Hviezdni dvojníci Slnka

Autor:  Július Koza, Astronomický ústav SAV, Tatranská Lomnica
Publikováno:  29. 12. 2013
Zdroj: psáno pro Hvězdárnu Valašské Meziříčí v rámci projektu Se Sluncem společně, prosinec 2013, pro server www.pozorovanislunce.eu

Ke stažení ve formátu pdf.

Úvodné jazykové okienko

V anglickej astronomickej literatúre je možné stretnúť sa s výrazom solar twin, ktorého korektný slovenský a český preklad by znel slnečné dvojča. V oboch jazykoch slovo dvojča označuje jedinca pochádzajúceho z rovnakého tehotenstva, ako druhé dvojča, ktorým je geneticky aj vzhľadovo totožný jedinec. Anglické solar twin preto navodzuje dojem, akoby z protosolarnej hmloviny, z ktorej vzniklo Slnko, zároveň vznikol aj jeho súrodenec, jeho dvojča, o ktoré Slnko nejakým spôsobom prišlo, a všetko, čo by súviselo s hľadaním a výskumom tohto hypotetického slnečného dvojčaťa by sa nieslo pod hlavičkou solar twin.

Nevieme zatiaľ úplne spoľahlivo vylúčiť, že Slnko nemalo pri svojom počiatku jedného alebo viac hviezdnych súrodencov vzíducich zo spoločnej materskej protosolárnej hmloviny. Aj keby tomu tak bolo, čo je veľmi nepravdepodobné, hviezdna evolúcia nepozná mechanizmy analogické biologickým, ktoré by zachovávali akúsi genetickú zhodu hviezd. Preto platí axióma: Všetky hviezdy sú odlišné. Ak sa nám niektoré javia ako zhodné, potom sa nepozeráme pozorne. Háčik je v tom, že anglickým twin sa tu myslí dvojník, označujúci niekoho veľmi podobného, no bez priamej genetickej príbuznosti. Pre tento prípad má angličtina výstižnejšie ekvivalenty look-alike alebo z nemčiny prevzaté doppelganger, ktoré sú však pochopiteľne veľmi nepraktické a jazykovo neobratné, čo celkom dobre vysvetľuje, prečo sa zaužíval termín solar twin alebo solar twins, ktorý z vyššie uvedených dôvodov prekladáme ako dvojníci Slnka dominujúci aj názvu tohto článku.

Klasifikácia

Dvojníci Slnka sú len jednou podskupinou širšej skupiny hviezd, ktorých vybrané fyzikálne charakteristiky sú v istej miere podobné analogickým charakteristikám Slnka. Podľa miery ich podobnosti sú rozdelené do nasledujúcich štyroch skupín odrážajúcich presnosť pozorovacích metód, s ktorou sme schopní vybrané charakteristiky zmerať:
  • hviezdy podobné Slnku (hviezdy slnečného typu),
  • slnečné analógy,
  • dvojníci Slnka,
  • habhviezdy.

Hviezdy podobné Slnku

Do tejto kategórie sú zaradené hviezdy hlavnej postupnosti, ktorých farebný index B-V je z intervalu 0,48 až 0,8 (jednotka farebného indexu mag je vynechaná v súlade so zaužívanou zvyklosťou). Len pre porovnanie, ten istý farebný index Slnka je 0,65. Podľa alternatívnej definície založenej na spektrálnom type patria do tejto kategórie hviezdy spektrálneho typu F8 V až K2 V, pričom tomuto kritériu vyhovuje až 10 % hviezd. Hviezdy podobné Slnku sa prejavujú nápadnou závislosťou medzi rýchlosťou rotácie, chromosférickou a koronálnou aktivitou. Príklady blízkych jasných hviezd slnečného typu ľahko identifikovateľných na oblohe sú v tabuľke č. 1, v ktorej sú aj počty známych exoplanét. Prvou v tabuľke je ε Eridani, ktorá je zo všetkých osamelých, voľným zrakom viditeľných hviezd treťou najbližšou. Je to pomerne mladá hviezda, ktorej vek je odhadovaný na menej ako jednu miliardu rokov.

