Magnetarai: Ekstremalūs magnetiniai laukai

Magnetarit: Äärimmäiset magneettikentät

Harvinainen neutronitähtityyppi, jolla on erittäin voimakkaat magneettikentät ja joka aiheuttaa voimakkaita "tähtien maanjäristyksiä"

Neutronitähdet, jo muutenkin tiheimmät tunnetut tähtijäänteet (pois lukien mustat aukot), voivat omata magneettikenttiä, jotka ovat miljardeja kertoja voimakkaampia kuin tyypillisissä tähdissä. Niiden joukosta erottuu harvinainen luokka, nimeltään magnetarit, jotka tunnetaan voimakkaimmista tähän mennessä havaituista magneettikentistä maailmankaikkeudessa, joiden voimakkuus voi olla jopa 1015 G tai enemmän. Nämä erittäin voimakkaat kentät voivat aiheuttaa epätavallisia, väkivaltaisia ilmiöitä—tähtien maanjäristyksiä (engl. starquakes), valtavia välähdyksiä ja gammasäteilypurkauksia, jotka hetkellisesti peittävät alleen kokonaisia galakseja. Tässä artikkelissa tarkastelemme magnetarien fysiikkaa, havaittuja ominaisuuksia sekä äärimmäisiä prosesseja, jotka johtavat niiden purkauksiin ja pinnan aktiivisuuteen.

1. Magnetarien luonne ja muodostuminen

1.1 Syntymä neutronitähdeksi

Magnetari on pohjimmiltaan neutronitähti, joka muodostuu ytimen romahdus-supernovan aikana, kun massiivisen tähden rautaydin romahtaa. Romahduksen aikana osa tähden ytimen pyörimisliikkeestä ja magneettivirrasta voi puristua erittäin korkealle tasolle. Tavalliset neutronitähdet omaavat 10^9–1012 G kentät, ja magnetarit voivat kasvattaa ne 1014–1015 G tasolle tai jopa enemmän [1,2].

1.2 Dynamo-hypoteesi

Erittäin suuret magneettikentät magnetareissa voivat syntyä dynamo-mekanismin avulla varhaisessa protonineutronitähden vaiheessa:

  1. Nopea pyöriminen: Jos vastasyntynyt neutronitähti pyörii aluksi millisekunnin jaksolla, konvektio ja differentiaalinen pyöriminen voivat vahvistaa magneettikenttää huomattavasti.
  2. Lyhytaikainen dynamo: Tällainen konvektiivinen dynamo voi toimia muutaman sekunnin tai minuutin romahduksen jälkeen, määrittäen magnetarin tason kentät.
  3. Magneettinen jarrutus: Voimakkaat kentät hidastavat tähden pyörimistä merkittävästi muutamassa tuhannessa vuodessa, jättäen pyörimisjakson hitaammaksi kuin tyypillisillä radio-pulsareilla [3].

Kaikki neutronitähdet eivät muutu magnetareiksi—vain ne, joiden alkuperäiset pyörimis- ja ytimen parametrit sallivat kenttien äärimmäisen vahvistumisen.

1.3 Kesto ja harvinaisuus

Magnetarit säilyttävät erittäin voimakkaat kenttänsä noin 104–105 vuotta. Tähden vanhetessa magneettikentän heikkeneminen voi aiheuttaa sisäistä kuumenemista ja purkauksia. Havainnot osoittavat, että magnetarit ovat melko harvinaisia—Linnunradalla ja lähigalakseissa on vahvistettu tai epäilty vain muutamia kymmeniä tällaisia kohteita [4].

2. Magneettikentän voimakkuus ja vaikutus

2.1 Magneettikentän mittakaavat

Magnetarien kentät ylittävät 1014 G, kun taas tavallisten neutronitähtien kentät ovat 109–1012 G. Vertailun vuoksi Maan pinnan magneettikenttä on noin 0,5 G, ja laboratoriomagneetit harvoin ylittävät muutaman tuhannen G. Näin ollen magnetarit pitävät ennätystä voimakkaimpien pysyvien kenttien osalta maailmankaikkeudessa.

2.2 Kvanttielektrodynamiikka ja fotonien hajoaminen

Kun kentät ovat \(\gtrsim 10^{13}\) G, kvanttielektrodynamiikan (QED) ilmiöt (esim. tyhjiön kaksoismurtuma, fotonien hajoaminen) tulevat merkityksellisiksi. Fotonien hajoaminen ja polarisaation muutokset voivat vaikuttaa siihen, miten säteily poistuu magnetaarin magnetosfääristä, muuttaen spektriominaisuuksia erityisesti röntgen- ja gammasädealueilla [5].

