แมกเนตาร์: สนามแม่เหล็กสุดขีด

Linas Juozenas

ดาวนิวตรอนชนิดหายากที่มีสนามแม่เหล็กแรงมาก ทำให้เกิดแผ่นดินไหวดาวอย่างรุนแรง

ดาวนิวตรอน ซึ่งเป็นเศษซากดาวที่หนาแน่นที่สุดที่รู้จักรองจากหลุมดำ สามารถมีสนามแม่เหล็กที่แรงกว่าดาวทั่วไปเป็นพันล้านเท่า ในบรรดาดาวเหล่านี้ กลุ่มหายาก ที่เรียกว่า แมกนีทาร์ แสดงให้เห็นถึง สนามแม่เหล็กที่เข้มข้นที่สุด ที่เคยสังเกตในจักรวาล สูงถึง 10¹⁵ เกาส์หรือมากกว่า สนามแม่เหล็กที่แรงเหล่านี้สามารถก่อให้เกิดปรากฏการณ์แปลกประหลาดและรุนแรง เช่น แผ่นดินไหวดาว การปะทุขนาดใหญ่ และการระเบิดรังสีแกมมาที่สว่างกว่ากาแล็กซีทั้งกาแล็กซีในช่วงเวลาสั้น ๆ ในบทความนี้ เราจะสำรวจฟิสิกส์เบื้องหลังแมกนีทาร์ ลักษณะการสังเกต และกระบวนการสุดขั้วที่ก่อให้เกิดการปะทุและกิจกรรมบนพื้นผิวของพวกมัน

1. ธรรมชาติและการก่อตัวของแมกนีทาร์

1.1 การเกิดเป็นดาวนิวตรอน

แมกนีทาร์ คือ ดาวนิวตรอน ที่ก่อตัวขึ้นจาก ซูเปอร์โนวาแกนยุบตัว หลังจากแกนเหล็กของดาวมวลมากยุบตัว ในระหว่างการยุบตัว โมเมนตัมเชิงมุมและฟลักซ์แม่เหล็กบางส่วนของแกนดาวสามารถถูกบีบอัดจนถึงระดับที่น่าทึ่ง ขณะที่ดาวนิวตรอนทั่วไปมีสนามแม่เหล็กประมาณ 10⁹–10¹² เกาส์ แมกนีทาร์สามารถผลักดันสนามนี้ไปถึง 10¹⁴–10¹⁵ เกาส์ หรืออาจสูงกว่านั้น [1], [2]

1.2 สมมติฐานไดนาโม

สนามแม่เหล็กที่สูงมากในแมกนีทาร์อาจมาจาก กลไกไดนาโม ในช่วงดาวนิวตรอนต้นกำเนิด:

การหมุนอย่างรวดเร็ว: หากดาวนิวตรอนที่เพิ่งเกิดหมุนด้วยช่วงเวลามิลลิวินาที การพาความร้อนและการหมุนแตกต่างกันสามารถพันสนามแม่เหล็กให้มีความแรงมหาศาล
ไดนาโมที่มีอายุสั้น: ไดนาโมการพาความร้อนนี้อาจทำงานได้เพียงไม่กี่วินาทีถึงนาทีหลังการยุบตัว ซึ่งเป็นการเตรียมสนามแม่เหล็กระดับแมกนีทาร์
การเบรกด้วยสนามแม่เหล็ก: ในช่วงเวลาหลายพันปี สนามแม่เหล็กที่แรงจะชะลอการหมุนของดาวอย่างรวดเร็ว ทำให้มีช่วงการหมุนช้ากว่าพัลซาร์วิทยุทั่วไป [3]

ไม่ใช่ดาวนิวตรอนทุกดวงที่จะกลายเป็นแมกนีทาร์—มีเพียงดวงที่มีการหมุนเริ่มต้นและสภาพแกนที่เหมาะสมเท่านั้นที่อาจขยายสนามแม่เหล็กได้มากเช่นนี้

1.3 อายุขัยและความหายาก

แมกนีทาร์ยังคงอยู่ในสถานะแม่เหล็กสูงสุดเป็นเวลาประมาณ ~10⁴–10⁵ ปี เมื่อดาวมีอายุมากขึ้น การสลายสนามแม่เหล็ก อาจก่อให้เกิดความร้อนภายในและการปะทุ การสังเกตการณ์ชี้ให้เห็นว่าแมกนีทาร์ค่อนข้างหายาก โดยมีเพียงไม่กี่สิบวัตถุที่ได้รับการยืนยันหรือเป็นผู้สมัครในทางช้างเผือกและกาแล็กซีใกล้เคียง [4]