Obrázok 1: Slnko (vľavo) je trochu väčšie, horúcejšie a aktívnejšie ako τ Ceti (vpravo). Autor: R.J. Hall.

Obrázok 1: Slnko (vľavo) je trochu väčšie, horúcejšie a aktívnejšie ako τ Ceti (vpravo). Autor: R.J. Hall.

 

Slnečné analógy

Táto kategória je podskupinou predchádzajúcej a patria do nej hviezdy s teplotou líšiacou sa od teploty Slnka 5778 K o menej ako ± 500 K, metalicitou v rozsahu od 50 % do 200 % slnečnej metalicity a bez sekundárnej zložky s obežnou dobou kratšou ako 10 dní. Posledné kritérium súvisí s tým, že prípadná sekundárna zložka s kratšou obežnou periódou by slapovým gravitačným pôsobením, obrazne povedané, vnútila primárnej zložke synchrónnu rotáciu, ktorá je podstatne rýchlejšia, ako rotácia, ktorú by mala ako osamelá hviezda rovnakého veku. Prítomnosť blízkeho sekundáru by sa tak prejavila vysokou aktivitou hviezdy neprimeranou jej veku. Kritérium zároveň vylučuje možnosť prenosu hmoty medzi zložkami. Príklady blízkych jasných slnečných analógov ľahko identifikovateľných na oblohe sú v tabuľke č. 2 a na obrázku č. 2.

Obrázok 2: Porovnanie veľkostí a farieb hviezd sústavy α Centauri a Slnka. Autor: D. Benbennick.

Obrázok 2: Porovnanie veľkostí a farieb hviezd sústavy α Centauri a Slnka. Autor: D. Benbennick.

 

Dvojníci Slnka

Hviezdy tejto kategórie sú momentálne dostupnými prostriedkami takmer nerozlíšiteľné od Slnka a sú pochopiteľne úzkou podskupinou predchádzajúcej kategórie. Ich teplota sa líši od teploty Slnka 5778 K o menej ako ± 50 K, metalicita je v rozsahu od 89 % do 112 % slnečnej, nemajú žiadneho sekundárneho sprievodcu a ich vek sa líši od veku Slnka, ktorý je 4,57 miliárd rokov, o menej ako ± 1 miliardu rokov.

Príklady blízkych jasných dvojníkov Slnka sú v tabuľke č. 3, kde pre porovnanie sú uvedené aj vybrané charakteristiky Slnka ako aj vek v miliardách rokov. Existujú náznaky, že najvernejší doteraz známy dvojník Slnka 18 Scorpii má cyklus hviezdnej aktivity kratší o niekoľko rokov ako 11-ročný slnečný cyklus. Amplitúda aktivity, teda variácie jasnosti 18 Scorpii, je podobná slnečnej a má hodnotu 0,1 %.

Habhviezdy

Táto podskupina Slnku podobných hviezd bola zavedená iba nedávno a staršie štúdie ju preto neuvádzajú. Jej názov je slovný novotvar odvodený z anglického habitable star alebo habstar, teda obývateľná hviezda. Tým sa pochopiteľne myslí hviezda, ktorej fyzikálne charakteristiky sú natoľko blízke slnečným, že v jej okolí sú podmienky pre vznik Zemi podobných planét vhodných pre život v dlhodobo stabilnej obývateľnej zóne, v ktorej sa môže vyskytovať voda v kvapalnom stave. O zavedenie tejto kategórie sa významne zaslúžila Dr. Margaret Turnbull, ktorá je spoluautorkou habkatalógu viac ako 17 000 blízkych habhviezd.

Vek habhviezd je minimálne 3 miliardy rokov, sú na hlavnej postupnosti, neprejavujú výraznú variabilitu jasnosti a majú taký systém exoplanét, ktorý zabezpečuje dlhodobú dynamickú stabilitu obývateľnej zóny. Metalicita habhviezdy má byť dostatočne vysoká na to, aby v jej okolí mohli vzniknúť terestrické, teda Zemi podobné planéty. Uvedené podmienky spĺňajú hviezdy s hmotnosťou menšou ako 1,5 hmotnosti Slnka a chladnejšie ako spektrálny typ F5 V. Prípadné kolísanie jasnosti habhviezdy by nemalo presiahnuť 3 % a jej metalicita by mala byť minimálne 40 % metalicity Slnka.

