Magnetarai: Ekstremalūs magnetiniai laukai

Magnetarai: Ekstremna magnetna polja

Arhiva znanja · Svemir · 04. poglavlje / 07. članak

Magnetari i moć ekstremnih polja

Magnetno polje neutronske zvijezde može akumulirati dovoljno energije da zagrije njenu površinu, izazove naprezanja u kori i pokrene izvanredne bljeskove. Pratite kretanje ove energije i šta otkriva svjetlost koja se oslobađa.

Magnetna energijaDžinovski bljeskoviKvantna svjetlost
Magnetaras ir jo magnetinė aplinka Originali konceptuali iliustracija: kompaktišką baltai melsvą magnetarą supa plačiais lankais nusidriekusios žydros ir violetinės magnetinio lauko linijos. Išilgai deformuotos lauko kilpos šiltomis spalvomis švyti žybsnis. Magnetinio lauko linijos yra iliustracinės, o ne tiesiogiai matomos struktūros; spalvos, atstumai ir dydžiai parinkti meniniais sumetimais.
Umjetnički prikaz magnetara i bljeska duž deformisane magnetne strukture. Linije polja pomažu u objašnjenju polja, a ne predstavljaju vidljive niti; veličine, boje i geometrija su ilustrativni.
Polje daje energijuMagnetna energija pokreće većinu karakterističnog zagrijavanja, bljeskova i aktivnosti izljeva.
Važno je cijelo poljeDipolno polje velikih razmjera procijenjeno na osnovu mjerenja vremena pulsiranja ne otkriva sve komponente polja na površini ili u unutrašnjosti.
Aktivnost se ispoljava u različitim vremenskim skalamaKratki bljesak, dugotrajno posvjetljenje i džinovski bljesak – različiti su oblici ponašanja magnetara.
Neutronska zvijezda s ogromnom zalihom magnetne energije

Po čemu se magnetar razlikuje od drugih neutronskih zvijezda?

Magnetar je neutronska zvijezda čija magnetna energija pokreće karakterističnu aktivnost visokih energija. Njegovo polje ne usmjerava samo čestice u kretanju: promjene tog polja mogu biti izvor toplote i zračenja koje opažamo.

Da bismo razumjeli magnetar, potrebno je razumjeti veze između njegove guste unutrašnjosti, čvrste kore i okolne plazme. Promjena u jednoj oblasti može uticati na druge – ponekad postepeno, a ponekad naglim bljeskom.[1], [4]

Prethodni članak predstavio je neutronske zvijezde i pulsare. Ovdje ćemo se usredotočiti na magnetne procese koji uzrokuju najupečatljivije manifestacije aktivnosti nekih od ovih ostataka.

01
Aktivnost otkriva više od jedne procjene jačine polja

Kako astronomi prepoznaju magnetar?

Magnetari su, poput drugih neutronskih zvijezda, kompaktni i sastavljeni od guste materije. Izdvaja ih značaj magnetne energije u održavanju njihovog zračenja i izljeva aktivnosti. Rotacija i akumulirana toplota također mogu doprinositi; ovi izvori energije mogu djelovati zajedno.[1]

Mnogi poznati magnetari okrenu se jednom u nekoliko sekundi. Njihov rendgenski sjaj može premašiti snagu koja se dobija iz izmjerenog smanjenja energije rotacije, što ukazuje na dodatni izvor energije.[24]

Naziv dodijeljen historijski, prema načinu otkrića

Izvori ponavljajućih kratkih bljeskova mekog gama zračenja

SGR izvori privukli su pažnju ponavljanim kratkim bljeskovima mekih gama-zraka i tvrdih rendgenskih zraka. „Meki“ opisuje energiju fotona u poređenju s tvrđim gama-zracima, a ne znači da je sam događaj blag.

Drugi put do prepoznavanja

Anomalni rendgenski pulsari

AXP pulsari prepoznati su po impulsnom rendgenskom zračenju koje je bilo teško objasniti uobičajenim modelima pulsara čiji su izvor energije rotacija ili akrecija.

