Magnetars: Extreme Magnetic Fields

Magnetarit: Äärimmäiset magneettikentät

Harvinainen neutronitähtityyppi, jolla on erittäin vahvat magneettikentät ja jotka aiheuttavat voimakkaita tähtimaanjäristyksiä

Neutronitähdet, jotka ovat jo tiheimpiä tunnettuja tähtijäänteitä mustien aukkojen jälkeen, voivat kantaa magneettikenttiä, jotka ovat miljardeja kertoja voimakkaampia kuin tyypillisillä tähdillä. Niiden joukossa harvinainen luokka, jota kutsutaan magnetareiksi, osoittaa voimakkaimmat magneettikentät, jotka on koskaan havaittu kosmoksessa, jopa 1015 gaussia tai enemmän. Nämä ultra-voimakkaat kentät voivat tuottaa outoja, väkivaltaisia ilmiöitä—tähtimaanjäristyksiä, valtavia purkauksia ja gammasädepurskeita, jotka loistavat kirkkaammin kuin kokonaiset galaksit lyhyiksi ajoiksi. Tässä artikkelissa tutkimme magnetarien fysiikkaa, niiden havaintotunnuksia ja äärimmäisiä prosesseja, jotka muovaavat niiden purkauksia ja pintatoimintaa.

1. Magnetarien luonne ja muodostuminen

1.1 Syntymä neutronitähtinä

Magnetari on pohjimmiltaan neutronitähti, joka muodostuu ytimen romahdussupernovassa massiivisen tähden rautaytimen romahdettua. Romahduksen aikana osa tähden ytimen kulmaliikkeestä ja magneettivirrasta voi puristua poikkeuksellisiin tasoihin. Kun tavalliset neutronitähdet osoittavat kenttiä noin 109–1012 gaussia, magnetarit nostavat tämän 1014–1015 gaussiin, mahdollisesti jopa korkeammalle [1], [2].

1.2 Dynamo-hypoteesi

Magnetarien äärimmäisen korkeat kentät voivat johtua dynamo-mekanismista proto-neutronitähden vaiheessa:

  1. Nopea pyöriminen: Jos vastasyntynyt neutronitähti pyörii aluksi millisekunnin jaksolla, konvektio ja differentiaalinen pyöriminen voivat kietoa magneettikentän valtaviin voimakkuuksiin.
  2. Lyhytikäinen dynamo: Tämä konvektiivinen dynamo voi toimia muutamasta sekunnista minuutteihin romahduksen jälkeen, luoden pohjan magnetar-tason kentille.
  3. Magneettinen jarrutus: Vuosien tuhansien aikana vahvat kentät hidastavat tähden pyörimistä nopeasti, jättäen hitaamman pyörimisjakson kuin tyypillisillä radio-pulsareilla [3].

Kaikki neutronitähdet eivät muodostu magnetareiksi—vain ne, joilla on oikeat alkuperäiset pyörimis- ja ytimen olosuhteet, voivat vahvistaa kenttiä niin voimakkaasti.

1.3 Elinikä ja harvinaisuus

Magnetarit pysyvät hypermagneettisessa tilassaan jopa ~104–105 vuotta. Tähden vanhetessa magneettikentän hajoaminen voi aiheuttaa sisäistä lämmitystä ja purkauksia. Havainnot viittaavat siihen, että magnetarit ovat suhteellisen harvinaisia, ja Linnunradassa sekä lähigalakseissa on vain muutama kymmenen vahvistettua tai ehdokasobjektia [4].

2. Magneettikentän voimakkuus ja vaikutukset

2.1 Magneettikentän mittakaavat

Magnetar-kentät ylittävät 1014 gaussia, kun taas tyypillisillä neutronitähdillä on kenttiä 109–1012 gaussia. Vertailun vuoksi Maan pinnan kenttä on ~0,5 gaussia, ja laboratoriomagneetit harvoin ylittävät muutaman tuhannen gaussin. Näin ollen magnetarit pitävät hallussaan vahvimpien pysyvien kenttien ennätystä universumissa.

2.2 Kvanttisähködynamiikka ja fotonin hajoaminen

Kenttien voimakkuuksilla ≳1013 gaussia kvanttimekaaniset elektrodynaamiset (QED) ilmiöt (esim. tyhjiön kaksoismurtuminen, fotonien jakautuminen) tulevat merkittäviksi. Fotonien jakautuminen ja polarisaation muutokset voivat muuttaa, miten säteily pääsee magnetarin magnetosfääristä, lisäten spektriominaisuuksien monimutkaisuutta erityisesti röntgen- ja gammasädealueilla [5].