2.3 Jännitykset ja "tähtien tärinät"

Erittäin vahvat sisäiset ja kuoreen vaikuttavat magneettikentät voivat jännittää neutronitähden kuorta murtumispisteeseen. Tähtien tärinät (starquakes)—äkilliset kuoren murtumat—voivat järjestää magneettikenttiä uudelleen ja aiheuttaa välähdyksiä tai suurienergisten fotonien purkauksia. Äkillinen jännityksen vapautuminen voi myös hieman muuttaa tähden pyörimisnopeutta, jättäen havaittavia pyörimisjakson "nykäyksiä".

3. Magnetaarien havaitut ominaisuudet

3.1 Pehmeiden gammasäteiden toistajat (SGR)

Ennen kuin termi "magnetaarit" vakiintui, tietyt pehmeiden gammasäteiden toistajat (Soft Gamma Repeaters, SGR) tunnettiin epäsäännöllisesti toistuvista gammasäde- tai kovan röntgensäteilyn välähdyksistä. Nämä välähdykset kestävät yleensä murto-osasta sekuntiin useisiin sekunteihin, keskimääräisellä huippukirkkaudella. Nyt ymmärrämme, että SGR:t ovat magnetaarien lepotilassa, joita joskus häiritsee "tähden tärinä" tai magneettikentän uudelleenjärjestely [6].

3.2 Anomaaliset röntgenpulsarit (AXP)

Toinen luokka, anomaaliset röntgenpulsarit (AXP), ovat neutronitähtiä, joiden pyörimisjakso kestää muutaman sekunnin, mutta niiden röntgensäteily on liian voimakasta selittyäkseen pelkällä pyörimisnopeuden hidastumisella. Lisäenergia tulee ilmeisesti magneettikentän hajoamisesta, joka ruokkii röntgensäteilyä. Monet AXP:t myös osoittavat SGR-jaksoja muistuttavia välähdyksiä, vahvistaen niiden magnetaariluonteen.

3.3 Valtavat välähdykset

Magnetaarit säteilevät joskus valtavia välähdyksiä—erityisesti energisiä tapahtumia, joiden huippukirkkaus voi hetkellisesti ylittää 1046 erg·s−1. Esimerkkejä: vuoden 1998 välähdys SGR 1900+14:stä ja vuoden 2004 välähdys SGR 1806–20:stä, jälkimmäinen vaikutti jopa Maan ionosfääriin ollen 50 000 valovuoden päässä. Tällaisissa välähdyksissä havaitaan usein kirkas alkuvaiheen hyppy, jota seuraa pulsaatioiden ketju, jota tähden pyöriminen moduloi.

3.4 Pyöriminen ja pyörimis"nykäykset"

Kuten pulsarit, magnetaarit voivat näyttää pyörimisnopeuden mukaisia jaksoittaisia impulsseja, mutta hitaammilla keskimääräisillä jaksoilla (~2–12 s). Magneettikentän hajoaminen aiheuttaa lisäpyörimisjarrutusmomentin, joten ne hidastuvat nopeammin kuin tavalliset pulsarit. Satunnaiset "nykäykset" (nopeat pyörimisnopeuden muutokset) voivat tapahtua kuoren halkeamien jälkeen. Tarkkailemalla näitä pyörimisvaihteluita voimme arvioida kuoren ja supernestemäisen ytimen välistä sisäistä vuorovaikutusta.

4. Magneettikentän hajoaminen ja aktiivisuusmekanismit

4.1 Kentän hajoamisen lämpö

Erittäin vahvat magnetarit hajoavat asteittain kenttänsä, vapauttaen energiaa lämpönä. Tämä sisäinen kuumeneminen voi ylläpitää pintalämpötiloja, jotka ovat satoja tuhansia tai miljoonia kelvinejä—paljon enemmän kuin saman ikäisissä neutronitähdissä, jotka jäähtyvät normaalisti. Tämä kuumeneminen aiheuttaa jatkuvaa röntgensäteilyä.

4.2 Hallin siirtymä ja ambipolaarinen diffuusio kuorissa

Kuoren ja ytimen epälineaariset vuorovaikutukset—Hallin siirtymä (elektronivirran ja magneettikentän välinen vuorovaikutus) ja ambipolaarinen diffuusio (varautuneiden hiukkasten liike kentän vaikutuksesta)—voivat järjestää kenttiä uudelleen 103–106 vuoden aikana, ruokkien purkauksia ja voimakkaampaa säteilyä [7].

