Reta neutroninių žvaigždžių rūšis su itin stipriais magnetiniais laukais, sukelianti smarkius „žvaigždžių drebėjimus“
Neutroninės žvaigždės, jau ir taip tankiausi žinomi žvaigždiniai likučiai (išskyrus juodąsias skyles), gali turėti magnetinius laukus, milijardus kartų stipresnius nei tipiškose žvaigždėse. Tarp jų išsiskiria reta klasė, vadinama magnetarais, kuri pasižymi stipriausiais iki šiol Visatoje stebėtais magnetiniais laukais, siekiančiais net 1015 G ar dar daugiau. Šie itin galingi laukai gali sukelti neįprastus, smurtinius reiškinius—žvaigždžių drebėjimus (angl. starquakes), milžiniškus žybsnius ir gama spindulių protrūkius, trumpam nustelbiančius ištisas galaktikas. Šiame straipsnyje nagrinėsime magnetarų fiziką, stebimus požymius bei ekstremalius procesus, lemiančius jų išsiveržimus ir paviršiaus aktyvumą.
1. Magnetarų prigimtis ir formavimasis
1.1 Gimimas kaip neutroninė žvaigždė
Magnetaras iš esmės yra neutroninė žvaigždė, susiformuojanti branduolio griūvimo supernovos metu, kai masyvios žvaigždės geležies branduolys sugriūva. Griūties metu dalis žvaigždės branduolio sukimosi momento ir magnetinio srauto gali būti suspausta iki ypatingai aukšto lygio. Paprastos neutroninės žvaigždės pasižymi 10^9–1012 G laukais, o magnetarai juos gali padidinti iki 1014–1015 G, o galbūt ir dar daugiau [1,2].
1.2 Dinamo hipotezė
Itin dideli magnetiniai laukai magnetaruose gali kilti iš dinamo mechanizmo ankstyvoje protonutroninės žvaigždės fazėje:
- Greitas sukimasis: Jei naujai gimusi neutroninė žvaigždė iš pradžių sukasi milisekundžių periodu, konvekcija ir diferencinis sukimasis gali nepaprastai sustiprinti magnetinį lauką.
- Trumpalaikis dinamas: Toks konvekcinis dinamas gali veikti kelias sekundes ar minutes po griūties, nustatydamas magnetaro lygio laukus.
- Magnetinis stabdymas: Per keletą tūkstančių metų galingi laukai smarkiai sulėtina žvaigždės sukimąsi, palikdami lėtesnį sukimosi periodą nei tipiškiems radijo pulsarams [3].
Ne visos neutroninės žvaigždės tampa magnetarais—tik tos, kurių pradiniai sukimosi ir branduolio parametrai leis ekstremaliai sustiprinti laukus.
1.3 Trukmė ir retumas
Magnetarai išlaiko savo itin stiprius laukus maždaug 104–105 metų. Žvaigždei senstant, magnetinio lauko irimas gali sukelti vidinį įkaitimą bei išsiveržimus. Stebėjimai rodo, kad magnetarai yra gana reti—Paukščių Take ir artimose galaktikose patvirtinta ar įtariama vos kelios dešimtys tokių objektų [4].
2. Magnetinio lauko stiprumas ir poveikis
2.1 Magnetinio lauko skalės
Magnetarų laukai viršija 1014 G, tuo tarpu įprastų neutroninių žvaigždžių laukai siekia 109–1012 G. Palyginimui, Žemės paviršiaus magnetinis laukas tesiekia ~0,5 G, o laboratoriniai magnetai retai viršija keletą tūkstančių G. Taigi magnetarai laiko rekordą dėl stipriausių nuolatinių laukų Visatoje.
2.2 Kvantinė elektrodinamika ir fotonų skilimas
Kai laukai yra \(\gtrsim 10^{13}\) G, svarbūs tampa kvantinės elektrodinamikos (QED) reiškiniai (pvz., vakuumo dviklūdis, fotonų skilimas). Fotonų skilimas ir poliarizacijos pokyčiai gali paveikti, kaip spinduliuotė išeina iš magnetaro magnetosferos, keisdami spektrines ypatybes, ypač rentgeno ir gama spindulių ruožuose [5].