2.3 Rasitus ja tähtimaanjäristykset

Voimakkaat sisäiset ja kuoren magneettikentät voivat rasittaa neutronitähden kuorta siihen pisteeseen, että se murtuu. Tähtimaanjäristykset—kuoren äkilliset halkeamat—voivat järjestellä magneettikenttiä uudelleen, tuottaen purkauksia tai korkeaenergisten fotonien purskeita. Jännityksen äkillinen vapautuminen voi myös hieman kiihdyttää tai hidastaa tähteä, jättäen havaittavia glitchejä sen pyörimisjaksoon.

3. Magnetarien havaintomerkit

3.1 Pehmeät gammasäteen toistajat (SGR:t)

Ennen kuin termi ”magnetar” otettiin käyttöön, tietyt pehmeät gammasäteen toistajat (SGR:t) tunnettiin satunnaisista gammasäteen tai kovan röntgensäteilyn purkauksista, jotka toistuivat epäsäännöllisin väliajoin. Niiden purkaukset kestävät tyypillisesti murto-osista sekunteihin, ja niillä on kohtalaiset huippuvalovoimat. Nykyään tunnistamme SGR:t magnetareiksi levossa, joita satunnaisesti häiritsee tähtimaanjäristys tai kentän uudelleenjärjestely [6].

3.2 Anomaaliset röntgenpulsarit (AXP:t)

Toinen luokka, anomaaliset röntgenpulsarit (AXP:t), ovat neutronitähtiä, joiden pyörimisjaksot ovat muutamia sekunteja, mutta joiden röntgensäteilyteho on liian korkea selitettäväksi pelkällä pyörimisnopeuden hidastumisella. Lisäenergia todennäköisesti syntyy magneettikentän heikkenemisestä, joka ylläpitää röntgensäteilyn tuotantoa. Monet AXP:t osoittavat myös purkauksia, jotka muistuttavat SGR-jaksoja, vahvistaen yhteisen magnetar-luonnon.

3.3 Jättimäiset purkaukset

Magnetarit lähettävät joskus jättimäisiä purkauksia—äärimmäisen energisiä tapahtumia, joiden huippuvalovoimat voivat hetkellisesti ylittää 1046 ergs s-1. Esimerkkejä ovat vuoden 1998 jättimäinen purkaus SGR 1900+14:stä ja vuoden 2004 purkaus SGR 1806–20:stä, joka vaikutti Maan ionosfääriin 50 000 valovuoden päästä. Tällaiset purkaukset sisältävät usein kirkkaan alkuiskun, jota seuraa pulsatoiva häntä, jota tähden pyöriminen modulaoi.

3.4 Pyöriminen ja glitchet

Kuten pulsarit, magnetarit voivat näyttää jaksollisia pulsseja pyörimisnopeutensa perusteella, mutta hitaammilla keskimääräisillä jaksoilla (~2–12 s). Magneettikentän heikkeneminen aiheuttaa vääntöä, mikä johtaa nopeaan pyörimisnopeuden hidastumiseen—nopeammin kuin tavallisilla pulsareilla. Satunnaisia ”glitchejä” (nopeuden äkillisiä muutoksia) voi esiintyä kuoren halkeamien jälkeen. Näiden pyörimisnopeuden muutosten tarkkailu auttaa mittaamaan sisäistä liikemäärän vaihtoa kuoren ja supernesteen ytimen välillä.

4. Magneettikentän heikkeneminen ja aktiivisuusmekanismit

4.1 Kentän heikkenemisen lämmitys

Magnetarien äärimmäisen vahvat kentät heikkenevät vähitellen, vapauttaen energiaa lämmöksi. Tämä sisäinen lämmitys voi ylläpitää pintalämpötiloja sadoista tuhansista miljooniin Kelvineihin, paljon korkeampina kuin samanikäisillä tyypillisillä jäähtyvillä neutronitähdillä. Tällainen lämmitys edistää jatkuvaa röntgensäteilyn emissioita.

4.2 Kuoren Hallin virtaus ja ambipolaarinen diffuusio

Ei-lineaariset prosessit kuorella ja ytimen alueella—Hallin virtaus (elektroninesteen ja magneettikentän vuorovaikutus) ja ambipolaarinen diffuusio (varautuneiden hiukkasten liike kentän vaikutuksesta)—voivat järjestellä kenttiä 103–106 vuoden aikaskaalalla, ruokkien purkauksia ja levollista kirkkautta [7].