2. ความแรงของสนามแม่เหล็กและผลกระทบ

2.1 มาตราส่วนสนามแม่เหล็ก

สนามแม่เหล็กของแมกนีทาร์ มีค่ามากกว่า 10¹⁴ เกาส์ ในขณะที่ดาวนิวตรอนทั่วไปมีสนามแม่เหล็กประมาณ 10⁹–10¹² เกาส์ เมื่อเทียบกับสนามแม่เหล็กพื้นผิวโลกซึ่งประมาณ 0.5 เกาส์ และแม่เหล็กในห้องปฏิบัติการที่มักไม่เกินไม่กี่พันเกาส์ ดังนั้น แมกนีทาร์จึงถือเป็นเจ้าของสถิติสนามแม่เหล็กถาวรที่แรงที่สุดในจักรวาล

2.2 ควอนตัมอิเล็กโทรไดนามิกส์และการแยกโฟตอน

ที่ความเข้มสนาม &gtrsim;10¹³ gauss ผลของควอนตัมอิเล็กโทรไดนามิกส์ (QED) (เช่น การแยกแสงในสุญญากาศ การแยกโฟตอน) มีความสำคัญ การแยกโฟตอน และการเปลี่ยนแปลงโพลาไรเซชันสามารถเปลี่ยนวิธีที่รังสีหนีออกจากสนามแม่เหล็กของ magnetar เพิ่มความซับซ้อนให้กับลักษณะสเปกตรัม โดยเฉพาะในย่านเอ็กซ์เรย์และแกมม่า [5].

2.3 ความกดดันและ Starquakes

สนามแม่เหล็กภายในและเปลือกดาวที่เข้มข้นสามารถ กดดัน เปลือกของดาวนิวตรอนได้จนถึงจุดแตก Starquakes—การแตกหักอย่างกะทันหันของเปลือก—สามารถจัดเรียงสนามแม่เหล็กใหม่ สร้างแฟลร์หรือการระเบิดของโฟตอนพลังงานสูง การปลดปล่อยความตึงเครียดอย่างรวดเร็วนี้ยังสามารถทำให้ดาวหมุนเร็วขึ้นหรือลดความเร็วลงเล็กน้อย ทิ้งร่องรอย glitches ที่ตรวจจับได้ในช่วงเวลาการหมุนของมัน

3. ลักษณะการสังเกตของ Magnetars

3.1 Soft Gamma Repeaters (SGRs)

ก่อนที่คำว่า “magnetar” จะถูกบัญญัติ soft gamma repeaters (SGRs) บางตัวเป็นที่รู้จักจากการระเบิดของรังสีแกมมาหรือเอ็กซ์เรย์แข็งที่เกิดขึ้นเป็นช่วงๆ ไม่สม่ำเสมอ การระเบิดเหล่านี้มักใช้เวลาสั้นๆ ตั้งแต่เศษเสี้ยววินาทีถึงไม่กี่วินาที โดยมีความสว่างสูงสุดในระดับปานกลาง ปัจจุบันเราระบุ SGRs ว่าเป็น magnetars ในภาวะสงบที่บางครั้งถูกรบกวนโดย starquake หรือการปรับโครงสร้างสนาม [6]

3.2 Anomalous X-Ray Pulsars (AXPs)

อีกประเภทหนึ่งคือ anomalous X-ray pulsars (AXPs) ซึ่งเป็นดาวนิวตรอนที่มีช่วงเวลาการหมุนไม่กี่วินาทีแต่มีความสว่างเอ็กซ์เรย์สูงเกินกว่าที่จะอธิบายได้ด้วยการหมุนช้าลงเพียงอย่างเดียว พลังงานส่วนเกินนี้น่าจะมาจาก การสลายสนามแม่เหล็ก ซึ่งเป็นแหล่งพลังงานของการแผ่รังสีเอ็กซ์ AXP หลายตัวยังแสดงการระเบิดที่คล้ายกับเหตุการณ์ SGR ยืนยันถึงธรรมชาติของ magnetar ร่วมกัน

