Magnetarai: Ekstremalūs magnetiniai laukai

Magnetarer: Ekstreme magnetiske felt

En sjelden type nøytronstjerne med ekstremt sterke magnetfelt som forårsaker kraftige «stjerneskjelv»

Nøytronstjerner, allerede de tetteste kjente stjernereftene (bortsett fra svarte hull), kan ha magnetfelt milliarder av ganger sterkere enn i typiske stjerner. Blant dem skiller en sjelden klasse seg ut, kalt magnetarer, som kjennetegnes av de sterkeste magnetfeltene observert i universet til nå, som kan nå opp til 1015 G eller mer. Disse ekstremt kraftige feltene kan forårsake uvanlige, voldelige fenomener—stjerneskjelv (engelsk starquakes), enorme utbrudd og gammastråleutbrudd som midlertidig overdøver hele galakser. I denne artikkelen vil vi undersøke fysikken til magnetarene, observerte kjennetegn og ekstreme prosesser som fører til deres utbrudd og overflateaktivitet.

1. Magnetarfars natur og dannelse

1.1 Fødsel som nøytronstjerne

Magnetar er i hovedsak en nøytronstjerne som dannes under en kjerne-kollaps supernova, når kjernen til en massiv stjerne kollapser. Under kollapsen kan en del av stjernens kjerne-rotasjonsmoment og magnetisk fluks komprimeres til et ekstremt høyt nivå. Vanlige nøytronstjerner har felt på 10^9–1012 G, mens magnetarer kan øke disse til 1014–1015 G, eller kanskje enda mer [1,2].

1.2 Dynamo-hypotesen

Ekstremt sterke magnetfelt i magnetarer kan oppstå fra dynamo-mekanismen i den tidlige proto-nøytronstjernefasen:

  1. Rask rotasjon: Hvis den nyfødte nøytronstjernen i utgangspunktet roterer med millisekundperiode, kan konveksjon og differensiell rotasjon forsterke magnetfeltet betydelig.
  2. Kortvarig dynamo: En slik konvektiv dynamo kan virke i noen sekunder eller minutter etter kollapsen, og fastsetter magnetarfeltsnivået.
  3. Magnetisk bremsing: I løpet av noen tusen år bremser sterke felt stjernens rotasjon betydelig, og etterlater en langsommere rotasjonsperiode enn typiske radiopulsarer [3].

Ikke alle nøytronstjerner blir magnetarer—bare de med opprinnelige rotasjons- og kjerneparametere som tillater ekstrem forsterkning av feltene.

1.3 Varighet og sjeldenhet

Magnetarer beholder sine svært sterke felt i omtrent 104–105 år. Når stjernen eldes, kan nedbrytning av magnetfeltet forårsake indre oppvarming og utbrudd. Observasjoner viser at magnetarer er ganske sjeldne—bare noen få titalls slike objekter er bekreftet eller mistenkt i Melkeveien og nærliggende galakser [4].

2. Styrke og effekt av magnetfelt

2.1 Skalaer for magnetfelt

Magnetarfeltene overstiger 1014 G, mens vanlige nøytronstjerners felt når 109–1012 G. Til sammenligning er Jordens overflatemagnetfelt omtrent 0,5 G, og laboratoriemagneter overstiger sjelden noen tusen G. Dermed holder magnetarer rekorden for de sterkeste permanente feltene i universet.

2.2 Kvanteelektrodynamikk og fotonnedbrytning

Når feltene er \(\gtrsim 10^{13}\) G, blir kvanteelektrodynamiske (QED) fenomener viktige (f.eks. vakuum-dobbelbrytning, fotonnedbrytning). Foton-nedbrytning og endringer i polarisasjon kan påvirke hvordan strålingen forlater magnetarens magnetosfære, og endre spektrale egenskaper, spesielt i røntgen- og gammastråleområdene [5].

2.3 Spenninger og "stjerneskjelv"

Ekstremt sterke indre og skorpepåvirkende magnetfelt kan spenne nøytronstjernens skorpe til bristepunktet. Stjerneskjelv (starquakes)—brå brudd i skorpen—kan omorganisere magnetfeltene og forårsake utbrudd eller store flommer av høyenergifotoner. Den plutselige frigjøringen av spenning kan også endre stjernens rotasjonshastighet litt, og etterlate målbare "rykk" i rotasjonsperioden.

3. Observerte egenskaper ved magnetarer

3.1 Myke gammastråle-repetisjoner (SGR)

Før begrepet "magnetar" ble etablert, var visse myke gammastråle-repetisjoner (Soft Gamma Repeaters, SGR) kjent for sporadiske utbrudd av gamma- eller harde røntgenstråler som opptrer uregelmessig. Disse utbruddene varer vanligvis fra brøkdeler av et sekund til flere sekunder, med gjennomsnittlig toppintensitet. Vi forstår nå at SGR-er er magnetarer i hviletilstand, av og til forstyrret av "stjerneskjelv" eller omorganisering av det magnetiske feltet [6].

