Magnetarai: Ekstremalūs magnetiniai laukai

Магнетараи: Екстремни магнитни полета

Рядък вид неутронни звезди с изключително силни магнитни полета, предизвикващи силни „звездни трусове“

Неутронните звезди, вече и така най-плътните известни звездни останки (с изключение на черните дупки), могат да имат магнитни полета, милиарди пъти по-силни от типичните звезди. Сред тях се откроява рядък клас, наречен магнетари, който се характеризира с най-силните до момента в Космоса наблюдавани магнитни полета, достигащи дори 1015 G или повече. Тези изключително мощни полета могат да предизвикат необичайни, насилствени явления — звездни трусове (англ. starquakes), гигантски изблици и гама-лъчеви изригвания, временно засенчващи цели галактики. В тази статия ще разгледаме физиката на магнетарите, наблюдаваните признаци и екстремните процеси, водещи до техните изригвания и повърхностна активност.

1. Природа и формиране на магнетарите

1.1 Раждане като неутронна звезда

Магнетарът по същество е неутронна звезда, формирана по време на супернова с колапс на ядро, когато желязното ядро на масивна звезда колабира. По време на колапса част от въртящия момент и магнитния поток на звездното ядро може да бъде компресиран до изключително високо ниво. Обикновените неутронни звезди имат полета от 10^9–1012 G, а магнетарите могат да ги увеличат до 1014–1015 G, а може би и повече [1,2].

1.2 Хипотеза за динамо

Изключително големите магнитни полета при магнетарите могат да произлязат от динамо механизъм в ранната фаза на протон-неутронната звезда:

  1. Бързо въртене: Ако новородената неутронна звезда първоначално се върти с период в милисекунди, конвекцията и диференциалното въртене могат изключително да усилят магнитното поле.
  2. Краткотраен динамо ефект: Такъв конвективен динамо може да действа няколко секунди или минути след колапса, определяйки нивото на магнитното поле на магнетара.
  3. Магнитно спиране: През няколко хиляди години мощните полета значително забавят въртенето на звездата, оставяйки по-бавен въртящ се период в сравнение с типичните радио пулсари [3].

Не всички неутронни звезди стават магнетари — само тези, чиито първоначални параметри на въртене и ядро позволяват екстремно усилване на полетата.

1.3 Продължителност и рядкост

Магнетарите запазват своите изключително силни полета около 104–105 години. С напредване на възрастта на звездата, разпадът на магнитното поле може да предизвика вътрешно нагряване и изригвания. Наблюденията показват, че магнетарите са доста редки — в Млечния път и близките галактики са потвърдени или заподозрени само няколко десетки такива обекта [4].

2. Сила и влияние на магнитното поле

2.1 Скали на магнитното поле

Магнетарните полета надвишават 1014 G, докато полетата на обикновените неутронни звезди достигат 109–1012 G. За сравнение, магнитното поле на повърхността на Земята е около ~0,5 G, а лабораторните магнити рядко надвишават няколко хиляди G. Така магнетарите държат рекорда за най-силни постоянни полета във Вселената.

2.2 Квантова електродинамика и разпад на фотони

Когато полетата са \(\gtrsim 10^{13}\) G, важни стават явленията на квантовата електродинамика (QED) (напр. вакуумно двойно пречупване, разпад на фотони). Разпадът на фотони и промени в поляризацията могат да повлияят на начина, по който излъчването излиза от магнитосферата на магнитара, променяйки спектралните характеристики, особено в рентгеновия и гама диапазон [5].

2.3 Напрежения и "звездни трусове"

Изключително силните вътрешни и въздействащи на кората магнитни полета могат да напрегнат кората на неутронната звезда до точка на счупване. Звездни трусове (starquakes) — внезапни пукнатини в кората — могат да пренаредят магнитните полета и да предизвикат изблици или потоци от високоенергийни фотони. Внезапното освобождаване на напрежение може също леко да промени скоростта на въртене на звездата, оставяйки откриваеми "трептения" в периода на въртене.

3. Наблюдавани признаци на магнитари

3.1 Повтарящи се меки гама изблици (SGR)

Още преди да се наложи терминът "магнитар", определени повтарящи се меки гама изблици (Soft Gamma Repeaters, SGR) бяха известни с интермитентни гама или твърди рентгенови изблици, които се повтарят нерегулярно. Тези изблици обикновено продължават от част от секунда до няколко секунди, с умерена пикова яркост. Сега разбираме, че SGR са магнитари в състояние на покой, понякога нарушавани от "звездни трусове" или преструктуриране на магнитното поле [6].

