Magnetars: Extreme Magnetic Fields

Magnetary: Extrémní magnetická pole

Vzácný typ neutronové hvězdy s ultra silnými magnetickými poli, způsobujícími násilné hvězdné zemětřesení

Neutronové hvězdy, již nejhustší známé hvězdné pozůstatky kromě černých děr, mohou mít magnetická pole miliardykrát silnější než typické hvězdy. Mezi nimi vzácná třída nazývaná magnetary vykazuje nejintenzivnější magnetická pole, jaká kdy byla ve vesmíru pozorována, až do 1015 gaussů a více. Tato ultra silná pole mohou vyvolat bizarní, násilné jevy—hvězdotřesení, kolosální záblesky a gama záblesky, které na krátkou dobu překonají jas celých galaxií. V tomto článku zkoumáme fyziku magnetarů, jejich pozorovací znaky a extrémní procesy, které formují jejich výbuchy a povrchovou aktivitu.

1. Povaha a vznik magnetarů

1.1 Narození jako neutronové hvězdy

Magnetar je v podstatě neutronová hvězda vzniklá při supernově kolapsu jádra po kolapsu železného jádra masivní hvězdy. Během kolapsu může být zlomek momentu hybnosti a magnetického toku hvězdného jádra stlačen na mimořádné úrovně. Zatímco běžné neutronové hvězdy vykazují pole kolem 109–1012 gaussů, magnetary dosahují 1014–1015 gaussů, možná i více [1], [2].

1.2 Hypotéza dynamo efektu

Extrémně vysoká pole u magnetarů mohou pocházet z dynamo mechanismu ve fázi proto-neutronové hvězdy:

  1. Rychlá rotace: Pokud novorozená neutronová hvězda rotuje s milisekundovým obdobím, konvekce a diferenciální rotace mohou navinout magnetické pole na obrovské síly.
  2. Krátkodobý dynamo efekt: Toto konvekční dynamo může fungovat několik sekund až minut po kolapsu, čímž připraví podmínky pro magnetarová pole.
  3. Magnetické brzdění: Během tisíců let silná pole rychle zpomalují rotaci hvězdy, což vede k pomalejšímu rotačnímu období než u typických rádiových pulsarů [3].

Ne všechny neutronové hvězdy se stanou magnetary—pouze ty s vhodnou počáteční rotací a podmínkami jádra mohou pole takto výrazně zesílit.

1.3 Doba života a vzácnost

Magnetary zůstávají ve svém hypermagnetizovaném stavu až přibližně ~104–105 let. Jak hvězda stárne, rozpad magnetického pole může způsobit vnitřní ohřev a výbuchy. Pozorování naznačují, že magnetary jsou relativně vzácné, s pouhými několika desítkami potvrzených nebo kandidátských objektů v Mléčné dráze a blízkých galaxiích [4].

2. Síla magnetického pole a jeho účinky

2.1 Měřítka magnetického pole

Magnetarová pole přesahují 1014 gaussů, zatímco typické neutronové hvězdy mají pole o síle 109–1012 gaussů. Pro srovnání, povrchové pole Země je ~0,5 gaussu a laboratorní magnety málokdy přesahují několik tisíc gaussů. Magnetary tedy drží rekord v nejsilnějších trvalých polích ve vesmíru.

2.2 Kvantová elektrodynamika a štěpení fotonů

Při silách pole ≳1013 gaussů se stávají významnými kvantově elektrodynamické (QED) efekty (např. vakuová birefringence, štěpení fotonů). Štěpení fotonů a změny polarizace mohou ovlivnit, jak záření uniká z magnetosféry magnetaru, přidávajíce složitost spektrálním rysům, zejména v rentgenovém a gama pásmu [5].

2.3 Napětí a hvězdotřesení

Intenzivní vnitřní a kůrová magnetická pole mohou napínat kůru neutronové hvězdy až k bodu zlomu. Hvězdotřesení—náhlé praskliny v kůře—mohou přeskupit magnetická pole, generovat záblesky nebo výbuchy vysoce energetických fotonů. Náhlé uvolnění napětí může také mírně zrychlit nebo zpomalit rotaci hvězdy, což zanechává detekovatelné glitche v její rotační periodě.

3. Pozorovací znaky magnetarů

3.1 Měkké gama opakovače (SGRs)

Než byl pojem „magnetar“ zaveden, byly některé měkké gama opakovače (SGRs) známy pro sporadické záblesky gama záření nebo tvrdého rentgenového záření, které se opakovaly v nepravidelných intervalech. Jejich záblesky obvykle trvají zlomky sekund až několik sekund, s mírnými vrcholovými jasnostmi. Nyní identifikujeme SGR jako magnetary v klidu, občas narušené hvězdotřesením nebo přeskupením pole [6].

