Magnetarai: Ekstremalūs magnetiniai laukai

Magnetary: Ekstremalne pola magnetyczne

Rzadka odmiana gwiazd neutronowych z niezwykle silnymi polami magnetycznymi, wywołująca gwałtowne „trzęsienia gwiazd”

Gwiazdy neutronowe, będące już i tak najgęstszymi znanymi pozostałościami gwiazdowymi (z wyjątkiem czarnych dziur), mogą mieć pola magnetyczne miliardy razy silniejsze niż w typowych gwiazdach. Wśród nich wyróżnia się rzadka klasa, zwana magnetarami, charakteryzująca się najsilniejszymi1015 G lub więcej. Te niezwykle potężne pola mogą wywoływać nietypowe, gwałtowne zjawiska — trzęsienia gwiazd (ang. starquakes), ogromne błyski i wybuchy promieni gamma, chwilowo przyćmiewające całe galaktyki. W tym artykule omówimy fizykę magnetarów, obserwowane cechy oraz ekstremalne procesy powodujące ich erupcje i aktywność powierzchniową.

1. Natura i formowanie magnetarów

1.1 Narodziny jako gwiazda neutronowa

Magnetar to w zasadzie gwiazda neutronowa powstająca podczas supernowej zapadania się jądra, gdy żelazne jądro masywnej gwiazdy zapada się. Podczas zapadania się część momentu pędu i strumienia magnetycznego jądra gwiazdy może zostać sprężona do wyjątkowo wysokiego poziomu. Zwykłe gwiazdy neutronowe mają pola 10^9–1012 G, a magnetary mogą je zwiększyć do 1014–1015 G, a być może nawet więcej [1,2].

1.2 Hipoteza dynamo

Bardzo silne pola magnetyczne w magnetarach mogą pochodzić z mechanizmu dynamo we wczesnej fazie gwiazdy protonowo-neutronowej:

  1. Szybka rotacja: Jeśli nowo narodzona gwiazda neutronowa początkowo obraca się z okresem milisekundowym, konwekcja i różnicowa rotacja mogą niezwykle wzmocnić pole magnetyczne.
  2. Krótki dynamo: Taki konwekcyjny dynamo może działać przez kilka sekund lub minut po zapadnięciu się, ustalając pola na poziomie magnetara.
  3. Hamowanie magnetyczne: W ciągu kilku tysięcy lat silne pola znacznie spowalniają rotację gwiazdy, pozostawiając dłuższy okres obrotu niż typowe pulsary radiowe [3].

Nie wszystkie gwiazdy neutronowe stają się magnetarami — tylko te, których początkowe parametry rotacji i jądra pozwolą na ekstremalne wzmocnienie pól.

1.3 Czas trwania i rzadkość

Magnetary utrzymują swoje niezwykle silne pola przez około 104–105 lat. W miarę starzenia się gwiazdy, zanik pola magnetycznego może powodować wewnętrzne nagrzewanie i wybuchy. Obserwacje pokazują, że magnetary są dość rzadkie — w Drodze Mlecznej i pobliskich galaktykach potwierdzono lub podejrzewa się zaledwie kilkadziesiąt takich obiektów [4].

2. Siła pola magnetycznego i jego wpływ

2.1 Skala pola magnetycznego

Pola magnetarzy przekraczają 1014 G, podczas gdy pola zwykłych gwiazd neutronowych sięgają 109–1012 G. Dla porównania, pole magnetyczne powierzchni Ziemi wynosi około 0,5 G, a magnesy laboratoryjne rzadko przekraczają kilka tysięcy G. Tak więc magnetary ustanawiają rekord pod względem najsilniejszych stałych pól we Wszechświecie.

2.2 Kwantowa elektrodynamika i rozpad fotonów

Gdy pola mają \(\gtrsim 10^{13}\) G, ważne stają się zjawiska kwantowej elektrodynamiki (QED) (np. rozszczepienie próżni, rozpad fotonów). Rozpad fotonów i zmiany polaryzacji mogą wpływać na to, jak promieniowanie opuszcza magnetosferę magnetara, zmieniając cechy spektralne, zwłaszcza w zakresie rentgenowskim i gamma [5].