3.2 Аномални рентгенови пулсари (AXP)

Друг клас, аномални рентгенови пулсари (AXP), са неутронни звезди с период на въртене от няколко секунди, но техният рентгенов блясък е твърде голям, за да бъде обяснен само с забавяне на въртенето. Допълнителната енергия вероятно идва от разпад на магнитното поле, който захранва рентгеновото излъчване. Много AXP също показват изблици, наподобяващи епизодите на SGR, потвърждавайки магнитарната им природа.

3.3 Огромни изблици

Магнитарите понякога излъчват огромни изблици — особено енергийни събития, чиито пикова яркост временно може да надвиши 1046 ерг·с−1. Примери: избликът от SGR 1900+14 през 1998 г. и избликът от SGR 1806–20 през 2004 г., като последният дори повлия на йоносферата на Земята, въпреки че е на 50 000 светлинни години разстояние. По време на такива изблици често се наблюдава ярък скок в началната фаза, последван от верига пулсации, модулирани от въртенето на звездата.

3.4 Въртене и "трептения" на въртенето

Както пулсарите, така и магнитарите могат да излъчват периодични импулси според честотата на въртене, но с по-бавни средни периоди (~2–12 с). Разпадът на магнитното поле налага допълнителен въртящ момент, който забавя въртенето им по-бързо от обикновените пулсари. Понякога "трептения" (рязка промяна в честотата на въртене) могат да настъпят след пукнатини в кората. Наблюдавайки тези промени във въртенето, можем да оценим вътрешното взаимодействие между кората и свръхтечния ядрен слой.

4. Разпад на магнитното поле и механизми на активност

4.1 Топлина от разпад на полето

Изключително силните магнитари постепенно разпадат своите полета, освобождавайки енергия под формата на топлина. Това вътрешно нагряване може да поддържа повърхностни температури от стотици хиляди до милиони келвини — значително повече от обичайното охлаждане при неутронни звезди със същата възраст. Това нагряване води до постоянна рентгенова радиация.

4.2 Hall дрейф и амбиополярна дифузия в кората

Нелинейните взаимодействия в кората и ядрото — Hall дрейф (взаимодействие между електронния поток и магнитното поле) и амбиополярна дифузия (движение на заредени частици под влияние на полето) — могат да пренаредят полетата в период от 103–106 години, подхранвайки изблици и по-силна светлина [7].

4.3 Звездни трусове и магнитно превключване

Напрежението, породено от еволюцията на полето, може да предизвика разкъсвания на кората, освобождаващи внезапна енергия – това са звездни трусове. Такива разкъсвания могат да пренаредят магнитосферните полета, предизвиквайки събития на превключване или големи изблици. Моделите сравняват тези процеси със слънчевите изблици, но на много по-голям мащаб. След изблика възстановяването може да промени честотата на въртене или характера на излъчването от магнитосферата.

5. Еволюция на магнитарите и крайни стадии

5.1 Дългосрочно избледняване

През 105–106 годишните магнитари вероятно еволюират в по-обикновени неутронни звезди, тъй като полетата отслабват до ~1012 Г. Тогава звездните активни явления (изблици, гигантски изригвания) стават редки. В крайна сметка такава звезда се охлажда и нейното рентгеново излъчване намалява, тя започва да прилича на по-стара „мъртва“ пулсар, притежаваща само сравнително слабо остатъчно магнитно поле.

5.2 Взаимодействия в двойни системи?

Двойни системи с магнитари се наблюдават рядко, но някои такива двойки може би съществуват. Ако магнитарът има близък звездно спътник, преносът на маса може да предизвика допълнителни изблици или да промени еволюцията на въртенето. Въпреки това, наблюдателните „пропуски“ или краткият живот на магнитарите могат да обяснят защо в момента са известни много малко такива двойни системи.

5.3 Възможни сливания

Теоретично, магнитарът може да се слее с друга неутронна звезда или черна дупка, излъчвайки гравитационни вълни и евентуално предизвиквайки кратък изблик на гама лъчи. Такива събития вероятно значително надхвърлят типичните изблици на магнитари по отношение на освободената енергия. В наблюденията това остава спекулация, но сливането на неутронни звезди с много силни полета би било уникална „космическа лаборатория“.

6. Значение за астрофизиката

6.1 Гама-лъчеви изблици

Някои къси или дълги гама-лъчеви изблици биха могли да се захранват от магнетари, образувани при колапс на ядро или сливане. Много бързо въртящите се „милисекундни магнетари“ могат да освободят огромна въртяща се енергия, която предизвиква или формира GRB струя. Наблюденията на „платото“ в следсветлината на някои GRB съответстват на допълнително захранване от новороден магнетар.