Bljeskovi, izljevi aktivnosti i povezano ponašanje povezali su ove grupe u okviru modela magnetara. Nazivi SGR i AXP opisuju kako su izvori historijski prepoznati; to nisu dva stalna stanja kroz koja zvijezda mora naizmjenično prolaziti.[1], [24]

02
Ovaj raspon daleko nadilazi svakodnevno iskustvo s magnetnim pojavama

Kolika je jačina magnetnih polja?

Indirektno utvrđena dipolna polja velikih razmjera kod mnogih magnetara dostižu oko 1014–1015 gausa. To su neka od najjačih magnetnih polja povezanih s poznatim astrofizičkim objektima. Na površini mogu postojati i manje, složenije strukture, a u unutrašnjosti može biti pohranjena znatna dodatna magnetna energija.[1], [3]

Jačina magnetnog polja u veoma različitim okruženjima
Okruženje Polje u gausima, G Polje u teslama, T
Zemljina površina, približno 0,25–0,65 2,5 × 10−5 do 6,5 × 10−5
MRI magnet od 1,5 tesla 1,5 × 104 1,5
Istraživački magnet od 45 tesla 4,5 × 105 45
Obični radio-pulsar, karakteristično dipolno polje Oko 1012 Oko 108
Mnogi magnetari, indirektno utvrđeno dipolno polje 1014–1015 1010–1011

Jedan tesla jednak je 10 000 gausa. Primjeri iz Zemljinog okruženja dati su radi ilustracije – ovo nije popis rekorda jačine magnetnog polja. Vrijednosti za neutronske zvijezde opisuju široke populacije, ali postoje važne iznimke.[1], [8], [9]

Šta zapravo pokazuje procjena dobijena na osnovu posmatranja rotacije?

Na osnovu perioda rotacije zvijezde i brzine usporavanja rotacije može se procijeniti dipolno polje, uz pretpostavku da važi odabrani model kočenja. Ova procjena zavisi od obrtnog momenta, geometrije i parametara zvijezde. Ona ne prikazuje raspodjelu polja po cijeloj površini niti direktno otkriva unutrašnjost zvijezde.[4]

Promjenjiva apsorpcijska karakteristika rendgenskih zraka u objektu SGR 0418+5729 pruža još jedan trag. Ako se tumači kao protonska ciklotronska apsorpcija, ukazuje na to da lokalna polja dostižu oko 1014–1015 gausa ili više, iako je procjena dipolnog polja znatno manja. Ovo tumačenje pokazuje zašto je pri razmatranju jačine polja nužno navesti i mjesto i metodu mjerenja.[3]

Gustina magnetske energije raste proporcionalno kvadratu jačine polja. Pri istoj zapremini i uz ostale slične uslove, dvostruko jače polje znači četiri puta više magnetske energije. Konfiguracija polja određuje koliki se dio te energije može osloboditi.[10]

03
Naslijeđena polja mogu se pojačavati, prenositi i raspršivati

Kako magnetar dobija svoje polje i koristi ga?

Magnetari se obično povezuju s posljedicama kolapsa jezgra masivne zvijezde. Kolaps može sabiti naslijeđeni magnetski tok, dok intenzivno kretanje tečnosti u tek nastaloj neutronskoj zvijezdi može dodatno ojačati polje. Konačna jačina i geometrija zavise od historije zvijezde.

Dinamo proces – vjerovatan mehanizam nastanka

Tokom dinamo procesa, kretanje električno provodne tečnosti pomaže u održavanju ili jačanju magnetnog polja. Trodimenzionalne simulacije pokazuju da konvekcija i brza rotacija u protoneutronskoj zvijezdi mogu stvoriti polja jačine karakteristične za magnetare. Ovi proračuni potkrepljuju mogući put nastanka, ali ne dokazuju da se svi magnetari rađaju okrećući se istom brzinom.[6]

Drugi modeli zasnivaju se na povratku materije: dio materije koji se nakon eksplozije supernove u početku kreće prema vani vraća se i donosi moment impulsa. Ona može ubrzati rotaciju tek nastalog ostatka i omogućiti dalje jačanje polja. Pojedinosti zavise od akrecije i unutrašnje dinamike obuhvaćenih modelom.[7]

Preuređivanje polja nije isto što i njegova disipacija

Hallov drift

Magnetska struktura kreće se zajedno s elektronskom tečnošću kore, a u njoj mogu nastati sve sitnije prostorne strukture. Idealni Hallov proces preraspoređuje magnetsku energiju, ne pretvarajući je direktno u toplotu.

