Magnetars: Extreme Magnetic Fields

Магнетары: экстремальные магнитные поля

Редкий тип нейтронной звезды с ультра-сильными магнитными полями, вызывающими мощные звездные землетрясения

Нейтронные звезды, уже являющиеся самыми плотными известными остатками звезд после черных дыр, могут содержать магнитные поля в миллиарды раз сильнее, чем у типичных звезд. Среди них редкий класс, называемый магнетарами, демонстрирует самые интенсивные магнитные поля, когда-либо наблюдавшиеся во Вселенной, до 1015 гаусс и более. Эти ультра-сильные поля могут вызывать странные, бурные явления — звездотрясения, колоссальные вспышки и гамма-всплески, которые на короткое время затмевают целые галактики. В этой статье мы исследуем физику магнетаров, их наблюдательные признаки и экстремальные процессы, формирующие их вспышки и активность на поверхности.

1. Природа и формирование магнетаров

1.1 Рождение как нейтронные звезды

Магнетар — это по сути нейтронная звезда, образовавшаяся в сверхновой с коллапсом ядра после коллапса железного ядра массивной звезды. Во время коллапса часть углового момента и магнитного потока звездного ядра может быть сжата до чрезвычайных уровней. В то время как обычные нейтронные звезды имеют поля около 109–1012 гаусс, магнетары достигают 1014–1015 гаусс, возможно, даже выше [1], [2].

1.2 Гипотеза динамо

Чрезвычайно высокие поля у магнетаров могут возникать из-за механизма динамо на стадии протонейтронной звезды:

  1. Быстрое вращение: Если новорожденная нейтронная звезда изначально вращается с миллисекундным периодом, конвекция и дифференциальное вращение могут закрутить магнитное поле до огромных значений.
  2. Кратковременное динамо: Этот конвективный динамо-механизм может работать от нескольких секунд до минут после коллапса, создавая условия для полей уровня магнетара.
  3. Магнитное торможение: За тысячи лет сильные поля быстро замедляют вращение звезды, оставляя период вращения медленнее, чем у типичных радиопульсаров [3].

Не все нейтронные звезды становятся магнетарами — только те, у которых изначально подходящий спин и условия в ядре, могут так сильно усилить поля.

1.3 Продолжительность жизни и редкость

Магнетары остаются в своем гипермагнитном состоянии до ~104–105 лет. По мере старения звезды распад магнитного поля может вызывать внутренний нагрев и вспышки. Наблюдения показывают, что магнетары сравнительно редки, с всего несколькими десятками подтвержденных или предполагаемых объектов в Млечном Пути и близлежащих галактиках [4].

2. Сила магнитного поля и его эффекты

2.1 Масштабы магнитного поля

Поля магнетаров превышают 1014 гаусс, в то время как у типичных нейтронных звезд поля составляют 109–1012 гаусс. Для сравнения, поле на поверхности Земли ~0,5 гаусса, а лабораторные магниты редко превышают несколько тысяч гаусс. Таким образом, магнетары держат рекорд по самым сильным постоянным полям во Вселенной.

2.2 Квантовая электродинамика и расщепление фотонов

При напряжённостях поля ≳1013 гаусс квантовые электродинамические (КЭД) эффекты (например, вакуумная двулучепреломляемость, расщепление фотонов) становятся значительными. Расщепление фотонов и изменения поляризации могут изменять способ выхода излучения из магнитосферы магнитара, добавляя сложность спектральным особенностям, особенно в рентгеновском и гамма-диапазонах [5].

2.3 Напряжение и звёздотрясения

Интенсивные внутренние и корковые магнитные поля могут напрягать кору нейтронной звезды до предела прочности. Звёздотрясения — внезапные разломы коры — могут перестраивать магнитные поля, вызывая вспышки или выбросы высокоэнергетических фотонов. Внезапное снятие напряжения также может слегка ускорить или замедлить вращение звезды, оставляя обнаруживаемые глитчи в её периоде вращения.