6.2 Изключително ярки рентгенови източници?

Големите магнитни полета могат да предизвикат силни изтичания или фокусиране на излъчване, което може да обясни някои изключително ярки рентгенови източници (ULX), ако акрецията се осъществява върху неутронна звезда с поле, близко до това на магнетар. В такива системи яркостта може да надвиши обичайната граница на Едингтън, особено ако излъчването е фокусирано [8].

6.3 Изследвания на плътна материя и QED

Екстремните условия на повърхността на магнетара позволяват изследване на QED в силни полета. Наблюденията на поляризация или спектрални линии могат да покажат вакуумна двоичност или разпад на фотони — явления, които не могат да бъдат възпроизведени в лаборатории на Земята. Това помага за усъвършенстване на ядрената физика и квантовата теория на полето при ултраплътни условия.

7. Кампании за наблюдение и бъдещи изследвания

  1. Swift и NICER: Наблюдение на изригвания на магнетари в рентгеновия и гама диапазон.
  2. NuSTAR: Чувствителност в твърдия рентгенов диапазон, подпомагаща засичането на високоенергийно излъчване от изблици или гигантски изригвания.
  3. Радио търсения: Някои магнетари понякога излъчват радио импулси, свързвайки магнетарите и обикновените пулсари в една популация.
  4. Оптични/IR наблюдения: Редките оптични или IR съответствия са много слаби, но могат да покажат струи или прахово разсейване след изблици.

Бъдещи или планирани обсерватории, като Европейската ATHENA (X-лъчева област), обещават още по-дълбоки прозрения: да изследват по-слаби магнетари или да заснемат в реално време началото на гигантски изблик.

8. Заключение

Магнетари са крайни примери в областта на физиката на неутронните звезди. Техните невероятни магнитни полета, достигащи 1015 G, предизвикват насилствени изригвания, звездни трусове и неудържими гама изблици. Образувани при специфични условия на колапс на масивни звезди (бързо въртене, благоприятна динамо активност), магнетарите са краткотрайни космически явления, които светят най-ярко в продължение на ~104–105 години, докато разпадането на полето намали активността.

В смисъл на наблюдение, меките гама повторители и аномалните рентгенови пулсари представляват магнитари в различни състояния, понякога излъчващи впечатляващи гигантски избухвания, видими дори от Земята. Изследванията на тези обекти разширяват нашите знания за квантовата електродинамика в изключително силни полета, структурата и процесите в ядрена материя, които могат да предизвикат изблици на неутрино, гравитационни вълни и електромагнитни изригвания. С усъвършенстването на моделите за разпадане на полето и наблюдаването на изригванията на магнитарите с все по-напреднали многообхватни инструменти, магнитарите продължават да отварят едни от най-екзотичните ъгли на астрофизичните изследвания — там, където материята, полетата и фундаменталните сили се сливат в удивителни крайности.

Връзки и допълнително четене

  1. Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). „Формиране на много силно магнитизирани неутронни звезди: последици за гама-лъчевите избухвания.“ The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  2. Thompson, C., & Duncan, R. C. (1995). „Меките гама повторители като много силно магнитизирани неутронни звезди – I. Радиативен механизъм за избухвания.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 275, 255–300.
  3. Kouveliotou, C., et al. (1998). „Рентгенов пулсар със свръхсилно магнитно поле в меката гама повторител SGR 1806-20.“ Nature, 393, 235–237.
  4. Mereghetti, S. (2008). „Най-силните космически магнити: меки гама повторители и аномални рентгенови пулсари.“ Astronomy & Astrophysics Review, 15, 225–287.
  5. Harding, A. K., & Lai, D. (2006). „Физика на силно магнитизираните неутронни звезди.“ Reports on Progress in Physics, 69, 2631–2708.
  6. Kaspi, V. M., & Beloborodov, A. M. (2017). „Магнитари.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 55, 261–301.
  7. Pons, J. A., et al. (2009). „Еволюция на магнитното поле в корите на неутронните звезди.“ Physical Review Letters, 102, 191102.
  8. Bachetti, M., et al. (2014). „Ултралуминозен рентгенов източник, захранван от акретираща неутронна звезда.“ Nature, 514, 202–204.
  9. Woods, P. M., & Thompson, C. (2006). „Меки гама повторители и аномални рентгенови пулсари: кандидати за магнитари.“ Compact Stellar X-ray Sources, Cambridge University Press, 547–586.
Върнете се в блога