Supererupções (superflares) são explosões muito fortes observadas em estrelas, com energias de até dez mil vezes as de erupções típicas do Sol. As estrelas nesta classe satisfazem condições que as tornariam análogas ao Sol, e se esperaria que fossem estáveis por escalas muito longas de tempo. As nove candidatas originais foram detectadas por diversos métodos. Nenhum estudo sistemático foi possível até o lançamento do satélite Kepler, que monitorou um número muito grande de estrelas do tipo solar, com precisão muito alta e por um período extenso. Isto mostrou que uma pequena proporção de estrelas tinham violentas erupções, até 10 mil vezes mais potentes que as mais fortes erupções conhecidas do Sol. Em muitos casos, houve eventos múltiplos na mesma estrela. Estrelas mais jovens tinham maior probabilidade de ter erupções que as mais velhas, mas eventos mais fortes foram vistos em estrelas tão velhas quanto o Sol.
As erupções foram inicialmente explicadas postulando-se planetas gigantes em órbitas muito próximas, de forma que os campos magnéticos da estrela e do planeta estivessem ligados. A órbita do planeta entortaria as linhas de campo até que a instabilidade liberasse energia de campo magnético na forma de uma erupção. Entretanto, nenhum planeta deste tipo em trânsito foi encontrado pela Kepler e esta teoria foi abandonada.
Todas as estrelas supereruptivas mostram variações quase periódicas de brilho, interpretadas como manchas estelares muito grandes carregadas pela rotação. Estudos espectroscópicos encontraram linhas espectrais que eram indicadoras claras de atividade cromosférica associada com campos magnéticos fortes e extensos. Isto sugere que as supererupções diferem apenas em escala das erupções solares.
Foram feitas tentativas de detectar supererupções solares passadas, a partir da concentração de nitrato no gelo polar, de observações históricas de auroras e dos isótopos radioativos que podem ser produzidos por partículas solares energizadas. Embora dois eventos promissores tenham sido encontrados em registros de carbono-14 em anéis de árvores, não é possível associá-los definitivamente com um evento de supererupção.
Supererupções solares teriam efeitos drásticos, especialmente se ocorressem como eventos múltiplos. Como elas podem ocorrer em estrelas da mesma idade, massa e composição do Sol, isto não pode ser afastado. Entretanto, as estrelas supereruptivas do tipo solar são muito raras e são magneticamente muito mais ativas do que o Sol. Se supererupções solares ocorrerem, pode ser em episódios bem definidos, que ocupem uma pequena fração do seu tempo.
Estrelas supereruptivas Uma estrela supereruptiva não é o mesmo que uma estrela eruptiva, que normalmente se refere a uma anã vermelha de tipo espectral muito frio. O termo se restringe a grandes eventos transientes em estrelas que satisfaçam às seguintes condições:
A estrela está na classe espectral F8 a G8. Está na sequência principal ou próxima dela. É solitária ou é parte de uma binária de separação muito alta. Não tem alta rotação. Não é extremamente jovem.
Essencialmente, essas estrelas devem ser vistas como análogas ao Sol. Originalmente, nove estrelas supereruptivas foram encontradas, algumas delas similares ao Sol.
Candidatas originais a supereruptivas O trabalho original identificou nove objetos como candidatos, a partir de pesquisa na literatura: Estrela Tipo V (mag) Detector Amplitude Erupção Duração Energia (erg) Groombridge 1830 G8 V 6,45 Fotografia ΔB = 0,62 mag 18 min EB ~ 1035 Kappa1 Ceti G5 V 4,83 Espectroscopia EW(He) = 0,13Å ~ 40 min E ~ 2 × 1034 MT Tauri G5 V 16,8 Fotografia ΔU = 0,7 mag ~ 10 min EU ~ 1035 Pi1 Ursae Majoris G1.5 Vb 5,64 Raios-X LX = 1029 erg/s >~ 35 min EX = 2 × 1033 S Fornacis G1 V 8,64 Visual ΔV ~ 3 mag 17 - 367 min EV ~ 2 × 1038 BD +10°2783 G0 V 10,0 Raios-X LX = 2 × 1031 erg/s ~ 49 min EX >> 3 × 1034 Omicron Aquilae F8 V 5,11 Fotometria ΔV = 0,09 mag ~ 5 - 15 dias EBV ~ 9 × 1037 5 Serpentis F8 IV-V 5,06 Fotometria ΔV = 0,09 mag ~ 3 - 25 dias EBV ~ 7 × 1037 UU Coronae Borealis F8 V 8,86 Fotometria ΔI = 0,30 mag >~ 57 min Eopt ~ 7 × 1035
“Tipo” indica a classificação estelar, contemplando a classe espectral e a classes de luminosidade.