Príkladom habhviezdy je hviezda HD 70 642 v južnom súhvezdí Korma. Je to žltý trpaslík vzdialený 92 svetelných rokov s hmotnosťou a polomerom ako Slnko, je však o niečo chladnejší a menej svietivý. Vo vzdialenosti 3,2 AU ju obieha po takmer kruhovej dráhe hmotná, Jupiteru podobná exoplanéta. Podobnosť hviezdy so Slnkom zabezpečuje, že jej obývateľná zóna je približne vo vzdialenosti 1 AU a jej Exojupiter s hmotnosťou minimálne dvoch Jupiterov zabezpečuje stabilitu dráhy prípadnej Zemi podobnej exoplanéty s dráhou v obývateľnej zóne.

Obývateľná zóna

Obrázok 3: Závislosť vzdialenosti obývateľnej zóny d vyjadrenej v astronomických jednotkách AU od svietivosti centrálnej hviezdy Io.Obývateľnou zónou (ďalej ako OZ) je myslená prstencová oblasť okolo hviezdy, v ktorej sa môže na terestrických planétach s dostatočným tlakom atmosféry vyskytovať tečúca voda. Hranice OZ sú určované na základe požiadaviek definovaných biosférou Zeme, jej polohou v Slnečnej sústave a množstvom žiarivej energie, ktorú prijíma zo Slnka. Odhady dolnej a hornej hranice OZ Slnečnej sústavy sa značne líšia. Jej vnútorný okraj kladú rôzni autori do vzdialenosti od 0,72 do 0,99 AU a jej vonkajší okraj do vzdialenosti od 1,01 AU až do 3 AU, teda hlboko do hlavného pásu asteroidov za dráhu trpasličej planéty Ceres.

Obrázok 3: Závislosť vzdialenosti obývateľnej zóny d vyjadrenej

v astronomických jednotkách AU od svietivosti centrálnej hviezdy Io.

 

Vzdialenosť OZ od hviezdy rastie približne s druhou odmocninou jej svietivosti, čo ilustruje obrázok č. 3. Nasledujúci obrázok č. 4 dokumentuje závislosť vzdialenosti a šírky OZ od hmotnosti hviezdy pre prípad Slnečnej sústavy a sústavy šiestich exoplanét obiehajúcich okolo menej hmotného, červené trpaslíka Gliese 581 v súhvezdí Váhy. Zatiaľ nezávisle nepotvrdená exoplanéta Gliese 581 g leží takmer uprostred OZ. Je to prípad veľmi hmotnej, Zemi podobnej exoplanéty, takzvanej Superzeme. Ak sa jej existencia potvrdí a skutočne sa jedná o kamennú planétu s atmosférou, potom podmienky na jej povrchu by mali dovoľovať prítomnosť tečúcej vody. Obrázok č. 5 porovnáva veľkosť OZ Slnečnej sústavy a hviezdy podobnej Slnku 40 Eridani už skôr spomenutej v tabuľke č. 1.

Obrázok 4: Závislosť vzdialenosti a šírky obývateľnej zóny od hmotnosti hviezdy pre prípad Slnečnej sústavy a sústavy šiestich exoplanét obiehajúcich okolo červeného trpaslíka Gliese 581 nachádzajúceho sa v súhvezdí Váhy.

Obrázok 4: Závislosť vzdialenosti a šírky obývateľnej zóny od hmotnosti hviezdy pre prípad Slnečnej sústavy a sústavy šiestich exoplanét obiehajúcich okolo červeného trpaslíka Gliese 581 nachádzajúceho sa v súhvezdí Váhy.

Obrázok 5: Porovnanie veľkosti obývateľných zón Slnečnej sústavy a hviezdy podobnej Slnku 40 Eridani.