3.3 Giant Flares

Magnetars บางครั้งปล่อย giant flares—เหตุการณ์ที่มีพลังงานสูงมากโดยมีความสว่างสูงสุดที่อาจเกิน 10⁴⁶ ergs s^-1 ชั่วขณะ ตัวอย่างเช่น giant flare ในปี 1998 จาก SGR 1900+14 และ flare ในปี 2004 จาก SGR 1806–20 ซึ่งส่งผลกระทบต่อไอโอโนสเฟียร์ของโลกจากระยะทาง 50,000 ปีแสง แฟลร์เหล่านี้มักแสดงสไปค์สว่างในตอนต้นตามด้วยหางที่มีการเต้นเป็นจังหวะซึ่งถูกปรับโดยการหมุนของดาว

3.4 การหมุนและ glitches

เช่นเดียวกับ pulsars magnetars สามารถแสดงพัลส์เป็นช่วงตามอัตราการหมุนของพวกมัน แต่มีช่วงเวลาที่ช้ากว่าโดยเฉลี่ย (~2–12 วินาที) การสลายสนามแม่เหล็กสร้างแรงบิด ทำให้การหมุนช้าลงอย่างรวดเร็ว—เร็วกว่าพัลซาร์ทั่วไป บางครั้งเกิด “glitches” (การเปลี่ยนแปลงอัตราการหมุนอย่างกะทันหัน) หลังจากเปลือกดาวแตก การสังเกตการเปลี่ยนแปลงการหมุนเหล่านี้ช่วยวัดการแลกเปลี่ยนโมเมนตัมภายในระหว่างเปลือกดาวและแกนซุปเปอร์ฟลูอิด

4. การสลายสนามแม่เหล็กและกลไกกิจกรรม

4.1 การให้ความร้อนจากการสลายสนามแม่เหล็ก

สนามแม่เหล็กที่แข็งแกร่งอย่างยิ่งใน magnetars ค่อยๆ สลาย ปล่อยพลังงานในรูปแบบความร้อน ความร้อนภายในนี้สามารถรักษาอุณหภูมิพื้นผิวให้อยู่ในระดับหลายแสนถึงล้านเคลวิน ซึ่งสูงกว่าดาวนิวตรอนที่เย็นลงตามปกติในช่วงอายุใกล้เคียงกันมาก ความร้อนเช่นนี้ส่งเสริมการแผ่รังสีเอ็กซ์อย่างต่อเนื่อง

4.2 การเคลื่อนที่แบบ Hall ในเปลือกดาวและการแพร่กระจายแบบ Ambipolar

กระบวนการที่ไม่เชิงเส้นในเปลือกและแกนกลาง—Hall drift (การเคลื่อนที่ของอิเล็กตรอนเทียบกับสนามแม่เหล็ก) และ ambipolar diffusion (การเคลื่อนที่ของอนุภาคมีประจุในสนามแม่เหล็ก)—สามารถจัดเรียงสนามแม่เหล็กใหม่ในช่วงเวลาประมาณ 10³–10⁶ ปี เติมพลังงานให้กับการระเบิดและความสว่างในช่วงสงบ [7].

4.3 Starquakes และการเชื่อมต่อแม่เหล็กใหม่

ความเครียดจากวิวัฒนาการของสนามแม่เหล็กสามารถทำให้เปลือกดาวแตกออก ปล่อยพลังงานอย่างกะทันหันคล้ายกับแผ่นดินไหวทางธรณีวิทยา—starquakes เหตุการณ์นี้สามารถปรับเปลี่ยนสนามแม่เหล็กในบรรยากาศดาว สร้างเหตุการณ์การเชื่อมต่อใหม่หรือการปะทุขนาดใหญ่ แบบจำลองเปรียบเทียบกับการปะทุของดวงอาทิตย์แต่ขยายขนาดขึ้นหลายเท่า หลังการปะทุ การผ่อนคลายสามารถเปลี่ยนอัตราการหมุนหรือรูปแบบการแผ่รังสีแม่เหล็ก

5. วิวัฒนาการและขั้นตอนสุดท้ายของแมกนีตาร์

5.1 การลดลงในระยะยาว

มากกว่า 10⁵–10⁶ หลายปี แมกนีตาร์น่าจะวิวัฒนาการเป็นดาวนิวตรอนแบบปกติมากขึ้นเมื่อสนามแม่เหล็กลดลงต่ำกว่า ~10¹² G. ช่วงเวลาที่ดาวมีความเคลื่อนไหว (การระเบิด, การปะทุขนาดใหญ่) จะเกิดขึ้นน้อยลง ในที่สุดดาวจะเย็นลงและมีความสว่างในรังสีเอกซ์ลดลง คล้ายกับพัลซาร์ “ตาย” ที่มีสนามแม่เหล็กตกค้างในระดับปานกลาง

5.2 ปฏิสัมพันธ์ในระบบคู่ดาว?