Omička disipacija

Konačni električni otpor pretvara magnetsku energiju u toplotu. Sitne magnetske strukture mogu se brže raspršiti, povezujući tako preuređivanje polja s toplotnim razvojem.

Ambipolarna difuzija

U jezgru se naelektrisana materija može kretati u odnosu na neutrone. Značaj ovog procesa uveliko zavisi od temperature, sastava i od toga pokazuju li komponente čestica superfluidnost ili supravodljivost.

Polje i toplotno stanje mijenjaju se zajedno. Zagrijavanje mijenja svojstva procesa električnog transporta, a transport utiče na geometriju polja i disipaciju. Ova veza pomaže objasniti zašto jedna univerzalna vremenska skala slabljenja magnetnog polja nije dovoljna.[4], [5]

Magnetsko zagrijavanje može pomoći u održavanju intenzivnog površinskog zračenja u rendgenskom području. Struje koje teku u okolnoj magnetosferi mogu također vraćati čestice na površinu i zagrijavati pojedina područja, pa kontinuirano zračenje ne mora poticati od jedne jednake temperature u cijeloj unutrašnjosti zvijezde.[1], [23]

04
Pluta i polje oko nje čine povezani sistem

Počinje li svaki bljesak zvjezdotresom?

Promjenjiva magnetna polja stvaraju naprezanja u kori. Ako ta naprezanja premaše granicu do koje ih čvrsta materija može elastično podnijeti, materija može početi plastično teći ili se deformisati. Široko korišteni izraz „zvjezdotres“ opisuje naglu reakciju strukture, ali otvorena pukotina nalik rasjedu koji se otvara na Zemlji ne opisuje u potpunosti fiziku ove pojave.[5]

Magnetiniai įtempiai ir galima energijos išsiskyrimo sritis Konceptualiame magnetaro pjūvyje susiejami jo vidinis laukas, įtempių veikiama kietoji pluta ir iškreiptas išorinis magnetinis laukas. Tangentinės rodyklės žymi plutos įtempius, nevaizduojant lūžio. Šiltos spalvos paryškinimas nurodo galimą išorinę energijos išsiskyrimo sritį. Magnetinis persitvarkymas gali susieti plutą ir magnetosferą; ši schema nėra vienintelis modelis, tinkantis kiekvienam magnetaro žybsniui, o sluoksniai ir atstumai pavaizduoti nesilaikant mastelio.Išorinis magnetinislaukasEnergijos išsiskyrimosritisPlutos įtempiaiVidinis laukas
Shematski prikaz koji povezuje magnetnu strukturu unutar zvijezde, u kori i u okolnoj magnetosferi. Istaknuto područje prikazuje jedno od mogućih mjesta oslobađanja energije; ono ne utvrđuje uzrok svakog bljeska. Nisu prikazane razmjere slojeva i udaljenosti.[5]

Pomjeranje kore može uvrnuti vanjske magnetne strukture. Nestabilnosti i magnetno ponovno povezivanje tada mogu promijeniti njihovu povezanost i pretvoriti akumuliranu energiju u kretanje čestica, toplotu i zračenje. Naučnici i dalje istražuju kako međusobno djeluju unutrašnja plastična deformacija i vanjska nestabilnost.[1], [5]

Kratki bljeskovi

Kratki bljeskovi tvrdog rendgenskog ili mekog gama zračenja obično traju djelić sekunde, iako njihovo trajanje može varirati.

Izbijanja aktivnosti

Sjaj izvora u rendgenskom području može se pojačati, a zatim postepeno opadati tokom sedmica, mjeseci ili još dužeg perioda. Ovaj duži period aktivnosti mogu pratiti kratki bljeskovi.