4.3 Tähtien maanjäristykset ja magneettinen kytkentä

Kentän kehityksen aiheuttama jännitys voi aiheuttaa kuoren halkeamia, jotka vapauttavat äkillistä energiaa – nämä ovat tähtien maanjäristyksiä. Tällaiset halkeamat voivat järjestää uudelleen magnetosfäärin kenttiä, aiheuttaen kytkentätapahtumia tai suuria purkauksia. Mallinnukset vertaavat näitä prosesseja Auringon purkauksiin, mutta huomattavasti suuremmassa mittakaavassa. Purkauksen jälkeen palautuminen voi muuttaa pyörimisnopeutta tai magnetosfäärin säteilyn luonnetta.

5. Magnetarien kehitys ja loppuvaiheet

5.1 Pitkäaikainen himmeneminen

Vuoden aikana 105–106 vuoden magnetarit kehittyvät todennäköisesti tavallisemmiksi neutronitähdiksi, kun kentät heikkenevät noin ~1012 G. Silloin tähden aktiiviset ilmiöt (purkaukset, valtavat purkaukset) muuttuvat harvinaisiksi. Lopulta tähti jäähtyy ja sen röntgensäteily vähenee, ja siitä tulee samankaltainen kuin vanhempi "kuollut" pulsari, jolla on vain suhteellisen pieni jäännösmagneettikenttä.

5.2 Kaksoistähtien vuorovaikutukset?

Magnetareja sisältäviä kaksoistähdistöjä havaitaan vähän, mutta jotkut tällaiset parit saattavat olla olemassa. Jos magnetarilla on läheinen tähtikumppani, massansiirto voisi aiheuttaa lisäpurkauksia tai muuttaa pyörimiskehitystä. Kuitenkin havaintojen "aukot" tai magnetarien lyhyt elinikä voivat selittää, miksi tällä hetkellä tunnetaan hyvin vähän tällaisia kaksoistähdistöjä.

5.3 Mahdolliset yhdistymiset

Teoreettisesti magnetari voisi yhdistyä toisen neutronitähden tai mustan aukon kanssa, lähettäen gravitaatioaaltoja ja mahdollisesti aiheuttaen lyhyen gammasäteilypurkauksen. Tällaiset tapahtumat ylittäisivät todennäköisesti tyypilliset magnetarien purkaukset vapautuneen energian osalta. Havainnoissa tämä pysyy spekulaationa, mutta neutronitähdet, joilla on erittäin vahvat kentät, yhdistyessään muodostaisivat ainutlaatuisia "avaruuden laboratorioita".

6. Merkitys astrofysiikalle

6.1 Gammasäteilypurkaukset

Jotkut lyhyet tai pitkät gammasäteilypurkaukset voisivat saada energiansa magnetaareilta, jotka ovat muodostuneet ytimen romahduksen tai yhdistymistapahtumien kautta. Erittäin nopeasti pyörivät ”millisekuntimagnetaarit” voivat vapauttaa valtavan pyörimisenergian, joka aiheuttaa tai muokkaa GRB-purkausta. Joidenkin GRB:n ”jälkisäteilyn tasangon” havainnot vastaavat lisäenergian syöttöä vastasyntyneeltä magnetaarilta.

6.2 Erittäin kirkkaat röntgensäteilyn lähteet?

Suuret B-kentät voivat aiheuttaa voimakkaita purkauksia tai säteilyn fokusoitumista, mikä voi selittää joitakin erittäin kirkkaita röntgensäteilyn lähteitä (ULX), jos akretiota tapahtuu neutronitähteen, jolla on magnetaarin kaltainen kenttä. Tällaisissa järjestelmissä kirkkaus voi ylittää tavallisen Eddingtonin rajan, erityisesti jos säteily on fokusoitua [8].

6.3 Tiheän aineen ja QED:n tutkimukset

Magnetaarin pinnan äärimmäiset olosuhteet mahdollistavat QED:n voimakkaiden kenttien tutkimisen. Polarisaation tai spektriviivojen havainnot voivat paljastaa tyhjiön kaksijakoisuuden tai fotonien hajoamisen—ilmiöitä, joita ei voida toistaa Maan laboratorioissa. Tämä auttaa parantamaan ydinfysiikan ja kvanttikenttäteorioiden ymmärrystä ultratiheissä olosuhteissa.

