Неутронна звезда с особено силно магнитно поле. Магнетар - списание "Всичко за космоса". Два вида неутронни звезди

> Магнетари

Разбирам, какво е магнетар: описание на неутронни звезди с мощно магнитно поле, история на изследванията със снимка, съсед на Млечния път, колко енергия излъчва.

Въпреки че Вселената очарова с удивителните си обекти, това далеч не е най-приветливото място. Отнема около 80-100 години на Земята, за да те убият. Но има място, където ще умреш за част от секундата. Така че опознайте магнетари.

Когато свръхмасивни звезди експлодират, на тяхно място може да се образува неутронна звезда. Умиращото небесно тяло вече няма достатъчно светлинно налягане, за да се задържи на гравитацията. Силата е толкова мощна, че протоните и електроните се изтласкват в космоса, образувайки неутрони. И какво имаме? Неутрони! Твърда маса от неутрони.

Ако се е образувала неутронна звезда, тогава получаваме . Натрупаната преди това маса се компресира в малка "топка", която се върти сто пъти в секунда. Но това не е най-странното. От десетте появили се неутронни звезди винаги ще има една доста странна, която се нарича магнитар. Това са неутронни звезди, произлезли от свръхнови. Но в процеса на формиране се случват необичайни неща. Какво точно? Магнитното поле става толкова интензивно, че учените не могат да разберат откъде идва.

Някои вярват, че когато въртенето, температурата и магнитното поле на неутронна звезда се съберат в перфектно място, вие получавате динамо, което усилва магнитното поле 1000 пъти.

Но последните открития предоставиха повече улики. Учените са открили магнетар, който се отдалечава от. Вече успяхме да наблюдаваме такива обекти, когато една звезда в системата избухне под формата на свръхнова. Тоест беше част от двоичната система.

По време на партньорството обектите обикаляха един до друг (по-близо до разстоянието Земя-Слънце). Това разстояние беше достатъчно за обмен на материал. Голямата звезда започна да умира първа, предавайки масата си на по-малката. Това я накара да се отпусне и да върне масата. В резултат на това по-малката експлодира като свръхнова, изхвърляйки втората на нова траектория. Вместо да образуваме неутронна звезда, имаме магнетар.

Силата на наблюдаваното магнитно поле е просто зашеметяваща! В близост до Земята са необходими 25 гауса, а на повърхността изпитваме само по-малко от 0,5 гауса. Една неутронна звезда има трилион гауса, но магнетарите надвишават тази граница 1000 пъти!

Какво би станало, ако бяхте там? Е, в рамките на 1000 км магнитното поле е достатъчно силно, за да ви разкъса на атомно ниво. Факт е, че самите атоми са деформирани и вече не могат да поддържат вашата форма.

Но никога няма да разберете нищо, защото сте умрели от интензивна радиация и смъртоносни частици от обект в магнитно поле.

Друга уникалност на магнетарите е, че те могат да имат земетресение (разтърсване). Наподобява земното, но се развива на звезда. Неутронната звезда има външна кора, която може да се напука, наподобявайки движението на тектоничните плочи на Земята. Това се случва, когато магнетар създава експлозия.

Най-силното събитие се случи с обекта SGR 1806-20, отдалечен на 50 000 светлинни години. За 1/10 от секундата едно от земетресенията създаде повече енергия, отколкото Слънцето за 100 000 години. И това не е супернова, а просто една пукнатина на повърхността!

За наш късмет тези наистина смъртоносни обекти са далече и няма шанс да се доближат. За да научите повече за магнетарите и да научите повече интересна информация, гледайте видеоклипа.

магнетари

Астрофизикът Сергей Попов за гама-изригванията, силните магнитни полета и рентгеновите пулсари:

"Скрити" магнетари

Астрофизикът Сергей Попов за магнетарите, експлозиите на свръхнови и магнитното поле на звездите:

Някои звезди са толкова силно магнетизирани, че излъчват гигантски светкавици поради енергията на магнитното поле и значително променят квантовите свойства на вакуума. „Звездно трус“ върху магнитар освобождава огромно количество електромагнитна енергия (еквивалентна на енергията на земетресение с магнитуд 21) и изхвърля гореща плазмена топка, която се улавя от магнитно поле.