Ogromni bljeskovi

Tokom ovih znatno rjeđih događaja, pri kojima se oslobađa više energije, može se javiti izuzetno sjajan početni vrhunac, nakon kojeg slijedi dug pulsirajući rep.

Ovi nazivi razlikuju pojave koje se odvijaju u različitim vremenskim razmjerama. Kratak bljesak nije sinonim za čitav period izbijanja aktivnosti, a većina bljeskova oslobađa znatno manje energije od ogromnih bljeskova.[23]

Promjene rotacije daju naznake, ali same po sebi ne dokazuju da je došlo do pucanja

Magnetari mogu pokazivati nagle skokove frekvencije rotacije, promjene brzine usporavanja rotacije i druge nepravilnosti u periodičnosti rotacije. Utjecaj mogu imati i razmjena ugaonog momenta unutar zvijezde i promjenjivi momenti sila magnetosfere. Neke promjene prate aktivnost zračenja; druge se odvijaju bez očiglednog pojačanja sjaja. Sama promjena periodičnosti rotacije ne omogućava da se nedvosmisleno utvrdi njen uzrok.[1], [4]

05
Kratak bljesak može ostaviti mnogo duži rep pulsirajući usljed rotacije

Šta se dešava tokom ogromnog bljeska?

Dobro proučeni ogromni bljeskovi počinju intenzivnim vrhuncem tvrdog zračenja koji traje djelić sekunde. Nakon njega, rep mekšeg zračenja može potrajati nekoliko minuta, a njegov sjaj modulira rotacija zvijezde.[11], [12]

Kokybinis dviejų magnetaro milžiniško žybsnio fazių vaizdas Du atskiri scheminiai grafikai vaizduoja trumpą intensyvų pradinį piką ir vėlesnę silpnėjančią uodegą, kurios ryškis pulsuoja magnetarui sukantis. Abiejuose grafikuose naudojamos nepriklausomos laiko ir santykinio intensyvumo skalės; pavaizduotų aukščių ir pločių negalima kiekybiškai palyginti. Tai nėra konkretaus įvykio duomenys, ir schema nereiškia, kad kiekvienas magnetaro žybsnis turi tokią dviejų dalių formą.Kiekvieno grafiko skalės nepriklausomosPradinis pikasLaikasIntensyvumasPulsuojanti uodegaLaikasIntensyvumas
Šematska krivulja sjaja ogromnog bljeska. Na dva grafikona koriste se odvojene vremenske skale i skale intenziteta, pa se prikazane širine i visine ne mogu kvantitativno porediti. Ove krivulje ilustruju faze; nisu podaci posmatranja.[11], [12]

Tumačenje uhvaćene vatrene kugle

Prema jednom od glavnih modela, tokom početnog događaja dio plazme dobija energiju i biva izbačen, dok magnetno polje i dalje zadržava vrelu plazmu elektrona i pozitrona te zračenje. Ova zarobljena vatrena kugla hladi se i napaja slabeći rep.

Rotacija mijenja vidljiv raspored područja koja zrače, stvarajući ponavljajuće vrhunce. Ti vrhunci ne znače da se pri svakom okretu zvijezde dešava nova eksplozija.[12]

Energija početnog vrhunca

1044–1046 erg

Tipičan približan raspon reda veličine energije oslobođene tokom početnih vrhunaca dobro proučenih džinovskih bljeskova.

Najveći sjaj

Oko 1047 erg/s

Orijentaciona vrijednost najvećeg sjaja bljeska SGR 1806−20 iz 2004. godine; vrijednost izvedena iz posmatranja zavisi od udaljenosti.

Energija označava ukupnu količinu, a sjaj količinu energije u sekundi. Vrijednosti izvedene iz posmatranja zavise od udaljenosti i pretpostavljene geometrije zračenja. Jedan erg jednak je 10−7 džula.[11], [23]

  1. 5. mart 1979.

    SGR 0526−66

    Jedan od prvih važnih događaja koji su pomogli da se prepozna ova neobična klasa pojava visoke energije.