2.3 Napięcia i "trzęsienia gwiazd"

Bardzo silne pola magnetyczne wewnętrzne i działające na skorupę mogą napiąć skorupę gwiazdy neutronowej aż do pęknięcia. Trzęsienia gwiazd (ang. starquakes) — nagłe pęknięcia skorupy — mogą przekształcić pola magnetyczne i wywołać błyski lub potoki wysokoenergetycznych fotonów. Nagłe uwolnienie napięcia może także nieznacznie zmienić prędkość obrotu gwiazdy, pozostawiając wykrywalne "skoki" okresu obrotu.

3. Obserwowane cechy magnetarów

3.1 Miękkie powtarzacze promieniowania gamma (SGR)

Jeszcze zanim utrwaliło się słowo "magnetar", pewne miękkie powtarzacze promieniowania gamma (ang. Soft Gamma Repeaters, SGR) były znane z okresowych błysków promieniowania gamma lub twardego rentgena, powtarzających się nieregularnie. Te błyski zwykle trwają od ułamka sekundy do kilku sekund, z przeciętną szczytową jasnością. Obecnie rozumiemy, że SGR to magnetary w stanie spoczynku, czasem zakłócane przez "trzęsienia gwiazd" lub reorganizację pola magnetycznego [6].

3.2 Anomale rentgenowskie pulsary (AXP)

Inna klasa, anomale rentgenowskie pulsary (AXP), to gwiazdy neutronowe, których okres obrotu trwa kilka sekund, ale ich jasność rentgenowska jest zbyt wysoka, by można ją było wyjaśnić samym spowolnieniem obrotu. Dodatkowa energia prawdopodobnie pochodzi z rozpadu pola magnetycznego, zasilającego promieniowanie rentgenowskie. Wiele AXP również wykazuje błyski przypominające epizody SGR, potwierdzając ich magnetarową naturę.

3.3 Olbrzymie błyski

Magnetary czasami emitują olbrzymie błyski — szczególnie energetyczne zdarzenia, których szczytowa jasność może na krótko przekroczyć 1046 erg·s−1. Przykłady: błysk z SGR 1900+14 w 1998 r. oraz błysk z SGR 1806–20 w 2004 r., ten ostatni nawet wpłynął na jonosferę Ziemi będąc 50 000 lat świetlnych stąd. Podczas takich błysków często obserwuje się wyraźny skok fazy początkowej, po którym następuje seria pulsacji modulowanych obrotem gwiazdy.

3.4 Obrót i "skoki" obrotu

Podobnie jak pulsary, magnetary mogą emitować okresowe impulsy zgodnie z częstotliwością obrotu, ale z wolniejszymi średnimi okresami (~2–12 s). Rozpad pola magnetycznego nakłada dodatkowy moment hamujący obrót, więc zwalniają szybciej niż zwykłe pulsary. Sporadycznie mogą wystąpić "skoki" (nagłe zmiany częstotliwości obrotu) po pęknięciach skorupy. Obserwując te zmiany obrotu, możemy ocenić wewnętrzną interakcję między skorupą a superspłynnym jądrem.

4. Rozpad pola magnetycznego i mechanizmy aktywności

4.1 Ciepło z rozpadu pola

Bardzo silne magnetary stopniowo rozpadają się swoje pola, uwalniając energię jako ciepło. To wewnętrzne nagrzewanie może utrzymywać temperatury powierzchniowe sięgające setek tysięcy lub milionów kelwinów — znacznie więcej niż zwykle chłodzące się gwiazdy neutronowe o tym samym wieku. Takie nagrzewanie powoduje stałe promieniowanie rentgenowskie.

4.2 Dryf Hall’a i dyfuzja ambipolarna w skorupie

Nieliniowe interakcje w skorupie i jądrze — dryf Hall’a (wzajemne oddziaływanie przepływu elektronów i pola magnetycznego) oraz dyfuzja ambipolarną (ruch naładowanych cząstek w odpowiedzi na pole) — mogą przekształcać pola w okresie 103–106 lat, zasilając błyski i silniejsze światło [7].