На 5 март 1979 г., след като пуснаха спускаеми модули в отровната атмосфера на Венера, съветските космически станции Венера 11 и Венера 12 продължиха полета си по елиптични орбити през вътрешната слънчева система. Показанията на радиационните броячи на борда на двете станции варират в рамките на 100 показания в секунда. Въпреки това, в 10:51 централноевропейско време (EST) поток от гама радиация удари устройствата. За част от милисекунда нивото на радиация надхвърли 200 хиляди броя в секунда. След 11 сек. поток от гама-лъчи покри космическата сонда Хелиос-2 на НАСА, която също се движеше в орбита около Слънцето. Стана ясно, че през Слънчевата система преминава плосък фронт от високоенергийна радиация. Скоро той достигна Венера и на сателита Pioneer VenusOrbiter, обикалящ около нея, детекторът излезе извън мащаба. Няколко секунди по-късно потокът достигна Земята и беше записан от три сателита Vela на Министерството на отбраната на САЩ, съветския спътник Прогноз-7 и космическата обсерватория Айнщайн. Накрая, по пътя си през Слънчевата система, вълновият фронт удари космическата станция International Sun-Earth Explorer.

Избликът на високоенергийно твърдо гама-лъчение беше 100 пъти по-интензивен от всички предишни, идващи извън Слънчевата система, и продължи само 0,2 секунди. Следва поток от меко рентгеново и гама лъчение, пулсиращи с период от 8 секунди. и изгасна след три минути. 14,5 часа по-късно, в 01:17 на 6 март, в същата точка на небесната сфера е наблюдаван друг, но по-слаб гама-изблик. През следващите четири години група учени от Ленинградския институт по физика и технологии. А. Ф. Йофе, под ръководството на Евгений Мазец, регистрира още 16 огнища. Те се различаваха по интензитет, но бяха по-слаби и по-кратки от избухването на 5 март 1979 г.

Астрономите никога не са виждали нещо подобно. Първо, нови изблици бяха включени в каталозите на вече добре познати и проучени гама изблици (Gamma-Ray Bursts, GRB), въпреки че се различаваха от тях по редица начини. През 80-те години. Кевин С. Хърли от Калифорнийския университет в Бъркли установи, че подобни експлозии са се случили в още два региона на небето. Всички тези източници мигат многократно, за разлика от GRB, които мигат само веднъж (вижте #4 „В света на науката“. Нийл Герелс, Луиджи Пирои и Питър Леонард „Най-ярките експлозии във Вселената“). През юли 1986 г. на конференция в Тулуза астрономите се споразумяха за местоположението на тези източници в небето и ги нарекоха „меки гама повторители“ (SGR).

ПРЕГЛЕД: СУПЕРМАГНЕТИЗИРАНИ НЕУТРОННИ ЗВЕЗДИ

• Астрономите са открили няколко звезди, излъчващи мощни гама и рентгенови светкавици, които биха могли да бъдат милиони пъти по-ярки от всички други известни повтарящи се изблици. Огромният размер на тези енергии и пулсации на радиация показват неутронни звезди - вторият най-краен (след черните дупки) тип обекти във Вселената.
• Тези неутронни звезди имат най-силните магнитни полета, измервани някога, поради което се наричат ​​магнетари. Наблюдаваните светкавици могат да се обяснят с магнитна нестабилност, подобна на земетресенията.
• Милиони магнетари се носят из нашата галактика незабелязани като тях остават активни само 10 хиляди години.

Отне още седем години, преди Дънкан и Томпсън, двама от авторите на тази статия, да излязат с обяснение за тези странни обекти и едва през 1988 г. Кувелиотоу и нейната група откриха убедителни доказателства в подкрепа на предложения от тях модел. Скорошни наблюдения показаха, че всичко това е свързано с друг тип мистериозни небесни тела, известни като аномални рентгенови пулсари (Anomalous X-ray Pulsars, AXP).