7. Havainnointikampanjat ja tulevat tutkimukset

  1. Swift ja NICER: Magnetaarien purkausten havainnointi röntgen- ja gammasäteilyalueilla.
  2. NuSTAR: Kovan röntgensäteilyn herkkyys, joka auttaa tallentamaan korkeaenergistä säteilyä purkauksista tai valtavista purkauksista.
  3. Radiohavainnot: Jotkut magnetaarit lähettävät ajoittain radioimpulsseja, yhdistäen magnetaarit ja tavalliset pulsarit samaan populaatioon.
  4. Optiset/IR-havainnot: Harvinaiset optiset tai IR-vastineet ovat hyvin himmeitä, mutta voivat näyttää purkauksia tai pölyn jälkisäteilyä purkausten jälkeen.

Tulevat tai suunnitellut observatoriot, kuten Euroopan ATHENA (röntgensäteiden alue), lupaavat entistä syvällisempiä oivalluksia: tutkia heikompia magnetaarteja tai tallentaa valtavan purkauksen alku reaaliajassa.

8. Yhteenveto

Magnetaarit ovat ääriesimerkkejä neutronitähtien fysiikassa. Niiden uskomattomat magneettikentät, jotka voivat olla jopa 1015 G, aiheuttavat voimakkaita purkauksia, tähtien maanjäristyksiä ja pysäyttämättömiä gammasäteilypurkauksia. Muodostuessaan massiivisten tähtien romahduksessa erityisissä olosuhteissa (nopea pyöriminen, suotuisa dynamotoiminta) magnetaarit ovat lyhytikäisiä kosmisia ilmiöitä, jotka loistavat kirkkaimmin noin ~104–105 vuoden ajan, kunnes kentän heikkeneminen vähentää aktiivisuutta.

Havaintojen kannalta pehmeät gammasäteilijät ja epänormaalit röntgensäteilypulsarit edustavat magnetareja eri tiloissa, jotka joskus säteilevät vaikuttavia jättimäisiä välähdyksiä, havaittavissa jopa Maassa. Näiden kohteiden tutkimus laajentaa tietämystämme kvanttisesta elektrodynamiikasta erittäin voimakkaissa kentissä, ydinmateriaalin rakenteesta sekä prosesseista, jotka voivat aiheuttaa neutriinojen, gravitaatioaaltojen ja sähkömagneettisten purkausten purskahduksia. Kentän hajoamisen mallien kehittyessä ja magnetarien purkausten seuraamisen edistyneillä moniaaltovälineillä magnetarit avaavat edelleen joitakin eksotiikkaimpia astrofysiikan tutkimusalueita—paikkoja, joissa aine, kentät ja perusvoimat yhdistyvät hämmästyttäviin äärimmäisyyksiin.

Linkit ja lisälukemista

  1. Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). ”Erittäin voimakkaasti magnetoituneiden neutronitähtien muodostuminen: Vaikutukset gammapurkauksille.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  2. Thompson, C., & Duncan, R. C. (1995). ”Pehmeät gammasäteilijät erittäin voimakkaasti magnetoituneina neutronitähtinä – I. Säteilymekanismi purkauksille.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 275, 255–300.
  3. Kouveliotou, C., et al. (1998). ”Röntgenpulsari, jolla on erittäin voimakas magneettikenttä pehmeässä gammasäteilijässä SGR 1806-20.” Nature, 393, 235–237.
  4. Mereghetti, S. (2008). ”Vahvimmat kosmiset magneetit: Pehmeät gammasäteilijät ja epänormaalit röntgensäteilypulsarit.” Astronomy & Astrophysics Review, 15, 225–287.
  5. Harding, A. K., & Lai, D. (2006). ”Vahvasti magnetoituneiden neutronitähtien fysiikka.” Reports on Progress in Physics, 69, 2631–2708.
  6. Kaspi, V. M., & Beloborodov, A. M. (2017). ”Magnetarit.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 55, 261–301.
  7. Pons, J. A., et al. (2009). ”Magnettikentän kehitys neutronitähden kuoressa.” Physical Review Letters, 102, 191102.
  8. Bachetti, M., et al. (2014). ”Ultraluminoottinen röntgenlähde, jota ylläpitää aineen kerääntyminen neutronitähteen.” Nature, 514, 202–204.
  9. Woods, P. M., & Thompson, C. (2006). ”Pehmeät gammasäteilijät ja epänormaalit röntgensäteilypulsarit: Magnetar-ehdokkaita.” Compact Stellar X-ray Sources, Cambridge University Press, 547–586.
Palaa blogiin