek.

Koronakidobódás és a Föld mágneses terének kölcsönhatása nem méretarányos ábrázolásban. Forrás: NASA

A Nap esetében a koronakidobódásokat a kutatók részletesen tanulmányozzák megfigyelések és modellezés segítségével egyaránt. Bár a Napon naponta 0,5-6 CME-t látunk (az aktivitási ciklustól függően), más csillagokon jóval nehezebb a kimutatásuk: leginkább a kidobódott hidrogén Balmer-vonalainak Doppler-eltolódása segítségével történik, ehhez viszonylag jó felbontású spektrum-idősorra van szükség. Koronakidobódást más csillagokon mindössze néhány esetben sikerült megfigyelni, az esetek többségében mindössze egy-egy esemény véletlenszerű észleléséről van szó, ez azonban kevés statisztikai vizsgálatokhoz.

Az MTA CSFK CSI kutatói, Vida Krisztián vezetésével, a grazi egyetem és az ottani űrkutatási intézet (Space Research Institute) munkatársaival közösen, a legnagyobb nyilvánosan elérhető adatbázisban, a Virtuális Obszervatóriumban található adatokban kerestek CME-kre utaló nyomokat. Csaknem 400, hideg, közeli csillagról vizsgáltak meg mintegy 5500 spektrumot – ez 1200 órányi, 50 napnyi mérést jelent. A mérések és a várt jel tulajdonságai miatt ez a vizsgálat nehezen automatizálható, ezért a keresést kézzel kellett elvégezni. A kutatók 25 csillag 478 mérésében találtak aszimmetriákat a Balmer-vonalakon, amelyek koronakidobódásokra utalhatnak, köztük kilenc jelentősebb eseménnyel. (A spektrumvonal-aszimmetriára elképzelhető más magyarázat, pl. kromoszféra-kondenzáció is, bár ezek jellemző sebessége a Napon kisebb). Ezek alapján megbecsülték a kidobódott anyag sebességét és tömegét is. A statisztikai elemzés arra utal, hogy ezek az események gyakoribbak azokon a hidegebb csillagokon, amelyek erősebb aktivitást mutatnak. Ez az eredmény első ránézésre kézenfekvőnek tűnik, hiszen az aktívabb csillagok eleve gyakrabban flereznek, ám egyes modellek alapján elképzelhető, hogy épp az erős mágneses tér lehet az, ami meggátolja a töltött részecskék távozását a felszínről (a mágneses befagyás jelensége miatt ugyanis a plazma “szeret” a mágneses tér mentén mozogni), és csak a legerősebb kitörésekből – a szimulációt ismertető cikk szóhasználatával CME-szörnyetegekből – lehetnek valódi CME-k.

A sebességek és a kidobódott anyag tömegének becsült eloszlása. A tipikus tömegek 1015-1018 g közé esnek, míg a sebességek jellemzően a felszíni szökési sebesség, kb. 600 km/s alatt találhatóak, így a megfigyelt események nagy része feltehetően visszahull a csillag felszínére. (Forrás: Vida et al., 2019)

Azokon a csillagokon, amelyeknél vonal-aszimmetria volt megfigyelhető, azok gyakorisága napi 1-20 közé esett. Ez az érték kisebb, mint amit a Napon megfigyeltek alapján várnánk: ez 15-20 esemény lenne naponta, bár az ilyen összehasonlításokkal óvatosan kell bánni, hiszen a Napon más a megfigyelés módja, és természetesen a detektálás érzékenysége is. A mért maximális látóirányú sebességek jellemzően 100-300 km/s közé estek, vagyis az esetek túlnyomó részében, mintegy 90-98%-ban a csillagra jellemző felszíni szökési sebesség (kb. 600 km/s) alatt vannak (a Napon a CME-k sebessége 250-500 km/s körül van). Ezek a viszonylag alacsony sebességek adódhatnak abból, hogy csak a látóirányú vetületet tudjuk megmérni, de az is elképzelhető, hogy csak az események egy korai szakaszát látjuk (mivel a mérések eredetileg nem ilyen vizsgálathoz készültek, nem mindig volt spektrum-idősorunk a teljes eseményről), és az anyag a Napon látottakhoz hasonlóan folyamatosan gyorsul a csillagkorona alsó szakaszában, és később ugyan elérheti a szökési sebességet, ám ekkor, mivel közben ritkul is, már nem tudjuk megfigyelni.

A megfigyelt események egy részénél elérhető volt a csillagokról Zeeman-Doppler-térkép is, amely rekonstruálja a mágneses tér nagy léptékű szerkezetét nagy felbontású spektropolarimetriai mérésekből. Így elsőként nyílt lehetőség arra, hogy a koronakidobódásokat a csillagok mágneses terének ismeretében lehessen tanulmányozni, például az események valódi sebességét megbecsülni.

A kutatás egyik fontos tanulsága, hogy úgy tűnik, a sikeres koronakidobódások, amelyek a bolygóközi térbe juthatnak, viszonylag ritkák még az igen aktív csillagok esetében is. Ez utalhat arra, hogy a csillag erős mágneses tere segíthet megvédeni a körülötte keringő exobolygókat azáltal, hogy nem hagyja „kiszabadulni” a kidobódásokat. Ennek egyik következménye, hogy a bolygó-csillag kölcsönhatások (pl. atmoszféravesztés) esetében a nagyenergiás sugárzás szerepe a koronakidobódásnál fontosabb szerepet játszik. Továbbá reménykedhetünk abban, hogy még a fiatalabb, aktívabb csillagok is a korábban feltételezettnél stabilabb, biztonságosabb környezetet kínálhatnak, és az ilyen csillagok körül keringő bolygók légköre is nagyobb eséllyel élheti túl a csillag fiatalkori aktív életszakaszát, lehetőséget nyújtva így az élet kialakulására.

Az eredményeket ismertető cikk az Astronomy & Astrophysics folyóiratban fog megjelenni.

Hozzászólás

hozzászólás