4.3 Trzęsienia gwiazd i przełączanie magnetyczne

Naprężenia wywołane ewolucją pola mogą powodować pęknięcia skorupy, uwalniające nagłą energię – to właśnie trzęsienia gwiazd. Takie pęknięcia mogą przebudować pola magnetosferyczne, wywołując zdarzenia przełączania lub duże błyski. Modele porównują te procesy do błysków słonecznych, ale na znacznie większą skalę. Po błysku rekonfiguracja może zmienić częstotliwość rotacji lub charakter promieniowania magnetosferycznego.

5. Ewolucja magnetarów i końcowe stadia

5.1 Długotrwałe wygaszanie

Przez 105–106 magnetary w wieku lat prawdopodobnie ewoluują w bardziej typowe gwiazdy neutronowe, ponieważ pola słabną do ~1012 G. Wówczas aktywne zjawiska gwiazdowe (błyski, gigantyczne wybuchy) stają się rzadkie. Ostatecznie taka gwiazda stygnie i maleje jej promieniowanie rentgenowskie, zaczyna przypominać starszy „martwy” pulsar, posiadający tylko stosunkowo niewielkie pozostałe pole magnetyczne.

5.2 Interakcje w układach podwójnych?

Układów podwójnych z magnetarami obserwuje się niewiele, ale niektóre takie pary mogą istnieć. Jeśli magnetar ma bliską towarzyszkę gwiazdową, transfer masy mógłby wywołać dodatkowe błyski lub zmienić ewolucję rotacji. Jednak luki w obserwacjach lub krótki czas życia magnetarów mogą wyjaśniać, dlaczego obecnie znanych jest bardzo niewiele takich układów podwójnych.

5.3 Możliwe połączenia

Teoretycznie magnetar mógłby połączyć się z inną gwiazdą neutronową lub czarną dziurą, emitując fale grawitacyjne i być może wywołując krótki błysk promieniowania gamma. Takie zdarzenia prawdopodobnie znacznie przewyższałyby typowe błyski magnetarów pod względem uwolnionej energii. W obserwacjach pozostaje to spekulacją, ale połączenie gwiazd neutronowych z bardzo silnymi polami magnetycznymi stworzyłoby unikalne „kosmiczne laboratoria”.

6. Znaczenie dla astrofizyki

6.1 Błyski promieniowania gamma

Niektóre krótkie lub długie błyski promieniowania gamma mogą być zasilane przez magnetary powstałe podczas zapadania się jądra lub zdarzeń łączenia. Bardzo szybko obracające się „milisekundowe magnetary” mogą uwolnić ogromną energię rotacji, powodującą lub kształtującą strumień GRB. Obserwacje „płaskowyżu poświaty” (ang. afterglow plateau) niektórych GRB odpowiadają dostarczaniu dodatkowej energii z nowo powstałego magnetara.

6.2 Bardzo jasne źródła rentgenowskie?

Silne pola B mogą powodować silne wypływy lub skupienie promieniowania, co może wyjaśniać niektóre bardzo jasne źródła rentgenowskie (ULX), jeśli akrecja zachodzi na gwiazdę neutronową z polem zbliżonym do magnetara. W takich układach jasność może przekraczać zwykłą granicę Eddingtona, zwłaszcza jeśli promieniowanie jest skupione [8].

6.3 Badania gęstej materii i QED

Ekstremalne warunki na powierzchni magnetara pozwalają badać QED w silnych polach. Obserwacje polaryzacji lub linii spektralnych mogą ujawnić dwójłomność próżni lub rozszczepienie fotonów — zjawiska niemożliwe do odtworzenia w laboratoriach na Ziemi. Pomaga to udoskonalać teorie fizyki jądrowej i kwantowej teorii pola w ultragęstych warunkach.