Неутронните звезди са най-плътните известни небесни тела: тяхната маса, малко надвишаваща масата на Слънцето, е концентрирана в топка с диаметър само 20 km. Проучванията на SGR показват, че някои неутронни звезди имат толкова силно магнитно поле, че значително променя свойствата на материята вътре в звездите и квантовото състояние на вакуума около тях, което води до физически ефекти, които не се наблюдават другаде във Вселената.

Никой не очакваше

Тъй като избликът на радиация през март 1979 г. беше толкова силен, теоретиците предполагат, че източникът му е някъде в нашата галактика на разстояние не повече от няколкостотин светлинни години от Земята. В този случай интензитетът на рентгеновото и гама лъчение на обекта може да бъде под максималната стационарна яркост на звездата, която е изчислена през 1926 г. от английския астрофизик Артър Едингтън (Arthur Eddington). Определя се от налягането на радиацията, преминаваща през горещите външни слоеве на звездата. Ако интензитетът на излъчване надвишава този максимум, тогава неговото налягане ще преодолее гравитационната сила, ще доведе до изхвърляне на материята на звездата и ще наруши нейната стационарност. И радиационният поток, по-малък от границата на Едингтън, не е труден за обяснение. Например, някои теоретици предполагат, че избликът на радиация може да бъде причинен от въздействието на куп материя, като астероид или комета, върху неутронна звезда, разположена наблизо.

КАНДИДАТ ЗА МАГНЕТАРИ

Дванадесет обекта са открити в нашата Галактика и нейните околности, които може да са магнетари.

Данните от наблюденията принудиха учените да се откажат от тази хипотеза. Всяка от космическите станции отбеляза времето на пристигането на първия изблик на твърда радиация, което позволи на екип от астрономи, ръководен от Томас Клайн (Thomas Litton Cline) от Центъра за космически полети Годард на НАСА, да триангулира местоположението на неговия източник. Оказа се, че той съвпада с Големия магеланов облак, малка галактика на около 170 хиляди светлинни години от нас. По-точно, позицията на източника съвпада с младия остатък от свръхнова - светещите останки от звезда, избухнала в Големия магеланов облак преди 5 хиляди години. Ако това не е съвпадение, източникът трябва да е хиляда пъти по-далече от Земята, отколкото първоначално се смяташе, следователно неговият интензитет трябва да е милион пъти над границата на Едингтън. През март 1979 г. този източник се откроява за 0,2 секунди. толкова енергия, колкото Слънцето излъчва за около 10 хиляди години, и тази енергия е била концентрирана в гама диапазона, а не разпределена в целия спектър на електромагнитното излъчване.

Една обикновена звезда не може да отдели толкова много енергия, така че източникът трябва да е нещо необичайно, като черна дупка или неутронна звезда. Вариантът за черна дупка беше отхвърлен, защото интензитетът на излъчване се променя с период от около 8 секунди, а черната дупка е безструктурен обект, който не може да излъчва строго периодични импулси. Връзката с остатъка от свръхнова допълнително подкрепя хипотезата за неутронната звезда, която сега се смята, че се образува, когато ядреното гориво в ядрото на обикновена звезда с голяма маса се изчерпи и тя се срине под въздействието на гравитацията, причинявайки експлозия на свръхнова.

Въпреки това идентифицирането на източника на избухване с неутронна звезда не реши проблема. Астрономите знаят за няколко неутронни звезди, открити в останки от свръхнови, те са радиопулсари - обекти, които периодично излъчват импулси от радиовълни. Източникът на избухването през март 1979 г. обаче се върти с период от около 8 секунди, което е много по-бавно от въртенето на всички известни дотогава радиопулсари. И дори в „спокойни“ времена той излъчва стационарен рентгенов поток с толкова висок интензитет, че забавянето на въртенето на неутронна звезда не може да бъде обяснено. Странно е също, че източникът е забележимо изместен от центъра на остатъка от свръхновата. Ако се е образувал в центъра на остатъка, тогава за такова изместване е трябвало да придобие скорост от 1000 km / s по време на експлозията, което не е типично за неутронните звезди.

