Magnetarai: Ekstremalūs magnetiniai laukai

Magnetarai: Extrémní magnetická pole

Vzácný druh neutronových hvězd s extrémně silnými magnetickými poli, způsobující silné „hvězdné zemětřesení"

Neutronové hvězdy, již tak nejhustší známé hvězdné pozůstatky (kromě černých děr), mohou mít magnetická pole, která jsou miliardykrát silnější než u běžných hvězd. Mezi nimi vyniká vzácná třída, nazývaná magnetary, která se vyznačuje nejsilnějšími magnetickými poli pozorovanými ve vesmíru, dosahujícími až 1015 G nebo více. Tato extrémně silná pole mohou způsobovat neobvyklé, násilné jevy—hvězdné zemětřesení (angl. starquakes), obrovské záblesky a výbuchy gama záření, které na krátkou dobu zastíní celé galaxie. V tomto článku budeme zkoumat fyziku magnetarů, pozorované jevy a extrémní procesy, které vedou k jejich erupcím a povrchové aktivitě.

1. Povaha a formování magnetarů

1.1 Narození jako neutronová hvězda

Magnetar je v podstatě neutronová hvězda, která vzniká během kolapsu jádra supernovy, kdy železné jádro masivní hvězdy zkolabuje. Během kolapsu může být část rotačního momentu a magnetického toku jádra hvězdy stlačena na extrémně vysokou úroveň. Běžné neutronové hvězdy mají pole 10^9–1012 G, zatímco magnetary je mohou zvýšit na 1014–1015 G, možná i více [1,2].

1.2 Dynamo hypotéza

Velmi silná magnetická pole u magnetarů mohou vznikat z dynamo mechanismu v rané fázi proton-neutronové hvězdy:

  1. Rychlá rotace: Pokud se nově zrozená neutronová hvězda zpočátku otáčí s periodou v milisekundách, konvekce a diferenciální rotace mohou extrémně zesílit magnetické pole.
  2. Krátkodobý dynamo efekt: Takový konvekční dynamo může fungovat několik sekund až minut po kolapsu a určuje pole na úrovni magnetaru.
  3. Magnetické brzdění: Během několika tisíc let silná pole výrazně zpomalují rotaci hvězdy, což vede k delšímu rotačnímu období než u typických rádiových pulsarů [3].

Ne všechny neutronové hvězdy se stanou magnetary—pouze ty, jejichž počáteční rotační a jaderné parametry umožní extrémní zesílení polí.

1.3 Doba trvání a vzácnost

Magnetary si udržují svá extrémně silná pole přibližně 104–105 let. Jak hvězda stárne, rozpad magnetického pole může způsobit vnitřní zahřívání a erupce. Pozorování ukazují, že magnetary jsou poměrně vzácné—v Mléčné dráze a blízkých galaxiích bylo potvrzeno nebo podezřele jen několik desítek takových objektů [4].

2. Síla magnetického pole a jeho účinky

2.1 Měřítka magnetického pole

Magnetarová pole přesahují 1014 G, zatímco pole běžných neutronových hvězd dosahují 109–1012 G. Pro srovnání, magnetické pole na povrchu Země je přibližně 0,5 G a laboratorní magnety zřídka překračují několik tisíc G. Magnetary tak drží rekord v nejsilnějších stálých polích ve vesmíru.

2.2 Kvantová elektrodynamika a štěpení fotonů

Když jsou pole \(\gtrsim 10^{13}\) G, jsou důležité jevy kvantové elektrodynamiky (QED) (např. vakuová birefringence, štěpení fotonů). Štěpení fotonů a změny polarizace mohou ovlivnit, jak záření vychází z magnetosféry magnetaru, měníc spektrální vlastnosti, zejména v rentgenovém a gama pásmu [5].

2.3 Napětí a "hvězdná zemětřesení"

Velmi silná vnitřní a kůru ovlivňující magnetická pole mohou napnout kůru neutronové hvězdy až k prasknutí. Hvězdná zemětřesení (angl. starquakes)—náhlé prasknutí kůry—mohou přeuspořádat magnetická pole a vyvolat záblesky nebo proudy vysoce energetických fotonů. Náhlé uvolnění napětí může také mírně změnit rotační rychlost hvězdy, což zanechává detekovatelné "trhliny" v rotační periodě.