3. Наблюдательные признаки магнитаров

3.1 Мягкие гамма-повторители (SGRs)

До того, как был введён термин «магнитар», некоторые мягкие гамма-повторители (SGRs) были известны своими спорадическими вспышками гамма-излучения или жёсткого рентгена, повторяющимися с нерегулярными интервалами. Их вспышки обычно длятся доли секунды до нескольких секунд с умеренной пиковой светимостью. Сейчас мы идентифицируем SGR как магнитары в состоянии покоя, время от времени нарушаемые звёздотрясением или перестройкой поля [6].

3.2 Аномальные рентгеновские пульсары (AXPs)

Другой класс, аномальные рентгеновские пульсары (AXPs), — это нейтронные звёзды с периодами вращения в несколько секунд, но с рентгеновской светимостью, слишком высокой, чтобы объясняться только замедлением вращения. Дополнительная энергия, вероятно, возникает из-за распада магнитного поля, обеспечивая рентгеновское излучение. Многие AXPs также демонстрируют вспышки, напоминающие эпизоды SGR, подтверждая общую природу магнитаров.

3.3 Гигантские вспышки

Магнитары иногда испускают гигантские вспышки — чрезвычайно энергичные события с пиковыми светимостями, которые могут мгновенно превышать 1046 эрг/с. Примеры включают гигантскую вспышку 1998 года от SGR 1900+14 и вспышку 2004 года от SGR 1806–20, которая повлияла на ионосферу Земли с расстояния в 50 000 световых лет. Такие вспышки часто имеют яркий начальный пик, за которым следует пульсирующий хвост, модулируемый вращением звезды.

3.4 Вращение и глитчи

Как и пульсары, магнитары могут демонстрировать периодические импульсы, связанные с их скоростью вращения, но с более медленными средними периодами (~2–12 с). Распад магнитного поля создаёт крутящий момент, вызывая быстрое замедление вращения — быстрее, чем у стандартных пульсаров. Иногда после трещин в коре происходят «глитчи» (внезапные изменения скорости вращения). Наблюдение за этими изменениями помогает измерить внутренний обмен моментом между корой и сверхтекучим ядром.

4. Распад магнитного поля и механизмы активности

4.1 Нагревание за счёт распада поля

Чрезвычайно сильные поля в магнитарах постепенно распадаются, высвобождая энергию в виде тепла. Это внутреннее нагревание может поддерживать температуры поверхности в сотни тысяч до миллионов Кельвинов, что значительно выше, чем у типичных охлаждающихся нейтронных звезд аналогичного возраста. Такое нагревание способствует непрерывному излучению в рентгеновском диапазоне.

4.2 Дрейф Холла в коре и амбиполярная диффузия

Нелинейные процессы в коре и ядре — дрейф Холла (взаимодействия электронного флюида с магнитным полем) и амбиполярная диффузия (дрейф заряженных частиц под воздействием поля) — могут перестраивать поля на временных масштабах 103–106 лет, подпитывая вспышки и покоящуюся светимость [7].

4.3 Звездотрясения и магнитная рекомбинация

Напряжения от эволюции поля могут разрушать кору, высвобождая внезапную энергию, подобную тектоническим землетрясениям — звездотрясениям. Это может перенастроить магнитосферные поля, вызывая события рекомбинации или крупномасштабные вспышки. Модели проводят аналогии с солнечными вспышками, но с масштабом, увеличенным на многие порядки. Расслабление после вспышки может изменить скорость вращения или изменить паттерны излучения магнитосферы.

5. Эволюция магнитаров и конечные стадии

5.1 Долгосрочное затухание

Более 105–106 годы, магнитары, вероятно, эволюционируют в более обычные нейтронные звезды по мере ослабления полей ниже ~1012 G. Активные эпизоды звезды (вспышки, гигантские вспышки) становятся реже. В конечном итоге она остывает и становится менее яркой в рентгеновском диапазоне, напоминая более старого «мертвого» пульсара с умеренным остаточным магнитным полем.

5.2 Взаимодействия в двойных системах?

Магнитары в двойных системах редко наблюдаются, но некоторые могут существовать. Если у магнитара есть близкий звездный компаньон, перенос массы может вызвать дополнительные вспышки или изменить эволюцию вращения. Однако наблюдательные искажения или короткий срок жизни магнитаров могут объяснить, почему мы видим мало или вовсе не видим двойных систем с магнитарами.

