Magnetars: Extreme Magnetic Fields

Magnetary: ekstremalne pola magnetyczne

Rzadki typ gwiazdy neutronowej z ultramocnymi polami magnetycznymi, powodującymi gwałtowne trzęsienia gwiazd

Gwiazdy neutronowe, będące już najgęstszymi znanymi pozostałościami gwiazdowymi poza czarnymi dziurami, mogą posiadać pola magnetyczne miliardy razy silniejsze niż te na typowych gwiazdach. Wśród nich rzadka klasa zwana magnetarami wykazuje najintensywniejsze pola magnetyczne kiedykolwiek zaobserwowane w kosmosie, sięgające 1015 gausów lub więcej. Te ultramocne pola mogą wywoływać dziwaczne, gwałtowne zjawiska — trzęsienia gwiazd, kolosalne rozbłyski i wybuchy promieniowania gamma, które na krótko przewyższają jasność całych galaktyk. W tym artykule badamy fizykę magnetarów, ich obserwacyjne sygnatury oraz ekstremalne procesy kształtujące ich wybuchy i aktywność powierzchniową.

1. Natura i powstawanie magnetarów

1.1 Narodziny jako gwiazdy neutronowe

Magnetar to zasadniczo gwiazda neutronowa powstała w supernowej z zapadnięciem jądra po zapadnięciu się żelaznego jądra masywnej gwiazdy. Podczas zapadania się, część momentu pędu i strumienia magnetycznego jądra gwiazdy może zostać skompresowana do niezwykłych poziomów. Podczas gdy zwykłe gwiazdy neutronowe wykazują pola około 109–1012 gausów, magnetary osiągają 1014–1015 gausów, a być może nawet więcej [1], [2].

1.2 Hipoteza dynamo

Bardzo wysokie pola w magnetarach mogą pochodzić z mechanizmu dynamo w fazie proto-gwiazdy neutronowej:

  1. Szybka rotacja: Jeśli nowo narodzona gwiazda neutronowa początkowo obraca się z okresem milisekundowym, konwekcja i różnicowa rotacja mogą nawinąć pole magnetyczne do ogromnych sił.
  2. Krótkożywający dynamo: To konwekcyjne dynamo może działać przez kilka sekund do minut po zapadnięciu się, przygotowując pole magnetyczne na poziomie magnetara.
  3. Hamowanie magnetyczne: W ciągu tysięcy lat silne pola szybko spowalniają obrót gwiazdy, pozostawiając okres rotacji wolniejszy niż typowe pulsary radiowe [3].

Nie wszystkie gwiazdy neutronowe tworzą magnetary — tylko te z odpowiednim początkowym spinem i warunkami w jądrze mogą tak bardzo wzmocnić pola.

1.3 Czas życia i rzadkość

Magnetary pozostają w swoim hiper-magnetyzowanym stanie przez około ~104–105 lat. W miarę starzenia się gwiazdy, rozpad pola magnetycznego może powodować wewnętrzne ogrzewanie i wybuchy. Obserwacje sugerują, że magnetary są stosunkowo rzadkie, zaledwie kilka tuzinów potwierdzonych lub kandydatów w Drodze Mlecznej i pobliskich galaktykach [4].

2. Natężenie pola magnetycznego i jego efekty

2.1 Skale pola magnetycznego

Pola magnetarów przekraczają 1014 gausów, podczas gdy typowe gwiazdy neutronowe mają pola o natężeniu 109–1012 gausów. Dla porównania, pole powierzchni Ziemi wynosi ~0,5 gausa, a magnesy laboratoryjne rzadko przekraczają kilka tysięcy gausów. Tak więc magnetary mają rekord najsilniejszych trwałych pól we wszechświecie.

2.2 Kwantowa elektrodynamika i rozszczepienie fotonów

Przy natężeniach pola ≳1013 gausów efekty kwantowej elektrodynamiki (QED) (np. dwójłomność próżni, rozszczepienie fotonów) stają się istotne. Rozszczepienie fotonów i zmiany polaryzacji mogą zmieniać sposób, w jaki promieniowanie ucieka z magnetosfery magnetara, dodając złożoności cechom spektralnym, zwłaszcza w pasmach rentgenowskim i gamma [5].

2.3 Napięcie i trzęsienia gwiazdy

Intensywne pola magnetyczne wewnętrzne i skorupowe mogą napiąć skorupę gwiazdy neutronowej do punktu złamania. Trzęsienia gwiazdy — nagłe pęknięcia skorupy — mogą przekształcać pola magnetyczne, generując rozbłyski lub wybuchy wysokoenergetycznych fotonów. Nagłe uwolnienie napięcia może także nieznacznie przyspieszyć lub spowolnić obrót gwiazdy, pozostawiając wykrywalne glitche w jej okresie obrotu.