2.3 Įtempiai ir „žvaigždžių drebėjimai“
Itin stiprūs vidiniai ir plutą veikiantys magnetiniai laukai gali įtempti neutroninės žvaigždės plutą iki lūžio. Žvaigždžių drebėjimai (angl. starquakes)—staigūs plutos lūžimai—gali pertvarkyti magnetinius laukus ir sukelti žybsnius ar didelės energijos fotonų plūdus. Staigus įtampos išlaisvinimas gali taip pat šiek tiek pakeisti žvaigždės sukimosi greitį, paliekant aptinkamus sukinio periodo „trūksnius“.
3. Magnetarų stebimi požymiai
3.1 Minkštųjų gama pasikartojimai (SGR)
Dar prieš įsitvirtinant žodžiui „magnetaras“, tam tikri minkštųjų gama spindulių pasikartojimai (angl. Soft Gamma Repeaters, SGR) buvo žinomi dėl protarpinių gama ar kietųjų rentgeno spindulių žybsnių, pasikartojančių nereguliariai. Tie žybsniai dažniausiai trunka nuo trupmenos sekundės iki kelių sekundžių, su vidutiniu pikinės šviesos ryškumu. Dabar suprantame, kad SGR‘ai yra magnetarai ramybės būsenoje, kartais sutrikdomi „žvaigždės drebėjimo“ ar magnetinio lauko persitvarkymo [6].
3.2 Anomalūs rentgeno pulsarai (AXP)
Kita klasė, anomalūs rentgeno pulsarai (AXP), tai neutroninės žvaigždės, kurių sukimosi periodas trunka kelias sekundes, bet jų rentgeno šviesis per didelis, kad vien sukimosi sulėtėjimas jį paaiškintų. Papildoma energija, matyt, kyla iš magnetinio lauko irimo, maitinančio rentgeno spinduliuotę. Daug AXP taip pat rodo SGR epizodus primenančius žybsnius, patvirtindami jų magnetarinę prigimtį.
3.3 Milžiniški žybsniai
Magnetarai kartais išspinduliuoja milžiniškus žybsnius—ypač energetinius įvykius, kurių pikinis ryškumas trumpam gali viršyti 1046 erg·s−1. Pavyzdžiai: 1998 m. žybsnis iš SGR 1900+14 ir 2004 m. žybsnis iš SGR 1806–20, pastarasis netgi paveikė Žemės jonosferą būdamas už 50 000 šviesmečių. Tokių žybsnių metu dažnai stebimas ryškus pradinės fazės šuolis, paskui seka pulsacijų grandinė, moduliuojama žvaigždės sukimosi.
3.4 Sukimasis ir sukinio „trūkčiai“
Kaip ir pulsarai, magnetarai gali rodyti periodinius impulsus pagal sukimosi dažnį, tačiau su lėtesniais vidutiniais periodais (~2–12 s). Magnetinio lauko irimas uždeda papildomą sukimosi stabdymo momentą, tad jie lėtėja sparčiau nei įprasti pulsarai. Retkarčiais „trūkiai“ (staigūs sukinio dažnio pokyčiai) gali įvykti po plutos skilimų. Stebėdami šiuos sukinio pokyčius galime įvertinti vidinę sąveiką tarp plutos ir superskystojo branduolio.
4. Magnetinio lauko irimas ir aktyvumo mechanizmai
4.1 Lauko irimo šiluma
Itin stiprūs magnetarai laipsniškai irimasis savo laukus, išlaisvindami energiją kaip šilumą. Šis vidinis įkaitimas gali išlaikyti paviršiaus temperatūras, siekiančias šimtus tūkstančių ar milijonus kelvinų—gerokai daugiau nei įprastai auštančiose tos pačios amžiaus neutroninėse žvaigždėse. Toks įkaitimas lemia nuolatinę rentgeno spinduliuotę.