  2. 27. august 1998.

    SGR 1900+14

    Strukturirani rep ovog bljeska pomogao je da se utvrde ograničenja modela plazme koja zrači, a koju zadržava magnetno polje.

  3. 27. decembar 2004.

    SGR 1806−20

    Izuzetno intenzivan bljesak, zabilježen svemirskim letjelicama i prema njegovom uticaju na Zemljinu atmosferu.

Ovo su historijski primjeri, a ne trenutni broj poznatih džinovskih bljeskova.[11], [12], [24]

06
Jaka magnetna polja mogu promijeniti širenje svjetlosti

Čemu nas magnetari mogu naučiti o kvantnoj fizici?

Kvantna elektrodinamika, ili QED, opisuje međudjelovanje svjetlosti i naelektrisanih čestica. Dovoljno jako magnetno polje mijenja te interakcije tako da mogu uticati na zračenje koje dolazi od neutronske zvijezde.[10]

Važna kvantna skala
BQ ≈ 4,4 × 1013 gausa

To iznosi približno 4,4 × 109 tesla. Pri takvom polju ciklotronska energija elektrona jednaka je njegovoj energiji mirovanja. To je korisna fizička referentna vrijednost, a ne stroga granica ispod koje nestaju svi QED efekti niti pravilo koje određuje koje se zvijezde smatraju magnetarima.[10]

Dvolomnost vakuuma

U jakom magnetnom polju različiti polarizacijski modovi svjetlosti mogu se širiti različito čak i u vakuumu. Nastala polarizacija pruža informacije o polju i putanji svjetlosti kroz njega.

Raspad fotona

U odgovarajućim uslovima, prema QED-u, jedan foton u vanjskom magnetnom polju može se pretvoriti u dva fotona niže energije. Ovaj proces može uticati na to kako zračenje visoke energije uspijeva da izađe.

To su različiti fizički fenomeni. Samo mjerenje polarizovane svjetlosti ne dokazuje da je uočeno cijepanje fotona.[10]

Polarizacija pruža novi način provjere zasnovan na opažanjima

Opažanja magnetara 4U 0142+61 koja je obavio IXPE, a o kojima je izviješteno 2022. godine, otkrila su da se polarizacija mijenja zavisno od energije fotona. Takva mjerenja omogućavaju istraživačima da provjeravaju modele površine, magnetosfere i širenja u jakom polju.[14]

Tumačenje i dalje zavisi od geometrije zračenja i plazme. Analiza objekta 1E 1547.0−5408 iz 2026. godine pokazala je da visok stepen polarizacije sam po sebi nije presudan dokaz dvolomnosti vakuuma, dok su drugi pokazatelji zavisni od energije i rotacije ukazivali na moguće QED efekte. Potrebno je istovremeno procijeniti više mjerljivih veličina.[15]

U magnetarima nastaju uslovi koji daleko nadmašuju one koji se mogu održavati u magnetima na Zemlji. Laboratorijskim eksperimentima također se nastoji detektovati dvolomnost vakuuma u magnetnom polju, pa se ova istraživanja međusobno dopunjuju: astronomskim opažanjima i kontrolisanim eksperimentima proučavaju se različiti fizički režimi.[9], [16]

07
Povezani kratkotrajni fenomeni mogu imati veoma različite izvore energije

Jesu li magnetari povezani s drugim kosmičkim bljeskovima?

Brzi radio-bljeskovi: direktna veza u našoj Galaksiji

To se dogodilo 28. aprila 2020.: galaktički magnetar SGR 1935+2154 izazvao je izuzetno sjajan radio-bljesak koji je trajao nekoliko milisekundi, povezan s visokoenergetskom aktivnošću. CHIME/FRB i STARE2 nezavisno su detektovali ovaj događaj.[17], [18]

Time je utvrđena fizička veza između aktivnog magnetara i radio-bljeska nalik brzom radio-bljesku (FRB). Magnetari stoga mogu objasniti barem dio fenomena brzih radio-bljeskova. Ovo opažanje ne pokazuje da svi FRB-ovi imaju istu historiju nastanka ili isti mehanizam zračenja.[17], [18]