แมกนีตาร์ในระบบคู่ดาวพบได้น้อยมาก แต่บางตัวอาจมีอยู่ หากแมกนีตาร์มีดาวคู่ที่อยู่ใกล้ การถ่ายโอนมวลสารอาจก่อให้เกิดการปะทุเพิ่มเติมหรือเปลี่ยนแปลงวิวัฒนาการการหมุน อย่างไรก็ตาม อคติในการสังเกตหรืออายุขัยสั้นของแมกนีตาร์อาจอธิบายได้ว่าทำไมเราจึงเห็นแมกนีตาร์ในระบบคู่ดาวน้อยหรือแทบไม่มีเลย

5.3 การรวมตัวที่เป็นไปได้

ในหลักการ แมกนีตาร์อาจรวมตัวกับดาวนิวตรอนอีกดวงหรือหลุมดำในระบบคู่ดาวในที่สุด สร้างคลื่นความโน้มถ่วงและอาจเกิดการระเบิดแกมมาเรย์สั้น เหตุการณ์ดังกล่าวน่าจะมีพลังงานมากกว่าการระเบิดของแมกนีตาร์ทั่วไป ในเชิงสังเกต เหตุการณ์เหล่านี้ยังคงเป็นไปได้ทางทฤษฎี แต่การรวมตัวของดาวนิวตรอนที่มีสนามแม่เหล็กแรงอาจเป็นห้องปฏิบัติการจักรวาลที่รุนแรง

6. ผลกระทบต่อฟิสิกส์ดาราศาสตร์

6.1 การระเบิดแกมมาเรย์

บาง การระเบิดแกมมาเรย์ แบบ สั้น หรือ ยาว อาจได้รับพลังงานจากแมกนีตาร์ที่ก่อตัวขึ้นในเหตุการณ์การยุบตัวของแกนกลางหรือการรวมตัวอย่างรวดเร็ว “แมกนีตาร์มิลลิวินาที” ที่หมุนเร็วสามารถปล่อยพลังงานหมุนมหาศาล ซึ่งมีบทบาทในการกำหนดรูปร่างหรือให้พลังงานแก่เจ็ตของ GRB การสังเกตแผ่นหลังการเรืองแสงในบาง GRB สอดคล้องกับการฉีดพลังงานเพิ่มเติมจากแมกนีตาร์ที่เพิ่งเกิดใหม่

6.2 แหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ที่สว่างมากเป็นพิเศษ?

สนามแม่เหล็กสูงสามารถขับเคลื่อนการไหลออกอย่างรุนแรงหรือการบีมแสง ซึ่งอาจอธิบายแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ที่สว่างมากเป็นพิเศษ ultra-luminous X-ray sources (ULXs) ได้หากการสะสมมวลสารเกิดขึ้นบนดาวนิวตรอนที่มีสนามแม่เหล็กคล้ายแมกนีตาร์ ระบบดังกล่าวสามารถเกินความสว่างแบบเอดดิงตันสำหรับดาวนิวตรอนทั่วไป โดยเฉพาะอย่างยิ่งหากมีบทบาทของเรขาคณิตหรือการบีมแสง [8].

6.3 การสำรวจสสารหนาแน่นและ QED

สภาวะสุดขั้วใกล้พื้นผิวแมกเนตาร์ช่วยให้เราทดสอบ QED in strong fields การสังเกตการโพลาไรเซชันหรือเส้นสเปกตรัมอาจเปิดเผยการแยกแสงสูญญากาศหรือการแยกโฟตอน ปรากฏการณ์ที่ไม่สามารถทดสอบได้บนโลก สิ่งนี้ช่วยปรับปรุงฟิสิกส์นิวเคลียร์และทฤษฎีสนามควอนตัมภายใต้สภาวะความหนาแน่นสูงสุด