4.3 Tähtijäristykset ja magneettinen uudelleenliitos

Kenttien kehityksestä aiheutuvat jännitykset voivat haljeta tähden kuorta, vapauttaen äkillistä energiaa, joka muistuttaa tektonisia maanjäristyksiä—tähtijäristyksiä. Tämä voi muuttaa magnetosfäärin kenttiä, tuottaen uudelleenliitosilmiöitä tai laajamittaisia purkauksia. Mallinnukset vertaavat näitä auringonpurkauksiin, mutta moninkertaisesti suuremmassa mittakaavassa. Purkauksen jälkeinen rentoutuminen voi muuttaa pyörimisnopeutta tai magnetosfäärin säteilykuvioita.

5. Magnetarien kehitys ja loppuvaiheet

5.1 Pitkäaikainen himmeneminen

Yli 105–106 vuosien aikana magnetarit kehittyvät todennäköisesti perinteisemmiksi neutronitähdiksi, kun kentät heikkenevät alle ~1012 G. Tähden aktiiviset jaksot (purkaukset, jättimäiset purkaukset) harvenevat. Lopulta se jäähtyy ja muuttuu vähemmän kirkkaaksi röntgensäteilyn osalta, muistuttaen vanhempaa ”kuollutta” pulsaria, jolla on vaatimaton jäännösmagneettikenttä.

5.2 Kaksoistähtien vuorovaikutukset?

Magnetareita kaksoistähdissä havaitaan harvoin, mutta joitakin saattaa olla olemassa. Jos magnetarilla on läheinen tähtikumppani, massansiirto voisi aiheuttaa lisäpurkauksia tai muuttaa pyörimiskehitystä. Kuitenkin havaintoharhat tai magnetarien lyhyet eliniät voivat selittää, miksi näemme vähän tai ei lainkaan magnetarikaksoistähtiä.

5.3 Mahdolliset yhdistymiset

Periaatteessa magnetari voisi lopulta yhdistyä toisen neutronitähden tai mustan aukon kanssa kaksoistähdessä, tuottaen gravitaatioaaltoja ja mahdollisesti lyhyen gammasädepurskeen. Tällaiset tapahtumat todennäköisesti varjostaisivat tyypillisiä magnetaripurkauksia energian mittakaavassa. Havainnollisesti nämä ovat edelleen teoreettisia mahdollisuuksia, mutta voimakkaiden kenttien omaavat yhdistyvät neutronitähdet voisivat olla katastrofaalisia kosmisia laboratorioita.

6. Vaikutukset astrofysiikkaan

6.1 Gammasädepurskeet

Jotkut lyhyet tai pitkät gammasädepurskeet saattavat saada voimansa magnetareista, jotka muodostuvat ydinromahdus- tai fuusiotapahtumissa. Nopeat pyörivät ”millisekuntimagnetarit” voivat vapauttaa valtavan pyörimisenergian, muokaten tai voimaannuttaen GRB-suihkun. Jälkisäteilyn tasangot joidenkin GRB:iden yhteydessä sopivat yhteen uuden syntyneen magnetarin lisäenergian injektion kanssa.

6.2 Ultra-kirkkaat röntgensäteilyn lähteet?

Korkean B-kentän alueet voivat aiheuttaa voimakkaita ulosvirtauksia tai suuntautuneisuutta, mikä saattaa selittää joitakin ultra-kirkkaista röntgensäteilyn lähteistä (ULX:t), jos aineen kerääntyminen tapahtuu neutronitähteen, jolla on magnetar-tyyppiset kentät. Tällaiset järjestelmät voivat ylittää Eddingtonin kirkkauden tyypillisille neutronitähdille, erityisesti jos geometria tai suuntautuneisuus ovat mukana [8].

6.3 Tiheän aineen ja QED:n tutkiminen

Magnetarin pinnan äärettömät olosuhteet antavat meille mahdollisuuden testata QED voimakkaissa kentissä. Polarisaation tai spektriviivojen havainnot voivat paljastaa tyhjiön kaksoismurtumisen tai fotonien jakautumisen, ilmiöitä, joita ei voida testata Maassa. Tämä auttaa tarkentamaan ydinfysiikkaa ja kvanttivalikenttäteorioita ultra-tiheissä olosuhteissa.