4.2 Hall dreifas ir ambipoliarinė difuzija plutose
Nelinijinės sąveikos plutoje ir branduolyje—Hall dreifas (elektronų srauto bei magnetinio lauko tarpusavio sąveika) ir ambipoliarinė difuzija (įkrautų dalelių judėjimas, reaguojant į lauką)—gali pertvarkyti laukus 103–106 metų laikotarpiu, maitindami žybsnius ir rimtesnį šviesį [7].
4.3 Žvaigždžių drebėjimai ir magnetinis persijungimas
Lauko evoliucijos keliamas įtempis gali sukelti plutos lūžimus, išlaisvinančius staigią energiją – tai ir yra žvaigždžių drebėjimai. Tokie lūžimai gali perstatyti magnetosferinius laukus, iššaukdami persijungimo įvykius ar stambius žybsnius. Modeliai lygina šiuos procesus su Saulės blyksniais, tačiau smarkiai didesnėmis skalėmis. Po žybsnio atsistatymas gali pakeisti sukimosi dažnį ar magnetosferos spinduliuotės pobūdį.
5. Magnetarų evoliucija ir galutinės stadijos
5.1 Ilgalaikis blankimas
Per 105–106 metų magnetarai, tikėtina, evoliucionuoja į labiau įprastas neutronines žvaigždes, nes laukai nusilpsta iki ~1012 G. Tuomet žvaigždės aktyvūs reiškiniai (žybsniai, milžiniški išsiveržimai) tampa reti. Galiausiai tokia žvaigždė atvėsta ir mažėja jos rentgeno spinduliuotė, ji ima panašėti į senesnį „negyvą“ pulsarą, turintį tik santykinai nedidelį likutinį magnetinį lauką.
5.2 Dvinarių sąveikos?
Dvinarių sistemų su magnetarais stebima nedaug, tačiau kai kurios tokios poros galbūt egzistuoja. Jei magnetaras turi artimą žvaigždės kompanionę, masės pernaša galėtų sukelti papildomų žybsnių ar pakeisti sukimosi evoliuciją. Vis dėlto, stebėjimo „spragos“ arba trumpas magnetarų gyvenimo laikas gali paaiškinti, kodėl šiuo metu labai nedaug tokių dvinarių žinoma.
5.3 Galimi susijungimai
Teoriškai, magnetaras galėtų susijungti su kita neutronine žvaigžde ar juodąja skyle, skleisdamas gravitacines bangas ir galbūt sukeldamas trumpą gama spindulių pliūpsnį. Tokie įvykiai tikriausiai gerokai pranoktų tipiškus magnetarų žybsnius išlaisvintos energijos požiūriu. Stebėjimuose tai išlieka spekuliacija, tačiau neutroninėms žvaigždėms su labai stipriais laukais susijungus būtų unikalios „kosminės laboratorijos“.
6. Reikšmė astrofizikai
6.1 Gama spindulių pliūpsniai
Kai kurie trumpi ar ilgi gama spindulių pliūpsniai galėtų būti maitinami magnetarų, susiformavusių per branduolio griūtį ar susijungimo įvykius. Itin greitai besisukantys „milisekundiniai magnetarai“ gali išlaisvinti didžiulę sukimosi energiją, lemiančią ar formuojančią GRB čiurkšlę. Kai kurių GRB „pokylančiosios dalies plokštumos“ (angl. afterglow plateau) stebėjimai atitinka papildomos energijos tiekimą iš naujai gimusio magnetaro.
6.2 Itin ryškūs rentgeno šaltiniai?
Dideli B laukai gali sukelti stiprius ištekėjimus ar spinduliuotės susitelkimą, galintį paaiškinti kai kuriuos itin ryškius rentgeno šaltinius (ULX), jei akrecija vyksta į neutroninę žvaigždę, pasižyminčią magnetarui artimu lauku. Tokiose sistemose šviesis gali pranokti įprastą Eddingtono ribą, ypač jei spinduliuotė yra sufokusuota [8].