Obrázok 5: Porovnanie veľkosti obývateľných zón Slnečnej sústavy a hviezdy podobnej Slnku 40 Eridani.

Koncepcia OZ ako rozhodujúceho faktoru podmieňujúceho výskyt života je narušená objavom kvapalnej vody ďaleko za hranicami OZ. Najznámejším príkladom je mesiac Jupiteru Európa, ktorý by mal mať rozsiahly podpovrchový oceán vody. V týchto prípadoch už nie je rozhodujúca žiarivá energia zo Slnka, ale napríklad gravitačný slapový ohrev mesiaca centrálnou planétou, rádioaktívny rozpad prvkov, pripadne vysoký tlak vyvolaný nadložnými vrstvami. Spolupôsobenie týchto a ďalších faktorov môže zabezpečovať dostatočný prísun energie pre udržanie kvapalného vodného oceánu. Podobne aj na ďalších mesiacoch veľkých planét je možná prítomnosť kvapalnej vody. Nasvedčuje tomu mohutný kriovulkanizmus vodného ľadu pozorovaný v roku 2005 sondou Cassini na Saturnovom mesiaci Enceladus, ktorý je na obrázku č. 6.

Obrázok 6: Kriovulkanizmus alebo vodný vulkanizmus v oblasti južného pólu Saturnovho mesiaca Enceladus. Gejzíry vodného ľadu tryskajúce z puklín v povrchu zachytila sonda Cassini v roku 2005.

Obrázok 6: Kriovulkanizmus alebo vodný vulkanizmus v oblasti južného pólu Saturnovho mesiaca Enceladus. Gejzíry vodného ľadu tryskajúce z puklín v povrchu zachytila sonda Cassini v roku 2005.

Čím sú hviezdni dvojníci Slnka užitoční?

Potreba identifikovať hviezdnych dvojníkov Slnka súvisí s nasledujúcimi astrofyzikálnymi problémami:
  • vývoj Slnka na veľmi dlhých časových škálach rádovo miliárd rokov,
  • pochopenie činnosti hviezdneho a slnečného magnetického dynama,
  • hviezdna a slnečná aktivita a jej periodicita,
  • spektroskópia objektov Slnečnej sústavy.
Obrázok 7: Ročné priemerné počty slnečných škvŕn v rokoch 1609 až 2000. Nápadná absencia škvŕn v rokoch 1645 až 1715 sa nazýva Maunderovo minimum.

Obrázok 7: Ročné priemerné počty slnečných škvŕn v rokoch 1609 až 2000. Nápadná absencia škvŕn v rokoch 1645 až 1715 sa nazýva Maunderovo minimum.

Prvé tri zo spomenutých problémov navzájom veľmi úzko súvisia. Slnečná aktivita, ktorej najnápadnejším prejavom je variácia početnosti a veľkosti škvŕn (Obrázok č. 7), je vonkajším prejavom činnosti slnečného magnetického dynama. Toto dynamo funguje kváziperiodicky so základnou periódou približne 11 rokov  a s meniacou sa amplitúdou. V jeho činnosti nastávajú hlboké výpadky, príčina ktorých je neznáma. Príkladom je takzvané Maunderovo minimum slnečnej aktivity v období od roku 1645 do roku 1715, v ktorom bolo zaznamenaný mimoriadne nízky počet slnečných škvŕn.

Obrázok 8: Variácie celkového slnečného vyžarovania v rokoch 1978 až 2012.

Obrázok 8: Variácie celkového slnečného vyžarovania v rokoch 1978 až 2012.