Ponavljajući signal radio-pulsara i pojedinačni radio-bljesak koji traje nekoliko milisekundi također su različiti obrasci opažanja. Neki magnetari emituju radio-pulsacije, ali se njihovo radio-zračenje može znatno mijenjati između epizoda aktivnosti.[1]

Novorođeni milisekundni magnetari kao mogući izvori energije

Brzo rotirajući novorođeni magnetar ima velike zalihe energije rotacije. U modelima se istražuje može li njegov izbačaj isporučiti energiju nekim gama-bljeskovima ili doprinijeti izuzetno velikom sjaju supernova. Ovaj energetski bilans razlikuje se od energetskog bilansa divovskog magnetnog bljeska starijeg magnetara.[19]

Spajanja neutronskih zvijezda također mogu, barem privremeno, ostaviti za sobom snažno magnetizirane ostatke koji se brzo okreću. Hoće li ostatak opstati ili kolabirati u crnu rupu zavisi od njegove mase, rotacije i fizike guste materije. Znakovi kao što je dugotrajni sjajni naknadni sjaj mogu potkrijepiti model magnetara kao izvora energije, ali ga ne dokazuju nedvosmisleno.[19], [20]

Da li je pulsar izuzetno velikog rendgenskog sjaja nužno magnetar?

Pulsacije otkrivene u izvoru izuzetno velikog sjaja M82 X-2 pokazale su da je akretujući objekt neutronska zvijezda. One same nisu utvrdile ni jačinu polja karakterističnu za magnetare ni zračenje pokretano magnetnom energijom.[21]

U ovim sistemima materija koja pada oslobađa gravitacionu energiju. Geometrija akrecije, usmjereno zračenje i magnetni uticaji oblikuju prividni sjaj. Jačinu polja treba ograničiti nezavisno; samo veliki sjaj ne potvrđuje da je riječ o magnetaru.[22]

08
Aktivna faza može oslabiti, dok neutronska zvijezda ostaje

Kako se magnetari mijenjaju tokom vremena?

Kako se magnetna energija rasipa, može postati teže održavati snažno zagrijavanje i česte erupcije. Tempo zavisi od geometrije polja, prenosa toplote u kori i jezgru te promjenjive temperature.

Ne postoji univerzalna starost koju magnetar mora dostići da bi postao obični radio-pulsar niti vrijednost ispod koje mu polje mora oslabiti. Različite unutrašnje konfiguracije mogu dovesti do različitih vidljivih historija, a slabiji dipol ne garantuje da je sva magnetna aktivnost prestala.[2], [4]

Elektromagnetni momenti sile oduzimaju moment impulsa i obično produžavaju period rotacije. Razvoj polja može promijeniti te momente sile, ali samo slabljenje polja nije zasebna mehanička sila koja direktno usporava zvijezdu. Oslabljeni magnetar ostaje neutronska zvijezda, osim ako neki drugi proces ne promijeni njenu stabilnost.[4]

Koja posmatranja mogu pomoći da se odgovori na preostala pitanja?

Pratiti hlađenje nakon erupcije

Promjenjivi rendgenski sjaj i spektar pomažu da se ograniče moguća mjesta prenosa energije i utvrdi kako se zagrijana područja vraćaju u ravnotežu.[23]

Povezati svjetlost s mjerenjima vremena impulsa

Poređenje bljeskova i promjena impulsa omogućava provjeru veze između unutrašnje razmjene momenta impulsa i magnetosfere.[1], [4]

Mjeriti polarizaciju

Polarizacija koja zavisi od energije i rotacije omogućava istovremenu provjeru geometrije polja, prenosa zračenja i kvantne elektrodinamike (QED) pri jakim poljima.[14], [15]

Zabilježiti više signala istovremeno

Kao što je pokazao radio-bljesak iz 2020. godine, usklađena posmatranja radio-talasa i visokoenergetskog zračenja mogu otkriti koji su procesi povezani tokom istog događaja.[17], [18]

Izazov je povezati svaki izmjereni signal s dijelom zvijezde koji ga je stvorio. Promjenjivo zračenje magnetara omogućava proučavanje fizike magnetnih polja i guste materije, ali njihova nevidljiva unutrašnjost ostavlja mnoga pitanja bez odgovora.