“V (mag)” indica a magnitude visual aparente normal da estrela.
“Amplitude da erupção” é a largura equivalente da linha 5875.6Å He I D3 na emissão.
As observações variam para cada objeto. Algumas são medições por raios-X, outras são visuais, fotográficas, espectrométricas ou fotométricas. As energias para os eventos variam entre 2 × 1033 e 2 × 1038 ergs.
Descobertas da Kepler A sonda Kepler é um observatório espacial projetado para encontrar planetas pelo método do trânsito. Um fotômetro monitora continuamente o brilho de 150 000 estrelas em uma área fixa do céu (nas constelações de Cygnus, Lyra e Draco) para detectar mudanças no brilho causadas por planetas passando em frente ao disco estelar. Mais de 90 000 são estrelas do tipo G (similares ao Sol) na sequência principal ou próximas dela. A área observada corresponde a aproximadamente 0,25% do céu inteiro. O fotômetro é sensível a comprimentos de onda de 400-865 nm, todo o espectro visível e parte do infravermelho. A precisão fotométrica obtida pela Kepler é tipicamente de 0,01% (0,1 mmag) para tempos de integração de 30 minutos de estrelas de magnitude 12.
Estrelas do tipo G A alta precisão, o grande número de estrelas observadas e o longo período de observação tornam a Kepler ideal para identificar supererupções. Estudos publicados em 2012 e 2013 envolveram 83 000 estrelas num período de 500 dias. As estrelas foram selecionadas a partir do Kepler Input Catalog por terem temperatura efetiva (Teff) entre 5100 e 6000 K (o valor do Sol é 5750 K), para encontrar estrelas de classe espectral similar à do Sol, e a gravidade superficial log g > 4,0, para eliminar subgigantes e gigantes. As classes espectrais variam de F8 a G8. O tempo de integração foi de 30 minutos no estudo original. 1547 supererupções foram encontradas em 279 estrelas do tipo solar. Os eventos mais intensos aumentaram o brilho das estrelas em 30% e tiveram energia de 1036 ergs. Erupções de luz branca no Sol alteram o brilho em cerca de 0,1% e as erupções mais fortes têm uma energia na luz visível de cerca de 1032 ergs (todas as energias citadas estão na banda óptica e portanto são limites inferiores, uma vez que alguma energia é emitida em outros comprimentos de onda). A maioria dos eventos foi muito menos energética do que isto: amplitudes de erupção abaixo de 0,1% do valor estelar e energias de 2 × 1033 ergs foram detectáveis com a integração de 30 minutos. As erupções tinham um crescimento rápido, seguido de um decaimento exponencial numa faixa de tempo de 1-3 horas. Os eventos mais potentes corresponderam a energias 10 mil vezes maiores do que as maiores erupções observadas no Sol. Algumas estrelas tinham erupções com alta frequência: uma estrela apresentou 57 eventos em 500 dias, uma taxa de uma a cada nove dias. Para a estatística de erupções, o número de erupções diminuiu com a energia E, grosseiramente, como E−2, um comportamento similar às erupções solares. A duração da erupção aumentou com a sua energia, mais uma vez de acordo com o comportamento do Sol.