3. Pozorované znaky magnetarů

3.1 Měkké gama opakovače (SGR)

Ještě před zavedením termínu "magnetar" byly určité měkké gama opakovače (angl. Soft Gamma Repeaters, SGR) známy díky přerušovaným zábleskům gama nebo tvrdého rentgenového záření, které se opakovaly nepravidelně. Tyto záblesky obvykle trvají od zlomku sekundy do několika sekund s průměrnou špičkovou jasností. Nyní chápeme, že SGR jsou magnetary v klidovém stavu, občas narušené "hvězdnými zemětřeseními" nebo přeuspořádáním magnetického pole [6].

3.2 Anomální rentgenové pulsary (AXP)

Další třída, anomální rentgenové pulsary (AXP), jsou neutronové hvězdy s rotační periodou trvající několik sekund, ale jejich rentgenové záření je příliš silné na to, aby bylo vysvětleno pouze zpomalováním rotace. Dodatečná energie pravděpodobně pochází z rozpadu magnetického pole, který napájí rentgenové záření. Mnoho AXP také vykazuje záblesky připomínající epizody SGR, což potvrzuje jejich magnetarovou povahu.

3.3 Obrovské záblesky

Magnetary někdy vyzařují obrovské záblesky—zejména energetické události, jejichž špičková jasnost může krátkodobě překročit 1046 erg·s−1. Příklady: záblesk z roku 1998 ze SGR 1900+14 a záblesk z roku 2004 ze SGR 1806–20, přičemž ten druhý dokonce ovlivnil zemskou ionosféru ze vzdálenosti 50 000 světelných let. Během těchto záblesků je často pozorován výrazný počáteční skok, následovaný řadou pulzací modulovaných rotací hvězdy.

3.4 Rotace a rotační "trhliny"

Stejně jako pulsary mohou magnetary vykazovat periodické pulzy podle rotační frekvence, ale s pomalejšími průměrnými periodami (~2–12 s). Rozpad magnetického pole přidává další moment brzdění rotace, takže zpomalují rychleji než běžné pulsary. Občas mohou nastat "trhliny" (náhlé změny rotační frekvence) po prasknutí kůry. Pozorováním těchto rotačních změn můžeme odhadnout vnitřní interakci mezi kůrou a supratekutým jádrem.

4. Rozpad magnetického pole a mechanismy aktivity

4.1 Teplo z rozpadu pole

Velmi silní magnetarové postupně rozpadají svá pole, uvolňují energii jako teplo. Toto vnitřní zahřívání může udržovat povrchové teploty v řádu stovek tisíc až milionů kelvinů—výrazně více než u běžně chladnoucích neutronových hvězd stejného věku. Toto zahřívání způsobuje stálé rentgenové záření.

4.2 Hallův drift a ambipolární difúze v kůře

Nelineární interakce v kůře a jádru—Hallův drift (vzájemná interakce elektronového proudu a magnetického pole) a ambipolární difúze (pohyb nabitých částic reagujících na pole)—mohou přestavět pole během 103–106 let, napájejí záblesky a intenzivnější záření [7].

4.3 Hvězdné zemětřesení a magnetické přepínání

Napětí vyvolané evolucí pole může způsobit prasknutí kůry, uvolňující náhlou energii – to jsou hvězdné zemětřesení. Taková prasknutí mohou přestavět magnetosférická pole, vyvolávající přepínací události nebo velké záblesky. Modely tyto procesy přirovnávají k slunečním zábleskům, ale v mnohem větším měřítku. Po záblesku může obnova změnit rotační frekvenci nebo charakter magnetosférického záření.

5. Evoluce magnetarů a konečné fáze

5.1 Dlouhodobé slábnutí

Během 105–106 magnetary staré několik let pravděpodobně evolvují do běžnějších neutronových hvězd, protože pole slábnou na ~1012 G. Poté se aktivní jevy hvězdy (záblesky, obrovské erupce) stávají vzácnými. Nakonec taková hvězda vychladne a její rentgenové záření klesá, začíná připomínat starší „mrtvý“ pulsar s relativně malým zbytkovým magnetickým polem.

5.2 Interakce dvojhvězd?

Dvojitých systémů s magnetary je pozorováno málo, ale některé takové páry možná existují. Pokud má magnetar blízkou hvězdnou společnici, přenos hmoty by mohl vyvolat další záblesky nebo změnit evoluci rotace. Přesto může pozorovací „mezera“ nebo krátká životnost magnetarů vysvětlit, proč je v současnosti známo velmi málo takových dvojitých systémů.