Ďalším sekundárnym prejavom aktivity Slnka sú nepatrné periodické variácie celkového slnečného vyžarovania s amplitúdou približne 0,1 %, ktoré sú vo fáze s cyklom slnečných škvŕn (Obrázok č. 8). Práve tie však môžu hrať významnú úlohu vo vzťahoch Slnko-Zem. Teleskopické pozorovania cyklov slnečnej aktivity pokrývajú interval 400 rokov a éra jej kozmického výskumu začala iba pred 40 rokmi. Pritom vek Slnka je 4,57 miliárd rokov. Ak by úsečka predstavujúca vek Slnka mala 1 m, potom úsečka reprezentujúca éru jeho teleskopického výskumu by mala iba desatinu mikrometra. Pochopiteľne, z tak krátkeho úseku je možné robiť iba nepriame odhady, aká bola slnečná aktivita v dávnejšej minulosti a čo môžeme od nej očakávať v budúcnosti. Tento problém krátkeho časového pokrytia istého javu pozorovaniami astrofyzika rieši štúdiom veľkého počtu fyzikálne čo najpodobnejších objektov nachádzajúcich sa v rôznych vývojových štádiách. A práve tu majú nezastupiteľné miesto prvé tri kategórie hviezdnych dvojníkov Slnka, štúdiom ktorých môžeme nahliadnuť do minulosti a budúcnosti slnečnej magnetickej aktivity (Obrázok č. 9) a celého života Slnka.

Obrázok 9: Cyklus slnečnej aktivity. Mapy magnetického poľa Slnka pokrývajúce dve maxima slnečnej aktivity v rokoch 1991 (vľavo dolu) a 2001 (vpravo dolu) a minimum medzi nimi.   Obrázok 10: Cyklus slnečnej aktivity z obrázku č. 9 v röntgenovom žiarení.

Obrázok 9: Cyklus slnečnej aktivity. Mapy magnetického poľa Slnka pokrývajúce dve maxima slnečnej aktivity v rokoch 1991 (vľavo dolu) a 2001 (vpravo dolu) a minimum medzi nimi.
Obrázok 10: Cyklus slnečnej aktivity z obrázku č. 9 v röntgenovom žiarení.

Posledný problém spektroskópie objektov Slnečnej sústavy súvisí s tým, že spektrum každého objektu slnečnej sústavy, či už planéty, kométy, alebo asteroidu, je súčtom slnečného a vlastného spektra objektu, ktoré ak chceme študovať, musíme od neho slnečné fotosférické spektrum odčítať. To je technicky možné iba tak, že po nasnímaní spektra objektu nasnímame rovnakou optickou sústavou a detektorom aj slnečné spektrum. Jeho zdrojom musí byť čo najvernejší dvojník Slnka, príklady ktorých sú uvedené v tabuľke č. 3.

 

Aktivita a variabilita dvojníkov Slnka

Pretože okrem Slnka všetky hviezdy sú aj v tých najväčších ďalekohľadoch iba body, ich magnetická aktivita a variabilita je študovaná nasledujúcimi nepriamymi metódy:
  • presná širokopásmová fotometria celkovej jasnosti hviezdy,
  • úzkopásmová fotometria jasnosti jadra spektrálnej čiary jedenkrát ionizovaného vápnika Ca II K s vlnovou dĺžkou 393,4 nm vo fialovej časti spektra,
  • fotometria röntgenového žiarenia hviezdy.

Prvá metóda poskytuje nepriamu informáciu o početnosti a ploche slnečných škvŕn a fakulových polí vo fotosfére hviezdy. Pretože centrum spektrálnej čiary Ca II K je formované v chromosfére, druhá metóda hovorí o celkovej ploche jasných chromosférických pláží, ktoré sú indikátorom magnetickej aktivity hviezdy (Obrázok č. 11). Vyššia magnetická aktivita hviezdy sa prejavuje väčšou celkovou plochou a jasnosťou pláží a tým aj väčším tokom žiarenia v jadre čiary Ca II K. Röntgenové žiarenie hviezdy pochádza z jej koróny a jeho pôvod súvisí s premenou energie magnetického poľa hviezdy na iné formy, jednou z ktorých je práve toto žiarenie (Obrázok č. 10). Aj v tomto prípade vyššia magnetická aktivita sa prejavuje vyšším tokom röntgenového žiarenie.

Obrázok 11: Chromosféra Slnka snímaná v jadre spektrálnej čiary Ca II K. Slnečné škvrny sú obklopené rozsiahlymi poliami jasných pláží.

Obrázok 11: Chromosféra Slnka snímaná v jadre spektrálnej čiary Ca II K. Slnečné škvrny sú obklopené rozsiahlymi poliami jasných pláží.