И накрая, самите огнища изглеждат необясними. Изблици на рентгенови лъчи са били наблюдавани в някои неутронни звезди и преди, но те никога не са превишавали границата на Едингтън. Астрономите ги приписват на процесите на термоядрено изгаряне на водород или хелий или на процеси на внезапно натрупване върху звезда. Въпреки това, интензивността на изригванията на SGR беше безпрецедентна и беше необходим различен механизъм, за да се обясни.

Винаги се забавя

Последният гама-изблик от източник на 5 март 1979 г. е записан през май 1983 г. Два други SGR, разположени в нашата галактика, са открити през 1979 г. и остават активни и до днес, произвеждайки стотици изригвания годишно. През 1998 г. е открит четвърти SGR. Три от тези четири обекта вероятно са свързани с останки от свръхнова. Две от тях са разположени близо до много плътни клъстери от масивни млади звезди, което предполага произхода им от такива звезди. Петият кандидат за SGR е избухнал само два пъти и точната му позиция в небето все още не е определена.

ДВА ВИДА НЕУТРОННИ ЗВЕЗДИ

Структурата на неутронна звезда въз основа на теорията за ядрената материя. В кората на неутронна звезда, която е структура от атомни ядра и електрони, могат да възникнат звездетресения. Ядрото се състои главно от неутрони и вероятно кварки. Една атмосфера от гореща плазма може да се простира само на няколко сантиметра.

През 1996 г. изследователите Baolian L. Chang, Richard I. Epstein, Robert A. Guyer и C. AlexY oung от Националната лаборатория в Лос Аламос отбелязаха, че SGR при огнища са подобни на земетресения: изригвания с по-ниска енергия се появяват по-често. Ерсин Гегус, възпитаник на Университета на Алабама в Хънтсвил, потвърди това поведение за голяма извадка от факли от различни източници. Такива статистически свойства са характерни за самоорганизиращи се системи, които достигат критично състояние, при което малко смущение може да предизвика верижна реакция. Това поведение е присъщо на голямо разнообразие от системи - от колапс на пясъчни склонове до магнитни изригвания на Слънцето.

Но защо неутронните звезди се държат по този начин? Изследването на радиопулсарите, които са бързо въртящи се неутронни звезди със силни магнитни полета, помогна да се отговори на въпроса. Магнитното поле, поддържано от електрически токове, протичащи дълбоко в звездата, се върти заедно със звездата. Радиовълнови лъчи се излъчват от магнитните полюси на звездата и се движат в пространството поради нейното въртене, като светлини на маяк, в резултат на което се наблюдават пулсации. Пулсарите също излъчват потоци от заредени частици и нискочестотни електромагнитни вълни, които отвеждат енергия от ъгловата неутронна звезда, причинявайки нейното въртене постепенно да се забавя.

Може би най-известният пулсар се намира в мъглявината Рак, остатъкът от свръхнова, избухнала през 1054 г. Периодът му на въртене днес е 33 ms и се увеличава с 1,3 ms на всеки сто години. Екстраполацията назад дава стойност от около 20 ms за началния период на пулсара. Учените смятат, че въртенето на пулсара ще продължи да се забавя и в крайна сметка честотата му ще стане толкова малка, че няма да може да излъчва радиоимпулси. Скоростта на забавяне на въртенето е измерена за почти всички радиопулсари и според теорията тя зависи от силата на магнитното поле на звездата. От тези наблюдения се заключава, че повечето млади радиопулсари трябва да имат магнитно поле между $10^(12)$ и $10^(13)$G. (За сравнение, магнит в високоговорител има поле от около 100 гауса.)

В началото имаше конвекторна фурна

И все пак остава открит въпросът: откъде идва магнитното поле? Повечето астрономи предполагат, че тя е възникнала в момент, когато звездата все още не е станала свръхнова. Всички звезди имат слабо магнитно поле и то може да се засили просто в резултат на компресията му. Според уравненията на електродинамиката на Максуел, намаляването на размера на магнетизиран обект наполовина увеличава силата на неговото магнитно поле четири пъти. По време на колапса на ядрото на масивна звезда, завършващ с раждането на неутронна звезда, нейният размер намалява с $10^5$ пъти, следователно магнитното поле трябва да се увеличи с $10^(10)$ пъти.