5.3 Možná sloučení

Teoreticky by se magnetar mohl sloučit s jinou neutronovou hvězdou nebo černou dírou, vyzařovat gravitační vlny a možná vyvolat krátký záblesk gama záření. Takové události by pravděpodobně výrazně překonaly typické záblesky magnetarů z hlediska uvolněné energie. V pozorováních to zůstává spekulací, ale sloučení neutronových hvězd s velmi silnými poli by vytvořilo unikátní „kosmické laboratoře“.

6. Význam pro astrofyziku

6.1 Gama záblesky

Některé krátké nebo dlouhé gama záblesky by mohly být napájeny magnetary vzniklými během kolapsu jádra nebo sloučení. Extrémně rychle rotující „milisekundové magnetary“ mohou uvolnit obrovskou rotační energii, která způsobuje nebo formuje GRB trysku. Pozorování „afterglow plateau“ některých GRB odpovídá dodávce dodatečné energie z nově zrozeného magnetaru.

6.2 Extrémně jasné rentgenové zdroje?

Silná magnetická pole B mohou způsobit silné výtoky nebo soustředění záření, které mohou vysvětlit některé extrémně jasné rentgenové zdroje (ULX), pokud akrece probíhá na neutronovou hvězdu s polem blízkým magnetaru. V takových systémech může jasnost překročit běžný Eddingtonův limit, zejména pokud je záření zaostřeno [8].

6.3 Studium husté hmoty a QED

Extrémní podmínky na povrchu magnetaru umožňují studium QED ve silných polích. Pozorování polarizace nebo spektrálních čar může ukázat vakuovou birefringenci nebo rozpad fotonů — jevy, které nelze reprodukovat v pozemských laboratořích. To pomáhá zdokonalovat teorie jaderné fyziky a kvantového pole za ultrahustých podmínek.

7. Pozorovací kampaně a budoucí výzkumy

  1. Swift a NICER: Pozorování erupcí magnetarů v rentgenovém a gama pásmu.
  2. NuSTAR: Citlivost v tvrdém rentgenovém pásmu, pomáhající zachytit vysoce energetické záření ze záblesků nebo obrovských erupcí.
  3. Radiohledání: Některé magnetary občas vysílají rádiové pulzy, čímž spojují magnetary a běžné pulzary v jedné populaci.
  4. Optická/IR pozorování: Vzácné optické nebo IR protějšky jsou velmi slabé, ale mohou ukázat trysky nebo prachové přepalování po záblescích.

Budoucí nebo plánované observatoře, např. Evropská ATHENA (v oblasti rentgenového záření), slibují ještě hlubší poznatky: zkoumat slabší magnetary nebo zachytit začátek obrovského záblesku v reálném čase.

8. Závěr

Magnetary jsou extrémní příklady fyziky neutronových hvězd. Jejich neuvěřitelné magnetické pole dosahující 1015 G způsobuje násilné erupce, hvězdné otřesy a nezastavitelné gama záblesky. Vznikají za zvláštních podmínek kolapsem masivních hvězd (rychlým rotováním, příznivou dynamo činností) a jsou krátkodobými kosmickými jevy, které nejjasněji září po dobu ~104–105 let, než úpadek pole sníží jejich aktivitu.

Z hlediska pozorování soft gamma repeaters a anomalous X-ray pulsars představují magnetary v různých stavech, které někdy vyzařují impozantní obrovské záblesky, pozorovatelné i ze Země. Studium těchto objektů rozšiřuje naše znalosti o kvantové elektrodynamice v extrémně silných polích, struktuře jaderné hmoty a procesech, které mohou vyvolat výbuchy neutrin, gravitačních vln a elektromagnetických eruptivních událostí. S rozvojem modelů rozpadu pole a pozorováním výbuchů magnetarů pomocí stále pokročilejších vícepásmových přístrojů magnetary nadále otevírají jedny z nejexotičtějších koutů astrofyziky – tam, kde se hmota, pole a fundamentální síly spojují v ohromujících extrémech.

Odkazy a další čtení

  1. Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). „Formation of very strongly magnetized neutron stars: Implications for gamma-ray bursts.“ The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  2. Thompson, C., & Duncan, R. C. (1995). „The soft gamma repeaters as very strongly magnetized neutron stars – I. Radiative mechanism for outbursts.“ 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.
Návrat na blog