3. Obserwacyjne cechy magnetarów

3.1 Miękkie powtarzacze gamma (SGRs)

Zanim powstał termin „magnetar”, pewne miękkie powtarzacze gamma (SGRs) były znane z sporadycznych wybuchów promieniowania gamma lub twardego rentgena, pojawiających się w nieregularnych odstępach czasu. Ich wybuchy zwykle trwają ułamki sekund do kilku sekund, z umiarkowaną szczytową jasnością. Obecnie identyfikujemy SGR jako magnetary w stanie spoczynku, okazjonalnie zakłócane przez trzęsienie gwiazdy lub rekonfigurację pola [6].

3.2 Anomalne pulsary rentgenowskie (AXPs)

Inna klasa, anomale pulsary rentgenowskie (AXPs), to gwiazdy neutronowe o okresach obrotu kilku sekund, ale o jasności rentgenowskiej zbyt wysokiej, by można ją było wyjaśnić samym spowolnieniem obrotu. Dodatkowa energia prawdopodobnie pochodzi z zaniku pola magnetycznego, napędzając emisję rentgenowską. Wiele AXPs wykazuje także rozbłyski przypominające epizody SGR, potwierdzając wspólną naturę magnetarów.

3.3 Olbrzymie rozbłyski

Magnetary czasami emitują olbrzymie rozbłyski — niezwykle energetyczne zdarzenia o szczytowej jasności, która może chwilowo przekraczać 1046 erg s-1. Przykłady to olbrzymi rozbłysk z 1998 roku z SGR 1900+14 oraz rozbłysk z 2004 roku z SGR 1806–20, który wpłynął na jonosferę Ziemi z odległości 50 000 lat świetlnych. Takie rozbłyski często wykazują jasny początkowy pik, po którym następuje pulsujący ogon modulowany obrotem gwiazdy.

3.4 Obrót i glitche

Podobnie jak pulsary, magnetary mogą wykazywać okresowe impulsy oparte na ich prędkości obrotu, ale ze średnimi okresami wolniejszymi (~2–12 s). Zanik pola magnetycznego wywiera moment obrotowy, powodując szybkie spowolnienie obrotu — szybciej niż standardowe pulsary. Okazjonalne „glitche” (nagłe zmiany prędkości obrotu) mogą wystąpić po pęknięciach skorupy. Obserwacja tych zmian obrotu pomaga mierzyć wewnętrzną wymianę momentu między skorupą a nadciekłym jądrem.

4. Zanik pola magnetycznego i mechanizmy aktywności

4.1 Ogrzewanie przez zanik pola

Bardzo silne pola w magnetarach stopniowo zanikają, uwalniając energię w postaci ciepła. To wewnętrzne ogrzewanie może utrzymywać temperatury powierzchni na poziomie setek tysięcy do milionów kelwinów, znacznie wyższe niż typowe chłodzące się gwiazdy neutronowe o podobnym wieku. Takie ogrzewanie sprzyja ciągłej emisji promieniowania rentgenowskiego.

4.2 Dryf Halla w skorupie i dyfuzja ambipolarna

Procesy nieliniowe w skorupie i jądrze — dryf Halla (interakcje płynu elektronowego z polem magnetycznym) oraz dyfuzja ambipolarna (przemieszczanie się naładowanych cząstek pod wpływem pola) — mogą przekształcać pola w skali czasowej 103–106 lat, zasilając wybuchy i cichą jasność [7].

4.3 Starquake i rekoneksja magnetyczna

Naprężenia wynikające z ewolucji pola mogą powodować pęknięcia skorupy, uwalniając nagłą energię podobną do trzęsień tektonicznych — starquake. Może to rekonfigurować pola magnetosferyczne, wywołując zdarzenia rekoneksji lub rozbłyski na dużą skalę. Modele porównują to do rozbłysków słonecznych, ale w skali wielokrotnie większej. Po rozbłysku relaksacja może zmieniać prędkość obrotu lub wzory emisji magnetosferycznej.

5. Ewolucja magnetarów i etapy końcowe

5.1 Długoterminowe zanikanie

Ponad 105–106 lata, magnetary prawdopodobnie ewoluują w bardziej konwencjonalne gwiazdy neutronowe, gdy pola osłabną poniżej ~1012 G. Aktywne epizody gwiazdy (wybuchy, gigantyczne rozbłyski) stają się rzadsze. Ostatecznie ochładza się i staje się mniej jasna w promieniach rentgenowskich, przypominając starszego „martwego” pulsara z umiarkowanym resztkowym polem magnetycznym.

5.2 Interakcje w układach podwójnych?

Magnetary w układach podwójnych są rzadko obserwowane, ale niektóre mogą istnieć. Jeśli magnetar ma bliskiego towarzysza gwiazdowego, transfer masy mógłby wywołać dodatkowe wybuchy lub zmienić ewolucję rotacji. Jednak uprzedzenia obserwacyjne lub krótka żywotność magnetarów mogą wyjaśniać, dlaczego widzimy niewiele lub brak układów magnetarów.