Ако магнитното поле на ядрото на звездата беше достатъчно силно от самото начало, колапсът на ядрото можеше да обясни намагнитването на пулсара. За съжаление е невъзможно да се измери магнитното поле вътре в звезда, така че е невъзможно да се провери хипотезата. Освен това има доста сериозни причини да се смята, че компресията на звездата не е единствената причина за усилване на полето.

Докато се развива, магнитното поле променя формата си, генерирайки електрически токове, които протичат по линиите на магнитното поле извън звездата.

В една звезда газът може да циркулира в резултат на конвекция. По-горещите региони на йонизиран газ се издигат, докато по-студените региони потъват. Тъй като йонизираният газ е добър проводник на електрически ток, магнитните силови линии, проникващи в него, се отнасят от потока на материята. По този начин полето може да се промени и понякога да се засили. Предполага се, че именно това явление, известно като динамо механизъм, може да е причината за възникването на магнитни полета в звездите и планетите. Механизмът на динамото може да работи на всеки етап от живота на масивна звезда, ако нейното турбулентно ядро ​​се върти достатъчно бързо. Освен това именно през краткия период след превръщането на ядрото в неутронна звезда конвекцията е особено силна.

През 1986 г. Адам Бъроуз от Университета на Аризона и Джеймс М. Латимър от Държавния университет на Ню Йорк показаха, използвайки компютърни симулации, че температурата на новосформирана неутронна звезда надвишава 30 милиарда градуса. Горещата ядрена течност циркулира с период от 10 ms, притежавайки огромна кинетична енергия. Приблизително 10 сек. конвекцията изчезва.

Скоро след симулациите на Бъроуз и Латимър, Дънкан и Томпсън, тогава в Принстънския университет, оцениха значението на такава мощна конвекция при формирането на магнитното поле на неутронна звезда. Слънцето може да се използва като отправна точка. Когато материята циркулира в нея, тя увлича магнитни силови линии заедно със себе си, отдавайки около 10% от кинетичната си енергия на магнитното поле. Ако движещата се среда вътре в неутронната звезда също преобразува една десета от своята кинетична енергия в магнитно поле, тогава силата на полето трябва да надвишава $10^(15)$ G, което е 1000 пъти по-голямо от полетата на повечето радиопулсари.

Дали динамото ще работи в целия обем на звездата или само в отделните й области зависи от това дали скоростта на въртене на звездата е сравнима със скоростта на конвекция. В дълбоките слоеве вътре в Слънцето тези скорости са близки и магнитното поле може да се „самоорганизира“ в голям мащаб. По същия начин новородената неутронна звезда има период на въртене не повече от 10 ms, така че свръхсилните магнитни полета в нея могат да се разпространят широко. През 1992 г. наименувахме такива хипотетични неутронни звезди магнетари .

Горната граница на силата на магнитното поле на неутронна звезда е около $10^(17)$G. При по-силни полета материята вътре в звездата започва да се смесва и магнитното поле се разсейва. Във Вселената не знаем за обекти, които могат да генерират и поддържат магнитни полета, които надхвърлят посочения лимит. Един от страничните ефекти на нашите изчисления е заключението, че радиопулсарите са неутронни звезди, в които мащабният динамо механизъм не е работил. Така в случая с пулсара на Рака младата неутронна звезда се върти с период от около 20 ms, т.е. много по-бавно от периода на конвекция.

Трептящ малък магнетар

Въпреки че концепцията за магнетар все още не е достатъчно развита, за да обясни природата на SGR, нейните последици сега ще ви станат ясни. Магнитното поле трябва да действа върху въртенето на магнетара като силна спирачка. След 5 хиляди години поле от $10^(15)$Gs ще забави въртенето на обекта толкова много, че неговият период ще достигне 8 секунди, което обяснява радиационните пулсации, наблюдавани по време на избухването през март 1979 г.