7. แคมเปญการสังเกตและการวิจัยในอนาคต

Swift and NICER: ติดตามการปะทุของแมกเนตาร์ในย่านรังสีเอกซ์และแกมมาเรย์
NuSTAR: มีความไวต่อรังสีเอกซ์ความเข้มสูงจากการปะทุหรือการปะทุขนาดยักษ์ จับหางพลังงานสูงของสเปกตรัมแมกเนตาร์
Radio Searches: แมกเนตาร์บางตัวแสดงพัลส์วิทยุบางครั้ง สะพานเชื่อมระหว่างประชากรแมกเนตาร์และพัลซาร์ทั่วไป
Optical/IR: คู่แสงออปติคัลหรือ IR ที่หายากมีความสลัว แต่สามารถเปิดเผยเจ็ตหรือการแผ่รังสีฝุ่นหลังการปะทุได้

กล้องโทรทรรศน์ที่กำลังจะมา หรือวางแผนไว้—เช่น European ATHENA กล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์—สัญญาว่าจะให้ข้อมูลเชิงลึกที่ลึกซึ้งยิ่งขึ้น ศึกษาแมกเนตาร์ที่มืดกว่าหรือจับการเริ่มต้นของการปะทุขนาดยักษ์แบบเรียลไทม์

8. บทสรุป

Magnetars ยืนอยู่ในจุดสุดขั้วของฟิสิกส์ดาวนิวตรอน สนามแม่เหล็กที่ น่าอัศจรรย์ ของพวกมัน—สูงถึง 10¹⁵ G—ขับเคลื่อนการปะทุรุนแรง แผ่นดินไหวดาว และการปะทุแกมมาเรย์ที่หยุดไม่ได้ ก่อตัวจากแกนดาวมวลมหาศาลที่ยุบตัวภายใต้เงื่อนไขพิเศษ (การหมุนเร็ว การทำงานของไดนาโมที่เอื้ออำนวย) แมกเนตาร์ยังคงเป็นปรากฏการณ์จักรวาลที่มีอายุสั้น ส่องสว่างอย่างสดใสประมาณ 10⁴–10⁵ ปี ก่อนที่การสลายสนามจะลดกิจกรรมของพวกมัน

จากการสังเกต soft gamma repeaters และ anomalous X-ray pulsars แสดงถึงแมกเนตาร์ในสถานะต่าง ๆ ที่บางครั้งปลดปล่อยการปะทุขนาดยักษ์ที่แม้แต่โลกก็สามารถตรวจจับได้ การศึกษาวัตถุเหล่านี้ช่วยให้เราเข้าใจ quantum electrodynamics ในสนามที่เข้มข้น โครงสร้างของสสารที่ความหนาแน่นนิวเคลียร์ และกระบวนการที่นำไปสู่การปะทุของนิวตริโน คลื่นความโน้มถ่วง และคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า ขณะที่เราปรับปรุงแบบจำลองการสลายสนามและติดตามการปะทุของแมกเนตาร์ด้วยเครื่องมือหลายความยาวคลื่นที่ซับซ้อนมากขึ้น แมกเนตาร์จะยังคงส่องสว่างมุมที่แปลกประหลาดที่สุดของฟิสิกส์ดาราศาสตร์—ที่ซึ่งสสาร สนาม และแรงพื้นฐานมาบรรจบกันในระดับสุดขั้วที่น่าทึ่ง

เอกสารอ้างอิงและการอ่านเพิ่มเติม

Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). “การก่อตัวของดาวนิวตรอนที่มีสนามแม่เหล็กแรงมาก: ผลกระทบต่อการระเบิดแกมมาเรย์.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
Thompson, C., & Duncan, R. C. (1995). “ซอฟต์แกมมารีพีทเตอร์ในฐานะดาวนิวตรอนที่มีสนามแม่เหล็กแรงมาก – I. กลไกการแผ่รังสีสำหรับการปะทุ.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 275, 255–300.
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.
Mereghetti, S. (2008). “The strongest cosmic magnets: Soft Gamma-ray Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars.” Astronomy & Astrophysics Review, 15, 225–287.
Harding, A. K., & Lai, D. (2006). “Physics of strongly magnetized neutron stars.” Reports on Progress in Physics, 69, 2631–2708.
Kaspi, V. M., & Beloborodov, A. M. (2017). “Magnetars.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 55, 261–301.
Pons, J. A., et al. (2009). “Magnetic field evolution in neutron star crusts.” Physical Review Letters, 102, 191102.
Bachetti, M., et al. (2014). “An ultraluminous X-ray source powered by an accreting neutron star.” Nature, 514, 202–204.
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.

← บทความก่อนหน้า บทความถัดไป →

กลับไปด้านบน

กลับไปที่บล็อก

ประเทศ/ภูมิภาค

ภาษา