5.3 Potencjalne łączenia

Zasadniczo magnetar mógłby ostatecznie połączyć się z inną gwiazdą neutronową lub czarną dziurą w układzie podwójnym, generując fale grawitacyjne i być może krótki rozbłysk gamma. Takie zdarzenia prawdopodobnie przyćmiłyby typowe rozbłyski magnetarów pod względem skali energii. Obserwacyjnie pozostają one teoretycznymi możliwościami, ale łączenie się gwiazd neutronowych z silnymi polami mogłoby być katastrofalnymi kosmicznymi laboratoriami.

6. Implkacje dla astrofizyki

6.1 Rozbłyski gamma

Niektóre krótkie lub długie rozbłyski gamma mogą być napędzane przez magnetary powstałe w wyniku zapadania się jądra lub zdarzeń łączenia. Szybko wirujące „milisekundowe magnetary” mogą uwalniać ogromną energię rotacyjną, kształtując lub napędzając dżet GRB. Obserwacje plateau poświaty w niektórych GRB są zgodne z dodatkowym dopływem energii z nowo narodzonego magnetara.

6.2 Ultraluminescencyjne źródła promieniowania rentgenowskiego?

Silne pola magnetyczne mogą napędzać silne wypływy lub wiązkowanie, co może wyjaśniać niektóre ultraluminescencyjne źródła promieniowania rentgenowskiego (ULXs), jeśli akrecja zachodzi na gwiazdę neutronową z polami podobnymi do magnetara. Takie układy mogą przekraczać jasność Eddingtona dla typowych gwiazd neutronowych, zwłaszcza jeśli w grę wchodzi geometria lub wiązkowanie [8].

6.3 Badanie gęstej materii i QED

Ekstremalne warunki blisko powierzchni magnetara pozwalają nam testować QED w silnych polach. Obserwacje polaryzacji lub linii widmowych mogą ujawnić dwójłomność próżni lub rozszczepienie fotonów, zjawiska niemożliwe do przetestowania na Ziemi. Pomaga to udoskonalić fizykę jądrową i teorie pola kwantowego w ultra-gęstych warunkach.

7. Kampanie obserwacyjne i przyszłe badania

  1. Swift and NICER: Monitorowanie wybuchów magnetarów w zakresach rentgenowskim i gamma.
  2. NuSTAR: Czuły na twarde promieniowanie rentgenowskie z wybuchów lub gigantycznych rozbłysków, rejestrujący wysoką energię ogonów widm magnetarów.
  3. Radio Searches: Niektóre magnetary okazjonalnie wykazują pulsacje radiowe, łącząc populacje magnetarów i zwykłych pulsarów.
  4. Optical/IR: Rzadkie optyczne lub podczerwone odpowiedniki są słabe, ale mogą ujawnić dżety lub ponowne promieniowanie pyłu po wybuchach.

Nadchodzące lub planowane teleskopy — takie jak European ATHENA obserwatorium rentgenowskie — obiecują głębsze wglądy, badając słabsze magnetary lub rejestrując początki gigantycznych rozbłysków w czasie rzeczywistym.

8. Podsumowanie

Magnetary stoją na skrajach fizyki gwiazd neutronowych. Ich niesamowite pola magnetyczne — sięgające do 1015 G — wywołują gwałtowne wybuchy, trzęsienia gwiazd i niepowstrzymane rozbłyski gamma. Powstałe z zapadniętych jąder masywnych gwiazd w specjalnych warunkach (szybka rotacja, sprzyjająca dynamo) magnetary pozostają krótkotrwałymi zjawiskami kosmicznymi, świecąc jasno przez około 104–105 lat, zanim zanik pola obniży ich aktywność.

Obserwacyjnie, soft gamma repeaters i anomalous X-ray pulsars reprezentują magnetary w różnych stanach, od czasu do czasu wyzwalając spektakularne gigantyczne rozbłyski, które nawet Ziemia może wykryć. Badanie tych obiektów pozwala nam zrozumieć kwantową elektrodynamikę w intensywnych polach, strukturę materii przy gęstościach jądrowych oraz procesy prowadzące do wybuchów neutrinowych, fal grawitacyjnych i elektromagnetycznych. W miarę jak udoskonalamy modele zaniku pola i monitorujemy wybuchy magnetarów za pomocą coraz bardziej zaawansowanych instrumentów wielofalowych, magnetary będą nadal oświetlać niektóre z najbardziej egzotycznych zakątków astrofizyki — gdzie materia, pola i fundamentalne siły łączą się w zapierających dech w piersiach ekstremach.

Bibliografia i dalsza lektura

  1. Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). „Powstawanie bardzo silnie namagnesowanych gwiazd neutronowych: implikacje dla rozbłysków gamma.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  2. Thompson, C., & Duncan, R. C. (1995). „Miękkie powtarzacze gamma jako bardzo silnie namagnesowane gwiazdy neutronowe – I. Mechanizm radiacyjny wybuchów.” 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.

 

← Poprzedni artykuł                    Następny artykuł →

 

 

Powrót na górę

Powrót do bloga