Докато се развива, магнитното поле променя формата си, генерирайки електрически токове, които протичат по линиите на магнитното поле извън звездата, които от своя страна генерират рентгенови лъчи. В същото време магнитното поле се движи през твърдата кора на магнетара, създавайки напрежения на огъване и опън в него. Това причинява нагряване на вътрешните слоеве на звездата и понякога води до пукнатини в кората, придружени от мощни "звездетресения". Електромагнитната енергия, освободена по време на това, създава плътни облаци от електрони и позитрони, както и внезапни изблици на умерено силно меко гама лъчение, което даде името на периодичните източници на SGR.

По-рядко магнитното поле става нестабилно и претърпява широкомащабно пренареждане. Подобни (но по-малки) емисии понякога възникват на Слънцето, генерирайки слънчеви изригвания. Магнетарът може да има достатъчно енергия за свръхмощни изригвания като наблюдаваното през март 1979 г. Според теорията по време на първата половин секунда от гигантския взрив, разширяващата се плазмена топка е била източникът на радиация. През 1995 г. предположихме, че част от нейната материя е била уловена от линиите на магнитното поле и е била държана близо до звездата. Тази уловена част постепенно се свива и изпарява, като непрекъснато излъчва рентгенови лъчи. Въз основа на количеството освободена енергия, ние изчислихме, че за да се задържи тази огромна плазмена топка, е необходимо магнитно поле от поне $10^(14)$Gs, което съответства на оценка, направена въз основа на степента на забавяне на звездата завъртане.

През 1992 г. Богдан Пачински от Принстънския университет прави независима оценка на магнитното поле, отбелязвайки, че рентгеновите лъчи могат по-лесно да преминават през електронни облаци, ако заредените частици са в силно магнитно поле. За да бъде интензитетът на рентгеновия поток във факела толкова висок, индукцията на магнитното поле трябва да е надвишила $10^(14)$G.

ЕКСТРЕМНИ МАГНИТНИ ПОЛЕТА

МАГНИТНИТЕ ПОЛЕТА объркват радиацията и материята

Двойно пречупване на вакуума
Когато поляризирана светлинна вълна (оранжева линия) навлезе в много силно магнитно поле, тя променя скоростта си, а оттам и дължината на вълната си (черни линии).

ФОТОННО РАЗДЕЛЯНЕ
Рентгеновите фотони лесно се разделят на две или се сливат един с друг. Този процес е важен в полета, по-силни от $10^(14)$G.

ПОтискане на разсейването
Светлинна вълна може да премине през електрон (черна точка) почти без смущения, ако магнитното поле не му позволява да осцилира и вибрира с честотата на вълната.

ДЕФОРМАЦИЯ НА АТОМИТЕ
Полета, по-силни от $10^9$G, придават на електронните орбитали форма на пура. В поле с интензитет $10^(14)$G водороден атом се свива с коефициент 200.

Теорията се усложнява от факта, че силата на полето на магнетарите надвишава квантовия електродинамичен праг, който е $4\cdot 10^(13)$G. В такива силни полета започват да се случват странни неща: рентгеновите фотони лесно се разделят на две или се сливат един с друг. Самият вакуум е поляризиран, в резултат на което в него се появява силно двойно пречупване, както в калцитен кристал. Атомите се деформират, превръщайки се в удължени цилиндри с диаметър, по-малък от дължината на вълната на Compton на електрона (виж таблицата). Всички тези странни ефекти засягат наблюдателните прояви на магнетарите. Физиката на тези явления е толкова необичайна, че привлича само няколко изследователи.

Нова светкавица

Изследователите продължиха да наблюдават източниците на изблици на радиация. Първата възможност дойде, когато космическата гама-обсерватория Compton на НАСА откри изблик на гама-лъчи през октомври 1993 г. Това беше дългоочаквано от Кувелиота, който се присъедини към екипа на обсерваторията в Хънтсвил. Устройството, което регистрира събитието, позволява да се определи местоположението на източника само с точност до относително широка ивица небе. Кувелиоту се обърна за помощ към японския сателитен екип ASCA. Скоро Тошио Мураками и колегите му от Японския институт за космически науки и астронавтика откриха равномерно излъчващ рентгенов източник в същия регион на небето. След това имаше нов скок, премахващ всички съмнения, че този обект е SGR. Този обект е открит за първи път през 1979 г. и тогава му е дадено името SGR 1806-20.