Magnetno polje može oblikovati cijeli život zvijezde nakon smrti

Ostatak i dalje oslobađa energiju.

Magnetarsko polje povezuje njegovu gustu unutrašnjost s okolnim prostorom. Promjenjivo polje može zagrijavati površinu, stvarati naprezanja u kori, pokretati bljeskove i mijenjati svjetlost koja izlazi. Svako posmatranje pomaže provjeriti kako ovi procesi djeluju zajedno.

Upoznajte se s drugačijim ishodom evolucije kompaktnih zvijezda u članku „Zvjezdane crne rupe“.

Izvori i dodatna literatura

Naučni članci, autorski pregledi i izvori institucija za poređenja s magnetnim poljima na Zemlji. Dijagrami su shematski; za procjene magnetnog polja i energije bljeskova važe ograde objašnjene u tekstu.

  1. Kaspi i Beloborodov (2017) — MagnetariPopulacija magnetara, magnetna aktivnost, karakteristike vremena impulsa i veze s drugim neutronskim zvijezdama.
  2. Rea i dr. (2013) — Slabljenje izljeva aktivnosti magnetara sa slabim magnetnim poljem SGR 0418+5729Aktivnost karakteristična za magnetare u objektu čije je dipolno polje, procijenjeno na osnovu podataka o rotaciji, relativno slabo.
  3. Tiengo i dr. (2013) — Promjenjiva struktura apsorpcije u rendgenskom spektru magnetaraStruktura apsorpcije koja, ako se tumači protonskom ciklotronskom apsorpcijom, ukazuje na znatno jača lokalna polja.
  4. Pons, Dehman i Viganò (2026) — Magnetni, toplotni i rotacijski razvoj izoliranih neutronskih zvijezdaAktuelizirani pregled prenosa polja, disipacije, reakcije kore, toplotnog razvoja i usporavanja rotacije.
  5. Gourgouliatos, De Grandis i Igoshev (2022) — Razvoj magnetnog polja u kori neutronskih zvijezda: nije samo Hallov efekatUloga tečenja kore, plastične deformacije i magnetnog razvoja koji nije ograničen na idealni Hallov drift.
  6. Raynaud i dr. (2020) — Nastanak magnetara konvektivnim dinamo mehanizmom u proto-neutronskim zvijezdamaModeliranje jačanja magnetnog polja usljed konvekcije i rotacije u tek nastalim neutronskim zvijezdama.
  7. Barrère i dr. (2022) — Novi scenarij nastanka magnetara: Tayler–Spruitov dinamo mehanizam u proto-neutronskoj zvijezdi čiju je rotaciju ubrzala materija koja pada nazadModelirani način nastanka u kojem materija koja pada nazad daje ugaoni moment i pomaže u pojačavanju polja.
  8. NOAA / NCEI — Često postavljana pitanja o geomagnetizmuPribližan raspon vrijednosti magnetnog polja na površini Zemlje i mjerne jedinice koje se koriste za njegov opis.
  9. Nacionalna laboratorija za jaka magnetna polja — Uvod u magnetePreračunavanje gausa u tesle i ilustrativne vrijednosti jačine magnetnih polja u magnetnoj rezonanci (MR) i laboratoriji.
  10. Harding i Lai (2006) — Fizika snažno magnetiziranih neutronskih zvijezdaKvantno kritično polje, širenje zavisno od polarizacije, vakuumski efekti i raspad fotona.
  11. Palmer i dr. (2005) — Veliki γ-bljesak magnetara SGR 1806–20Prva posmatranja događaja od 27. decembra 2004; procijenjene energije zavise od pretpostavki o udaljenosti.
  12. Thompson i Duncan (2001) — Veliki prasak SGR 1900+14 od 27. augusta 1998: II. Mehanizam zračenja i fizička ograničenja izvoraTumačenje slabećeg, pulsirajućeg repa velikog praska pomoću modela zarobljene vatrene kugle.