5.3 Потенциальные слияния

В принципе, магнитар может в конечном итоге слиться с другой нейтронной звездой или черной дырой в двойной системе, генерируя гравитационные волны и, возможно, короткий гамма-всплеск. Такие события, вероятно, затмят типичные вспышки магнитаров по масштабу энергии. Наблюдательно это остаются теоретическими возможностями, но слияния нейтронных звезд с сильными полями могут быть катастрофическими космическими лабораториями.

6. Последствия для астрофизики

6.1 Гамма-всплески

Некоторые короткие или длинные гамма-всплески могут питаться от магнитаров, образовавшихся в результате коллапса ядра или слияния. Быстро вращающиеся «миллисекундные магнитары» могут высвобождать огромную вращательную энергию, формируя или питая джет ГВВ. Наблюдения плато послесвечения в некоторых ГВВ согласуются с дополнительной подачей энергии от недавно рожденного магнитара.

6.2 Ультра-яркие рентгеновские источники?

Поля с высоким B могут вызывать сильные выбросы или направленное излучение, возможно объясняя некоторые ультра-яркие рентгеновские источники (ULXs), если аккреция происходит на нейтронную звезду с полями, подобными магнитарам. Такие системы могут превышать светимость Эддингтона для типичных нейтронных звезд, особенно если задействована геометрия или направленное излучение [8].

6.3 Исследование плотной материи и квантовой электродинамики

Экстремальные условия у поверхности магнитара позволяют нам тестировать квантовую электродинамику в сильных полях. Наблюдения поляризации или спектральных линий могут выявить вакуумную двулучепреломляемость или расщепление фотонов — явления, которые невозможно проверить на Земле. Это помогает уточнить ядерную физику и теории квантовых полей в ультра-плотных условиях.

7. Наблюдательные кампании и будущие исследования

  1. Swift и NICER: Мониторинг вспышек магнитаров в рентгеновском и гамма-диапазонах.
  2. NuSTAR: Чувствителен к жестким рентгеновским лучам от вспышек или гигантских вспышек, фиксируя высокоэнергетические хвосты спектров магнитаров.
  3. Радиопоиск: Некоторые магнитары время от времени проявляют радиопульсации, связывая популяции магнитаров и обычных пульсаров.
  4. Оптический/ИК: Редкие оптические или ИК-аналоги слабы, но могут выявить джеты или переизлучение пыли после вспышек.

Предстоящие или планируемые телескопы — такие как European ATHENA рентгеновская обсерватория — обещают более глубокие знания, изучая более тусклые магнитары или фиксируя начало гигантских вспышек в реальном времени.

8. Заключение

Магнитары находятся на крайних рубежах физики нейтронных звезд. Их невероятные магнитные поля — до 1015 Г — вызывают мощные вспышки, звездотрясения и неудержимые гамма-вспышки. Образовавшиеся из коллапсировавших ядер массивных звезд при особых условиях (быстрое вращение, благоприятное действие динамо), магнитары остаются кратковременными космическими явлениями, ярко светящими около ~104–105 лет, прежде чем распад поля снижает их активность.

С наблюдательной точки зрения, мягкие гамма-повторители и аномальные рентгеновские пульсары представляют собой магнитары в разных состояниях, время от времени вызывая впечатляющие гигантские вспышки, которые может зафиксировать даже Земля. Изучение этих объектов проливает свет на квантовую электродинамику в интенсивных полях, структуру вещества при ядерных плотностях и процессы, приводящие к выбросам нейтрино, гравитационных волн и электромагнитных вспышек. По мере совершенствования моделей распада поля и мониторинга вспышек магнитаров с помощью всё более сложных многодлинноволновых инструментов, магнитары продолжат освещать одни из самых экзотических уголков астрофизики — где материя, поля и фундаментальные силы сходятся в захватывающих экстремумах.

Ссылки и дополнительная литература

  1. Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). «Формирование очень сильно намагниченных нейтронных звезд: последствия для гамма-всплесков.» The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  2. Thompson, C., & Duncan, R. C. (1995). «Мягкие гамма-повторители как очень сильно намагниченные нейтронные звезды – I. Радиационный механизм вспышек.» 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.

 

← Предыдущая статья                    Следующая статья →

 

 

Наверх

Вернуться в блог