3.2 Anomale røntgenpulsarer (AXP)

En annen klasse, anomale røntgenpulsarer (AXP), er nøytronstjerner med rotasjonsperioder på noen sekunder, men med røntgenlys som er for sterkt til å forklares bare ved rotasjonsbremsing. Ekstra energi antas å komme fra forfall av det magnetiske feltet, som driver røntgenstrålingen. Mange AXP viser også utbrudd som ligner på SGR-episoder, noe som bekrefter deres magnetar-natur.

3.3 Gigantiske utbrudd

Magnetarer sender noen ganger ut gigantiske utbrudd—spesielt energirike hendelser med toppintensitet som kortvarig kan overstige 1046 erg·s−1. Eksempler: utbruddet i 1998 fra SGR 1900+14 og utbruddet i 2004 fra SGR 1806–20, sistnevnte påvirket til og med Jordens ionosfære fra 50 000 lysår unna. Under slike utbrudd observeres ofte et kraftig hopp i startfasen, etterfulgt av en serie pulser modulerte av stjernens rotasjon.

3.4 Rotasjon og rotasjons"rykk"

Som pulsarer kan magnetarer vise periodiske pulser i henhold til rotasjonsfrekvensen, men med langsommere gjennomsnittlige perioder (~2–12 s). Forfallet av det magnetiske feltet påfører et ekstra dreiemoment som bremser rotasjonen, så de avtar raskere enn vanlige pulsarer. Av og til kan "rykk" (brå endringer i rotasjonsfrekvensen) oppstå etter sprekker i skorpen. Ved å observere disse rotasjonsendringene kan vi vurdere den indre vekselvirkningen mellom skorpen og den superflytende kjernen.

4. Magnetisk feltforvitring og aktivitetsmekanismer

4.1 Varme fra feltforvitring

Ekstremt sterke magnetarer forvitrer gradvis sine felt, og frigjør energi som varme. Denne indre oppvarmingen kan opprettholde overflatetemperaturer på hundretusener eller millioner kelvin—mye høyere enn vanlig for nøytronstjerner av samme alder. Slik oppvarming gir kontinuerlig røntgenstråling.

4.2 Hall-drift og ambipolar diffusjon i skorpen

Ikke-lineære interaksjoner i skorpen og kjernen—Hall-drift (elektronstrøm og magnetfeltets gjensidige påvirkning) og ambipolar diffusjon (bevegelse av ladede partikler som svar på feltet)—kan omorganisere felt over 103–106 år, og drive flash og sterkere lys [7].

4.3 Stjerneskjelv og magnetisk omkobling

Spenningsutvikling i feltet kan forårsake skorpebrudd som frigjør plutselig energi – dette er stjerneskjelv. Slike brudd kan omstrukturere magnetosfæriske felt, utløse omkoblingshendelser eller store flash. Modeller sammenligner disse prosessene med solutbrudd, men i mye større skala. Etter en flash kan gjenoppretting endre rotasjonsfrekvens eller magnetosfærens strålingskarakter.

5. Magnetarers evolusjon og endelige stadier

5.1 Langvarig fading

I løpet av 105–106 år magnetarer utvikler seg sannsynligvis til mer vanlige nøytronstjerner ettersom feltene svekkes til ~1012 G. Da blir stjernens aktive fenomener (flash, enorme utbrudd) sjeldne. Til slutt kjøles en slik stjerne ned og røntgenstrålingen avtar, og den begynner å ligne en eldre «død» pulsar med bare et relativt svakt gjenværende magnetfelt.

5.2 Binære interaksjoner?

Binærsystemer med magnetarer er sjeldne å observere, men noen slike par kan eksistere. Hvis en magnetar har en nær stjernekompanjong, kan masseoverføring forårsake ekstra flash eller endre rotasjonsevolusjonen. Likevel kan observasjons«hull» eller kort magnetarlevetid forklare hvorfor svært få slike binærer er kjent i dag.

5.3 Mulige sammenslåinger

Teoretisk sett kan en magnetar smelte sammen med en annen nøytronstjerne eller et svart hull, og sende ut gravitasjonsbølger og muligens forårsake et kort gamma-ray burst. Slike hendelser vil sannsynligvis langt overgå typiske magnetar-flash i frigjort energi. I observasjoner forblir dette spekulasjon, men sammenslåing av nøytronstjerner med svært sterke felt ville være unike «romlaboratorier».

6. Betydning for astrofysikk

6.1 Gammautbrudd

Noen korte eller lange gammautbrudd kan drives av magnetarer dannet ved kjernens kollaps eller sammenslåingshendelser. Ekstremt raskt roterende «millisekund-magnetarer» kan frigjøre enorm rotasjonsenergi som driver eller former GRB-strålen. Observasjoner av «etterglødplatåer» i noen GRB stemmer overens med tilførsel av ekstra energi fra en nyfødt magnetar.