3.2 Anomální rentgenoví pulsary (AXPs)

Další třída, anomální rentgenoví pulsary (AXPs), jsou neutronové hvězdy s rotačními periodami několika sekund, ale rentgenovými jasnostmi příliš vysokými na to, aby je bylo možné vysvětlit pouze zpomalováním rotace. Dodatečná energie pravděpodobně pochází z rozpadu magnetického pole, která pohání rentgenový výstup. Mnoho AXP také vykazuje záblesky připomínající epizody SGR, což potvrzuje společnou magnetarovou povahu.

3.3 Obří záblesky

Magnetary někdy vyzařují obří záblesky—extrémně energetické události s vrcholovými jasnostmi, které mohou krátkodobě překročit 1046 erg s-1. Příklady zahrnují obří záblesk z roku 1998 od SGR 1900+14 a záblesk z roku 2004 od SGR 1806–20, který ovlivnil zemskou ionosféru ze vzdálenosti 50 000 světelných let. Takové záblesky často vykazují jasný počáteční špičkový impuls následovaný pulzujícím ocasem modulovaným rotací hvězdy.

3.4 Rotace a glitche

Stejně jako pulsary, i magnetary mohou vykazovat periodické pulzy založené na jejich rotační rychlosti, ale s pomalejšími průměrnými periodami (~2–12 s). Rozpad magnetického pole vyvíjí točivý moment, způsobující rychlé zpomalování rotace—rychlejší než u standardních pulsarů. Občasné „glitche“ (náhlé změny rychlosti rotace) mohou nastat po prasklinách v kůře. Pozorování těchto změn rotace pomáhá měřit vnitřní výměnu hybnosti mezi kůrou a superfluidním jádrem.

4. Rozpad magnetického pole a mechanismy aktivity

4.1 Zahřívání rozpadem pole

Extrémně silná pole v magnetarech postupně uvadávají, uvolňujíce energii jako teplo. Toto vnitřní zahřívání může udržovat povrchové teploty v řádu stovek tisíc až milionů Kelvinů, mnohem vyšší než u typických chladnoucích neutronových hvězd podobného věku. Takové zahřívání podporuje kontinuální rentgenové záření.

4.2 Hallův drift v kůře a ambipolární difúze

Nelineární procesy v kůře a jádru—Hallův drift (interakce elektronového proudu s magnetickým polem) a ambipolární difúze (pohyby nabitých částic v reakci na pole)—mohou přeskupit pole v časových škálách 103–106 let, pohánět záblesky a klidovou svítivost [7].

4.3 Hvězdná zemětřesení a magnetická rekonekce

Napětí z vývoje pole může prasknout kůru, uvolňující náhlou energii podobnou tektonickým zemětřesením—hvězdné zemětřesení. To může přeskupit magnetosférická pole, vyvolat rekonekční události nebo rozsáhlé záblesky. Modely čerpají analogie se slunečními záblesky, ale v mnohem větším měřítku. Po záblesku může relaxace změnit rychlost rotace nebo změnit vzory magnetosférického vyzařování.

5. Vývoj magnetarů a závěrečné fáze

5.1 Dlouhodobé slábnutí

Více než 105–106 roky, magnetary pravděpodobně přecházejí do konvenčnějších neutronových hvězd, jak pole slábnou pod ~1012 G. Aktivní epizody hvězdy (záblesky, obří záblesky) se stávají vzácnějšími. Nakonec chladne a stává se méně svítivou v rentgenovém záření, připomínající starší „mrtvý“ pulsar s mírným reziduálním magnetickým polem.

5.2 Binární interakce?

Magnetary v binárních systémech jsou zřídka pozorovány, ale některé mohou existovat. Pokud má magnetar blízkého hvězdného společníka, přenos hmoty by mohl vyvolat další výbuchy nebo změnit vývoj rotace. Nicméně pozorovací zkreslení nebo krátká životnost magnetarů může vysvětlit, proč vidíme málo nebo žádné magnetarové binární systémy.

5.3 Potenciální sloučení

V zásadě by se magnetar mohl nakonec sloučit s jinou neutronovou hvězdou nebo černou dírou v binárním systému, čímž by vznikly gravitační vlny a možná krátký gama záblesk. Takové události by pravděpodobně zastínily typické magnetarové záblesky z hlediska energetické škály. Pozorovatelsky zůstávají tyto možnosti teoretické, ale sloučení neutronových hvězd s silnými poli by mohlo být katastrofálními kosmickými laboratořemi.

6. Důsledky pro astrofyziku

6.1 Gama záblesky

Některé krátké nebo dlouhé gama záblesky mohou být poháněny magnetary vzniklými při kolapsu jádra nebo při sloučení. Rychle rotující „milisekundové magnetary“ mohou uvolnit obrovskou rotační energii, formovat nebo pohánět GRB trysku. Pozorování plošin po záblesku u některých GRB jsou v souladu s dodatečným přísunem energie z nově narozeného magnetaru.