Alguns dados da Kepler são tomados em amostras de um minuto, embora, inevitavelmente, com menor precisão. O uso desses dados, em uma amostra menor de estrelas, revela erupções que são muito breves para detecção confiável com integrações de 30 minutos, permitindo a detecção de eventos de 1032 ergs, comparáveis com as maiores erupções do Sol. A frequência de ocorrências como uma função da energia permanece uma lei de potência E−n quando estendida para energias menores, com n em torno de 1,5. Com a resolução atual, algumas supererupções mostram múltiplos picos, com separações de 100 a 1000 segundos, mais uma vez comparáveis com as pulsações das erupções solares. A estrela KIC 9655129 mostrou dois períodos de 78 e 32 minutos, sugerindo oscilações magnetoidrodinâmicas na região das erupções. Essas observações sugerem que as supererupções são diferentes das erupções solares somente em escala, e não em tipo.
Estrelas supereruptivas mostram uma variação de brilho quase periódica, o que é interpretado como evidência de manchas estelares carregadas pela rotação da estrela. Isto permite uma estimativa do período de rotação da estrela; os valores variam desde menos de um dia até dezenas de dias (o valor do Sol é de 25 dias). No Sol, o monitoramento radiométrico por satélites mostra que grandes manchas solares podem reduzir o brilho em até 0,2%. Em estrelas supereruptivas, as variações de brilho mais comuns são 1-2%, embora elas possam ser de até 7-8%, sugerindo que a área das manchas estelares pode ser muito maior do que qualquer coisa encontrada no Sol. Em alguns casos as variações de brilho podem ser modeladas por apenas uma ou duas grandes manchas estelares, mas nem todos os casos são tão simples. As manchas estelares poderiam ser grupos de manchas menores ou manchas gigantes únicas.
Erupções são mais comuns em estrelas de períodos curtos. Entretanto, a energia das maiores erupções não está relacionada com o período de rotação. Estrelas com variações maiores também têm erupções muito mais frequentes; há também uma tendência a que tenham erupções mais energéticas. Grandes variações podem ser encontradas até nas estrelas de rotação mais lenta: uma estrela tinha um período de rotação de 22,7 dias e variações implicando em cobertura pela mancha de 2,5% da superfície, mais de dez vezes maior do que o valor solar máximo. Estimando-se o tamanho das manchas estelares a partir da variação da amplitude, e assumindo valores estelares para os campos magnéticos nas manchas (1000 G), é possível estimar a energia disponível: em todos os casos há energia suficiente no campo para gerar até as maiores erupções observadas. Isto sugere que as supererupções e as erupções solares têm essencialmente o mesmo mecanismo.
Para determinar se supererupções podem ocorrer no Sol, é importante estreitar a definição de estrelas semelhantes ao Sol. Quando a faixa de temperatura é dividida em estrelas com Teff acima e abaixo de 5600 K (estrelas tipo G antigas e recentes), estrelas de temperatura menor têm probabilidade cerca de duas vezes maior de mostrar atividade supereruptiva do que aquelas na faixa solar, e aquelas que são assim têm mais erupções: a frequência de ocorrência de erupções (número por estrela por ano) é cerca de cinco vezes maior nas estrelas do último tipo. É bem conhecido que tanto a velocidade de rotação quanto a atividade magnética decrescem com a idade em estrelas do tipo G. Quando estrelas eruptivas são divididas em rotação rápida e lenta, usando o período de rotação estimado pelas variações do brilho, há uma tendência geral para que as de rotação mais rápida (e presumivelmente mais jovens) mostrem maior probabilidade de atividade: em particular, estrelas girando em menos de 10 dias têm probabilidade 20-30 vezes menor de ter atividade. Apesar disso, 44 supererupções foram encontradas em 19 estrelas com temperaturas similares à do Sol e períodos maiores do que 10 dias (em 14 000 estrelas observadas); Quatro supererupções com energias na faixa de 1-5 × 1033 ergs foram encontradas em estrelas girando mais lentamente que o Sol (de cerca de 5000 na amostra). A distribuição de erupções pela energia tem o mesmo formato para todas as classes de estrela: embora as estrelas do tipo solar tenham menos probabilidade de ter erupções, elas têm a mesma proporção de erupções muito energéticas que as estrelas mais jovens e mais frias.
Estrelas tipos K e M