7. Kampanie obserwacyjne i przyszłe badania

  1. Swift i NICER: Obserwacje wybuchów magnetarów w zakresie rentgenowskim i gamma.
  2. NuSTAR: Czułość na twardy zakres rentgenowski, pomagająca rejestrować wysoką energię promieniowania z błysków lub gigantycznych wybuchów.
  3. Poszukiwania radiowe: Niektóre magnetary czasami emitują impulsy radiowe, łącząc magnetary i zwykłe pulsary w jednej populacji.
  4. Obserwacje optyczne/IR: Rzadkie optyczne lub IR odpowiedniki są bardzo słabe, ale mogą ukazać strumienie lub promieniowanie pyłowe po błyskach.

Przyszłe lub planowane obserwatoria, np. Europejska ATHENA (zakres promieniowania rentgenowskiego), obiecują jeszcze głębsze wglądy: badanie słabszych magnetarów lub rejestrowanie na żywo początku gigantycznego błysku.

8. Wnioski

Magnetarai to skrajne przykłady fizyki gwiazd neutronowych. Ich niewiarygodne pola magnetyczne, sięgające 1015 G, powodują gwałtowne wybuchy, trzęsienia gwiazd i niepowstrzymane błyski gamma. Powstałe w wyniku zapadania się masywnych gwiazd w szczególnych warunkach (szybki obrót, sprzyjające działanie dynamo), magnetary są krótkotrwałymi zjawiskami kosmicznymi, najjaśniej świecącymi przez okres ~104–105 lat, aż do zaniku pola i spadku aktywności.

W sensie obserwacyjnym, miękkie powtórzenia promieniowania gamma i anomalne pulsary rentgenowskie reprezentują magnetary w różnych stanach, czasami emitując imponujące, ogromne błyski widoczne nawet na Ziemi. Badania tych obiektów poszerzają naszą wiedzę o kwantowej elektrodynamice w bardzo silnych polach, strukturze materii jądrowej oraz procesach mogących wywołać wybuchy neutrin, fal grawitacyjnych i elektromagnetycznych. W miarę rozwoju modeli zaniku pola i obserwacji wybuchów magnetarów za pomocą coraz bardziej zaawansowanych instrumentów wieloczęstotliwościowych, magnetary nadal otwierają jedne z najbardziej egzotycznych obszarów badań astrofizycznych — tam, gdzie materia, pola i fundamentalne siły łączą się w zdumiewających ekstremach.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). „Formowanie bardzo silnie namagnesowanych gwiazd neutronowych: implikacje dla rozbłysków gamma.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  2. Thompson, C., & Duncan, R. C. (1995). „Miękkie powtórzenia promieniowania gamma jako bardzo silnie namagnesowane gwiazdy neutronowe – I. Mechanizm radiacyjny wybuchów.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 275, 255–300.
  3. Kouveliotou, C., et al. (1998). „Pulsar rentgenowski z nadzwyczaj silnym polem magnetycznym w miękkim powtórzeniu promieniowania gamma SGR 1806-20.” Nature, 393, 235–237.
  4. Mereghetti, S. (2008). „Najsilniejsze kosmiczne magnesy: miękkie powtórzenia promieniowania gamma i anomalne pulsary rentgenowskie.” Astronomy & Astrophysics Review, 15, 225–287.
  5. Harding, A. K., & Lai, D. (2006). „Fizyka silnie namagnesowanych gwiazd neutronowych.” Reports on Progress in Physics, 69, 2631–2708.
  6. Kaspi, V. M., & Beloborodov, A. M. (2017). „Magnetary.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 55, 261–301.
  7. Pons, J. A., et al. (2009). „Ewolucja pola magnetycznego w skorupach gwiazd neutronowych.” Physical Review Letters, 102, 191102.
  8. Bachetti, M., et al. (2014). „Ultraluminalne źródło promieniowania rentgenowskiego zasilane przez akreujący gwiazdę neutronową.” Nature, 514, 202–204.
  9. Woods, P. M., & Thompson, C. (2006). „Miękkie powtórzenia promieniowania gamma i anomalne pulsary rentgenowskie: kandydaci na magnetary.” Compact Stellar X-ray Sources, Cambridge University Press, 547–586.
Wróć na blog