6.2 Ultralyssterke røntgenkilder?

Sterke B-felt kan forårsake kraftige utstrømninger eller strålingsfokusering, som kan forklare noen ultralyssterke røntgenkilder (ULX), hvis akkresjon skjer på en nøytronstjerne med et felt nær magnetar-nivå. I slike systemer kan lysstyrken overstige den vanlige Eddington-grensen, spesielt hvis strålingen er fokusert [8].

6.3 Studier av tett materie og QED

Ekstreme forhold ved magnetarens overflate gjør det mulig å studere QED i sterke felt. Observasjoner av polarisasjon eller spektrallinjer kan vise vakuum-dobbelbrytning eller foton-splitting—fenomener som ikke kan gjenskapes i jordiske laboratorier. Dette bidrar til å forbedre kjernefysikk og kvantefeltteorier under ultratette forhold.

7. Observasjonskampanjer og fremtidige studier

  1. Swift og NICER: Observasjon av magnetarutbrudd i røntgen- og gammaområdet.
  2. NuSTAR: Følsomhet i det harde røntgenspekteret, som hjelper til med å fange høyenergiutstråling fra utbrudd eller gigantiske eksplosjoner.
  3. Radio-søk: Noen magnetarer sender av og til ut radiosignaler, og knytter magnetarer og vanlige pulsarer til én populasjon.
  4. Optiske/IR-observasjoner: Sjeldne optiske eller IR-motstykker er svært svake, men kan vise stråler eller støvutstråling etter utbrudd.

Fremtidige eller planlagte observatorier, som Europas ATHENA (røntgenområdet), lover enda dypere innsikter: å studere svakere magnetarer eller fange starten på et gigantisk utbrudd i sanntid.

8. Konklusjon

Magnetarer er eksempler på ytterligheter innen fysikken til nøytronstjerner. Deres utrolige magnetfelt, som når opp til 1015 G, forårsaker voldelige utbrudd, stjerneskjelv og ustoppelige gammautbrudd. Dannet under spesielle forhold ved kollapsen av massive stjerner (rask rotasjon, gunstig dynamoeffekt), er magnetarene kortlivede kosmiske fenomener som lyser sterkest i en periode på ~104–105 år, inntil feltets forfall reduserer aktiviteten.

I observasjonsmessig forstand representerer myke gamma-repeatere og anomale røntgenpulsarer magnetarer i ulike tilstander, som noen ganger sender ut imponerende enorme utbrudd, synlige helt til Jorden. Studier av disse objektene utvider vår kunnskap om kvanteelektrodynamikk i ekstremt sterke felt, strukturen og prosessene i kjernefysisk materie, som kan forårsake utbrudd av nøytrinoer, gravitasjonsbølger og elektromagnetiske utbrudd. Med forbedrede modeller for feltforfall og observasjoner av magnetarutbrudd med stadig mer avanserte flerbåndsinstrumenter, vil magnetarer fortsette å åpne noen av de mest eksotiske forskningsområdene innen astrofysikk—der materie, felt og fundamentale krefter møtes i forbløffende ytterpunkter.

Lenker og videre lesning

  1. Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). “Dannelsen av svært sterkt magnetiserte nøytronstjerner: Impliksjoner for gamma-ray bursts.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  2. Thompson, C., & Duncan, R. C. (1995). “Soft gamma repeaters som svært sterkt magnetiserte nøytronstjerner – I. Radiativ mekanisme for utbrudd.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 275, 255–300.
  3. Kouveliotou, C., et al. (1998). “En røntgenpulsar med et supersterkt magnetfelt i soft gamma-ray repeater SGR 1806-20.” Nature, 393, 235–237.
  4. Mereghetti, S. (2008). “De sterkeste kosmiske magnetene: Soft Gamma-ray Repeaters og Anomalous X-ray Pulsars.” Astronomy & Astrophysics Review, 15, 225–287.
  5. Harding, A. K., & Lai, D. (2006). “Fysikk for sterkt magnetiserte nøytronstjerner.” Reports on Progress in Physics, 69, 2631–2708.
  6. Kaspi, V. M., & Beloborodov, A. M. (2017). “Magnetarer.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 55, 261–301.
  7. Pons, J. A., et al. (2009). “Utvikling av magnetfelt i nøytronstjernekorster.” Physical Review Letters, 102, 191102.
  8. Bachetti, M., et al. (2014). “En ultralyssterk røntgenkilde drevet av en akkreserende nøytronstjerne.” Nature, 514, 202–204.
  9. Woods, P. M., & Thompson, C. (2006). “Myke gamma-repeatere og anomale røntgenpulsarer: Magnetarkandidater.” Compact Stellar X-ray Sources, Cambridge University Press, 547–586.
Gå tilbake til bloggen