7. Havainnointikampanjat ja tuleva tutkimus

  1. Swift and NICER: Seuraavat magnetarien purkauksia röntgen- ja gammasädealueilla.
  2. NuSTAR: Herkkä koville röntgensäteille purkauksista tai jättimäisistä purkauksista, tallentaen magnetarien spektrien korkeaenergisiä häntiä.
  3. Radio Searches: Jotkut magnetarit osoittavat ajoittain radioimpulsseja, yhdistäen magnetarien ja tavallisten pulsarien populaatiot.
  4. Optinen/IR: Harvinaiset optiset tai IR-vastaavat ovat himmeitä, mutta voivat paljastaa suihkuja tai pölyn uudelleen säteilyä purkausten jälkeen.

Tulossa olevat tai suunnitellut kaukoputket – kuten European ATHENA -röntgentutkija – lupaavat syvällisempiä näkemyksiä, tutkien himmeämpiä magnetareja tai tallentaen jättimäisten purkausten alkuja reaaliajassa.

8. Yhteenveto

Magnetarit ovat neutronitähden fysiikan ääripäitä. Niiden uskomattomat magneettikentät – jopa 1015 G – aiheuttavat väkivaltaisia purkauksia, tähtimaanjäristyksiä ja pysäyttämättömiä gammasädepurkauksia. Muodostuen massiivisten tähtien romahtaneista ytimistä erityisissä olosuhteissa (nopea pyöriminen, suotuisa dynamotoiminta), magnetarit ovat lyhytikäisiä kosmisia ilmiöitä, jotka loistavat kirkkaasti noin 104–105 vuotta ennen kuin kentän hajoaminen vähentää niiden aktiivisuutta.

Havaintojen perusteella pehmeät gammatoistot ja anomaaliset röntgenpulsarit edustavat magnetareja eri tiloissa, jotka ajoittain vapauttavat näyttäviä jättimäisiä purkauksia, jotka jopa Maa voi havaita. Näiden kohteiden tutkiminen valaisee meitä kvanttielektrodynamiikasta voimakkaissa kentissä, aineen rakenteesta ydinmassoissa ja prosesseista, jotka johtavat neutriino-, gravitaatioaalto- ja sähkömagneettisiin purkauksiin. Kun tarkennamme kentän hajoamisen malleja ja seuraamme magnetarien purkauksia yhä kehittyneemmillä moniaallonpituusmittareilla, magnetarit jatkavat valaistakseen joitakin astrofysiikan eksoottisimmista nurkista – missä aine, kentät ja perusvoimat kohtaavat henkeäsalpaavissa äärimmäisyyksissä.

Viitteet ja lisälukemista

  1. Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). ”Hyvin voimakkaasti magnetoituneiden neutronitähtien muodostuminen: vaikutukset gammasädepurkauksille.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  2. Thompson, C., & Duncan, R. C. (1995). ”Pehmeät gammatoistot hyvin voimakkaasti magnetoituneina neutronitähtinä – I. Säteilymekanismi purkauksille.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 275, 255–300.
  3. Kouveliotou, C., et al. (1998). “Röntgenpulsari, jolla on erittäin voimakas magneettikenttä pehmeiden gammasäteilijöiden toistajassa SGR 1806-20.” Nature, 393, 235–237.
  4. Mereghetti, S. (2008). “Vahvimmat kosmiset magneetit: Pehmeiden gammasäteilijöiden toistajat ja poikkeavat röntgenpulsarit.” Astronomy & Astrophysics Review, 15, 225–287.
  5. Harding, A. K., & Lai, D. (2006). “Vahvasti magnetoituneiden neutronitähtien fysiikka.” Reports on Progress in Physics, 69, 2631–2708.
  6. Kaspi, V. M., & Beloborodov, A. M. (2017). “Magnetarit.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 55, 261–301.
  7. Pons, J. A., et al. (2009). “Magneettikentän kehitys neutronitähden kuoressa.” Physical Review Letters, 102, 191102.
  8. Bachetti, M., et al. (2014). “Ultraluminoottinen röntgenlähde, jota ylläpitää aineen kerääntyminen neutronitähdestä.” Nature, 514, 202–204.
  9. Woods, P. M., & Thompson, C. (2006). “Pehmeiden gammasäteilijöiden toistajat ja poikkeavat röntgenpulsarit: Magnetar-ehdokkaat.” Compact Stellar X-ray Sources, Cambridge University Press, 547–586.

 

← Edellinen artikkeli                    Seuraava artikkeli →

 

 

Takaisin ylös

Takaisin blogiin