6.3 Tankios materijos ir QED tyrimai
Ekstremalios sąlygos ties magnetaro paviršiumi leidžia tirti QED stipriuose laukuose. Poliarizacijos ar spektrinių linijų stebėjimai gali parodyti vakuumo dviklūdį ar fotonų skilimą—reiškinius, kurių neįmanoma atkurti Žemės laboratorijose. Tai padeda tobulinti branduolinės fizikos ir kvantinio lauko teorijas esant ultratankioms sąlygoms.
7. Stebėjimų kampanijos ir būsimi tyrimai
- Swift ir NICER: Magnetarų išsiveržimų stebėjimas rentgeno ir gama ruožuose.
- NuSTAR: Jautrumas kietajam rentgeno diapazonui, padedantis fiksuoti aukštos energijos spinduliuotę iš žybsnių ar milžiniškų išsiveržimų.
- Radijo paieškos: Kai kurie magnetarai kartais skleidžia radijo impulsus, siesdami magnetarus ir įprastus pulsarus vienoje populiacijoje.
- Optiniai/IR stebėjimai: Reti optiniai ar IR atitikmenys yra labai blausūs, tačiau gali parodyti čiurkšles ar dulkių perspinduliavimą po žybsnių.
Būsimos ar planuojamos observatorijos, pvz., Europos ATHENA (X spindulių sritis), žada dar gilesnių įžvalgų: tirti silpnesnius magnetarus ar realiu laiku užfiksuoti milžiniško žybsnio pradžią.
8. Išvada
Magnetarai yra kraštutinumų pavyzdžiai neutroninių žvaigždžių fizikos srityje. Jų neįtikėtini magnetiniai laukai, siekiantys 1015 G, nulemia smurtinius išsiveržimus, žvaigždžių drebėjimus ir nesustabdomus gama žybsnius. Susiformavę iš masyvių žvaigždžių griūties ypatingomis sąlygomis (sparčiu sukimusi, palankiu dinamu veikimu), magnetarai yra trumpaamžiai kosminiai reiškiniai, ryškiausiai šviečiantys ~104–105 metų laikotarpiu, kol lauko irimas sumažina aktyvumą.
Stebėjimo prasme, minkštųjų gama spindulių pasikartojimai ir anomalūs rentgeno pulsarai reprezentuoja magnetarus skirtingose būsenose, kartais išspinduliuojant įspūdingus milžiniškus žybsnius, pastebimus net Žemėje. Šių objektų tyrimai plečia mūsų žinias apie kvantinę elektrodinamiką itin stipriuose laukuose, branduolinės materijos sandarą bei procesus, galinčius sukelti neutrinų, gravitacinių bangų ir elektromagnetinių išsiveržimų pliūpsnius. Tobulėjant lauko irimo modeliams bei stebint magnetarų išsiveržimus su vis pažangesniais daugiabangiais instrumentais, magnetarai ir toliau atvers vienus egzotiškiausių astrofizikos tyrimų kampelių—ten, kur medžiaga, laukai ir fundamentaliosios jėgos susijungia stulbinančiais kraštutinumais.
Nuorodos ir platesnis skaitymas
- 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.
- 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.
- 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.
- Mereghetti, S. (2008). “The strongest cosmic magnets: Soft Gamma-ray Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars.” Astronomy & Astrophysics Review, 15, 225–287.
- Harding, A. K., & Lai, D. (2006). “Physics of strongly magnetized neutron stars.” Reports on Progress in Physics, 69, 2631–2708.
- Kaspi, V. M., & Beloborodov, A. M. (2017). “Magnetars.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 55, 261–301.
- Pons, J. A., et al. (2009). “Magnetic field evolution in neutron star crusts.” Physical Review Letters, 102, 191102.
- Bachetti, M., et al. (2014). “An ultraluminous X-ray source powered by an accreting neutron star.” Nature, 514, 202–204.
- 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.