 

Zo života Slnka

Na základe pozorovaní veľkého štatistického súboru hviezdnych dvojníkov Slnka rôzneho veku a všetkých troch kategórii bolo možné poskladať nasledujúci životopis Slnka a jeho magnetickej aktivity, ktorý v skratke ilustruje obrázok č. 12.

Pre mladé Slnko v prvých desiatkach miliónov rokov života bola charakteristická rýchla rotácia, intenzívny slnečný vietor a vysoká magnetická aktivita, neporovnateľne vyššia ako súčasná. Gigantické škvrny spôsobovali pomerne veľké variácie jasnosti a mohli sa vyskytovať aj v polárnych oblastiach a boli zdrojom častých erupcií a výronov koronálnej hmoty. Magnetická aktivita v tomto období bola veľmi nepravidelná bez výraznejšej periódy. Bunky fotosférickej granulácie boli oválne a pretiahnuté v smere rotácie.

Obrázok 12: Vývoj Slnka od protosolárnej hmloviny až po červeného obra. Autor: K. Schrijver.Pre dospievanie Slnka do súčasnej podoby je charakteristické spomaľovanie rotácie v dôsledku straty momentu hybnosti unášaného hviezdnym vetrom. Bunky granulácie nadobúdajú nepravidelný tvar s typickým priemerom približne 1000 km. Intenzita magnetickej aktivity klesá, stáva sa kváziperiodickou a je prerušovaná veľkými minimami, príkladom ktorých je Maunderovo minimum.

Pre záver života Slnka na hlavnej postupnosti je charakteristické ďalšie spomaľovanie rotácie a s tým súvisiace pohasínanie magnetickej aktivity. Disk Slnka je väčšinou bez škvŕn. Po expanzii Slnka na červeného obra je jeho povrch pokrytý enormne veľkými konvektívny bunkami.

Obrázok 12: Vývoj Slnka od protosolárnej hmloviny až po červeného obra. Autor: K. Schrijver.

Připravované akce

Přednáška "Zpráva o zatmění Slunce 21. srpna"
16. 10. 2017, 19:00 hodin, Zlín

 


Vyhledávání

 

Novinky a aktuality

Pozorování Slunce 2016

21.01.17

Už tradičně vám předkládáme další roční souhrn o pozorování projevů sluneční aktivity na Hvězdárně Valašské Meziříčí. V roce 2016 byl velmi znatelný pokles aktivity, ale i přesto bylo co pozorovat: tranzit Merkuru přes sluneční disk, eruptivní protuberance, erupce, zajímavé skupiny slunečních skvrn. Nabízíme vám ohlédnutí za rokem 2016 včetně galerie těch nejvydařejnějších snímků i animací zajímavých projevů sluneční aktivity.

Pozorování sluneční aktivity - srpen a září 2016

04.10.16

V měsících srpen a září se výrazně zvýšil počet aktivních oblastí, ale na četnosti a mohutnosti erupcí se to příliš neprojevilo. V srpnu se nám podařilo napozorovat tři eruptivní protuberance, kterým předcházely erupce v aktivních oblastech NOAA 12572 a 12573. V polovině září byla zahájena dlouho očekávaná rekonstrukce budovy odborného pracoviště Hvězdárny Valašské Meziříčí, což znamená pozastavení veškeré observační činnosti až do konce roku 2016.

Pozorování sluneční aktivity - červen a červenec 2016

03.10.16

Letní pozorovací sezóna se vyznačuje větším počtem jasných dnů s dobrými pozorovacími podmínkami. I s klesající sluneční aktivitou se nám proto v těchto dvou měsících podařilo napozorovat řadu zajímavých jevů. V červnu jsme pozorovali 13 dnů (5 aktivních oblastí) a v červenci 21 dnů (8 aktivních oblastí). Podařilo se nám však napozorovat pouze 3 sluneční erupce, jelikož většina erupcí se odehrávala v době, kdy bylo u nás Slunce pod obzorem nebo nám nepřálo počasí.