6.2 Ultra-svítivé rentgenové zdroje?

Silná magnetická pole mohou pohánět silné výtrysky nebo paprskování, což může vysvětlit některé ultra-svítivé rentgenové zdroje (ULXs), pokud je akrece na neutronovou hvězdu s magnetarovými poli. Takové systémy mohou překročit Eddingtonovu svítivost pro typické neutronové hvězdy, zejména pokud hraje roli geometrie nebo paprskování [8].

6.3 Zkoumání husté hmoty a QED

Extrémní podmínky poblíž povrchu magnetaru nám umožňují testovat QED v silných polích. Pozorování polarizace nebo spektrálních čar by mohla odhalit vakuovou birefringenci nebo štěpení fotonů, jevy netestovatelné na Zemi. To pomáhá zdokonalovat jadernou fyziku a kvantové teorie pole za ultra hustých podmínek.

7. Pozorovací kampaně a budoucí výzkum

  1. Swift and NICER: Monitorování výbuchů magnetarů v rentgenových a gama pásmech.
  2. NuSTAR: Citlivý na tvrdé rentgenové záření z výbuchů nebo obřích záblesků, zachycující vysokofrekvenční části spekter magnetarů.
  3. Radio Searches: Některé magnetary občas vykazují rádiové pulzace, čímž propojují populace magnetarů a běžných pulsarů.
  4. Optické/IR: Vzácné optické nebo IR protějšky jsou slabé, ale mohly by odhalit trysky nebo přeradiaci prachu po výbuších.

Nadcházející nebo plánované dalekohledy – jako European ATHENA rentgenová observatoř – slibují hlubší poznatky, studium slabších magnetarů nebo zachycení začátků obřích záblesků v reálném čase.

8. Závěr

Magnetary stojí na extrémech fyziky neutronových hvězd. Jejich neuvěřitelná magnetická pole – až 1015 G – pohánějí násilné výbuchy, hvězdné zemětřesení a nezastavitelné gama záblesky. Vznikají z kolabovaných jader masivních hvězd za zvláštních podmínek (rychlá rotace, příznivá dynamo akce) a zůstávají krátkodobými kosmickými jevy, které září přibližně 104–105 let, než rozpad pole sníží jejich aktivitu.

Pozorovatelně představují soft gamma repeaters a anomalous X-ray pulsars magnetary v různých stavech, které občas uvolňují spektakulární obří záblesky, jež může zachytit i Země. Studium těchto objektů nám přináší poznatky o kvantové elektrodynamice v intenzivních polích, struktuře hmoty při jaderných hustotách a procesech vedoucích k neutrinovým, gravitačním vlnám a elektromagnetickým výbuchům. Jak zdokonalujeme modely rozpadu pole a sledujeme výbuchy magnetarů pomocí stále sofistikovanějších přístrojů s více vlnovými délkami, magnetary budou i nadále osvětlovat některé z nejexotičtějších koutů astrofyziky – kde se hmota, pole a základní síly setkávají v dechberoucích extrémech.

Reference a další literatura

  1. Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). „Vznik velmi silně magnetizovaných neutronových hvězd: Důsledky pro gama záblesky.“ The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  2. Thompson, C., & Duncan, R. C. (1995). „Měkké gama opakovače jako velmi silně magnetizované neutronové hvězdy – I. Radiativní mechanismus výbuchů.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 275, 255–300.
  3. Kouveliotou, C., et al. (1998). „An X-ray pulsar with a superstrong magnetic field in the soft gamma-ray repeater SGR 1806-20.“ Nature, 393, 235–237.
  4. Mereghetti, S. (2008). „The strongest cosmic magnets: Soft Gamma-ray Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars.“ Astronomy & Astrophysics Review, 15, 225–287.
  5. Harding, A. K., & Lai, D. (2006). „Physics of strongly magnetized neutron stars.“ Reports on Progress in Physics, 69, 2631–2708.
  6. Kaspi, V. M., & Beloborodov, A. M. (2017). „Magnetars.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 55, 261–301.
  7. Pons, J. A., et al. (2009). „Magnetic field evolution in neutron star crusts.“ Physical Review Letters, 102, 191102.
  8. Bachetti, M., et al. (2014). „An ultraluminous X-ray source powered by an accreting neutron star.“ Nature, 514, 202–204.
  9. Woods, P. M., & Thompson, C. (2006). „Soft gamma repeaters and anomalous X-ray pulsars: Magnetar candidates.“ Compact Stellar X-ray Sources, Cambridge University Press, 547–586.

 

← Předchozí článek                    Další článek →

 

 

Zpět nahoru

Zpět na blog