  13. Inan i dr. (2007) — Snažan poremećaj dnevnog donjeg dijela jonosfere izazvan velikim γ-bljeskom magnetara SGR 1806–20Izmjerene promjene prostiranja radio-talasa veoma niske frekvencije, izazvane povećanom jonizacijom atmosfere.
  14. Taverna i dr. (2022) — Polarizirani rendgenski zraci magnetaraIXPE-ova posmatranja polarizacije zračenja izvora 4U 0142+61, zavisne od energije.
  15. Taverna i dr. (2026) — Duga potraga za dvolomnim prelamanjem vakuuma u magnetarima: 1E 1547.0-5408 i još uvijek neuhvatljiv nedvosmislen dokazZašto je pri tumačenju polarizacije neophodno uzeti u obzir i geometriju područja emisije i modele zračenja.
  16. Ejlli i dr. (2020) — Eksperiment PVLAS: 25 godina nastojanja da se izmjeri magnetno dvolomno prelamanje u vakuumuPregled zemaljskih eksperimenata čiji je cilj otkrivanje magnetnog dvolomnog prelamanja u vakuumu.
  17. CHIME/FRB saradnička grupa i dr. (2020) — Sjajan radijski prasak galaktičkog magnetara u trajanju od milisekundeRadijski prasak SGR 1935+2154 iz aprila 2020. i njegova povezanost s brzim radijskim prascima.
  18. Bochenek i dr. (2020) — Brzi radio-bljesak povezan s galaktičkim magnetaromNezavisna posmatranja STARE2 koja povezuju intenzivan radio-bljesak s poznatim magnetarom.
  19. Metzger i dr. (2011) — Model protomagnetara za objašnjenje gama-bljeskovaModel u kojem brzo rotirajući, tek nastali magnetar pokreće visokoenergetski mlaz; prethodna verzija članka objavljena je 2010. godine.
  20. Bernuzzi (2020) — Ostaci spajanja neutronskih zvijezdaMogući ishodi spajanja neutronskih zvijezda i njihova zavisnost od mase i fizike guste materije.
  21. Bachetti i dr. (2014) — Izvor rendgenskih zraka izuzetno velikog sjaja napajan akrecijom na neutronsku zvijezduPulsacije koje dokazuju da neutronska zvijezda akretuje materiju u izvoru izuzetno velikog sjaja M82 X-2.
  22. King, Lasota i Middleton (2023) — Izvori rendgenskih zraka izuzetno velikog sjajaAkrecija, prividni sjaj, usmjerenost zračenja i suparnička objašnjenja izvora izuzetno velikog sjaja.
  23. Turolla, Zane i Watts (2015) — Magnetari: fizika koja objašnjava opažanjaObjašnjenje stalnog zračenja, izljeva aktivnosti, ogromnih bljeskova i oscilacija.
  24. Mereghetti (2008) — Najjači kosmički magneti: izvori ponavljajućih mekih gama-bljeskova i anomalni rendgenski pulsariHistorija posmatranja SGR-a i AXP-a i njihovo tumačenje kao neutronskih zvijezda čiji je izvor energije magnetno polje.
Svi članci u ovom poglavlju
  1. Molekularni oblaci i protozvijezde
  2. Zvijezde glavnog niza: fuzija vodika
  3. Putevi nuklearne fuzije
  4. Zvijezde male mase: crveni džinovi i bijeli patuljci
  5. Zvijezde velike mase: superdžinovi i supernove s kolapsom jezgra
  6. Neutronske zvijezde i pulsari
  7. Magnetari: izuzetno jaka magnetna polja — ovdje ste
  8. Zvjezdane crne rupe
  9. Nukleosinteza: elementi teži od željeza
  10. Dvojne zvijezde i egzotični fenomeni
Uvod u poglavljeKomplet „Svemir“Vrati se na vrh ↑
Grįžti į tinklaraštį