През 1995 г. НАСА изстреля сателита Rossi X-Ray Timing Explorer (RXTE), предназначен да улавя промените в интензитета на рентгеновите лъчи с висока точност. С негова помощ Кувелиотоу установява, че радиацията от SGR 1806-20 импулсира с период от 7,47 секунди, близък до периода от 8 секунди, наблюдаван при изблика на радиация през март 1979 г. (от източника SGR 0526-66). През следващите пет години периодът на ротация на SGR се увеличи с около 0,2%. Въпреки че скоростта на забавяне изглежда ниска, тя е по-висока от тази на всеки известен радиопулсар, което позволява магнитното поле на източника да бъде оценено на $10^(15)$G.

За по-строга проверка на модела магнетар беше необходима още една гигантска светкавица. В ранната утрин на 27 август 1998 г., 19 години след избухването, което бележи началото на SGR астрономията, още по-мощна вълна от гама радиация дойде към Земята от дълбините на световния космос. В резултат на това детекторите на седем научни космически станции излезе извън мащаба и междупланетната станция на НАСА Comet Asteroid Rendezvous Flyby беше принудена да премине в режим на аварийно изключване. Гама лъчите удрят нощната страна на Земята от източник, разположен в зенита над средата на Тихия океан.

Тази рано сутрин електроинженерът Умран С. Инан и колегите му от Станфордския университет събираха данни за разпространението на радиовълни с много ниска честота около Земята. В 03:22 CET те откриха рязка промяна в йонизираната горна атмосфера: долната граница на йоносферата падна от 85 на 60 км за пет минути. Това удивително явление е причинено от неутронна звезда в отдалечена от нас част от Галактиката, отделена от Земята на 20 хиляди светлинни години.

Още едно динамо

Изригването от 27 август 1998 г. беше почти копие на събитието от март 1979 г. Всъщност енергията му беше десет пъти по-малка, но тъй като източникът беше по-близо до Земята, интензитетът на гама-лъчите беше много по-голям от всеки от изблиците, регистрирани някога, идващи извън Слънчевата система. В последните няколкостотин секунди от светкавицата се наблюдават отчетливи пулсации с период от 5,16 секунди. Използвайки сателита RXTE, екипът на Кувелиоту измерва степента на забавяне на звездата. Оказа се, че е сравнимо със скоростта на забавяне на SGR 1806-20, съответно техните магнитни полета са близки. Така още един SGR беше добавен към списъка с магнетари. Точното локализиране на източниците в рентгеновите лъчи направи възможно изследването им с радио и инфрачервени телескопи (но не във видимата светлина, която се абсорбира силно от междузвездния прах). Няколко астрономи са се заели с този проблем, включително Дейл Фрейл от Националната радиоастрономическа лаборатория на САЩ и Шри Кулкарни от Калифорнийския технологичен институт. Други наблюдения показват, че и четирите потвърдени SGR продължават да излъчват енергия, макар и с по-слаба скорост, между изблиците.

КАК СЕ ПОЯВЯВАТ МАГНИТНИТЕ СВЕТАЦИИ

Магнитното поле на звездата е толкова силно, че понякога в твърдата кора възникват пукнатини, освобождаващи огромни количества енергия.

1 През по-голямата част от времето магнетарът е спокоен, но напреженията, причинени от магнитното поле в твърдата му кора, постепенно нарастват.

2 В определен момент напреженията в кората надвишават нейната якост на опън и тя се разпада, вероятно на много малки парчета.

3 Този „звезден трус“ генерира пулсиращ електрически ток, който бързо се разпада, оставяйки след себе си гореща плазмена топка.

4 Плазмената топка се охлажда чрез излъчване на рентгенови лъчи от повърхността си. Изпарява се за минути.

Днес можем да кажем, че магнитните полета на магнетарите се измерват по-точно от магнитните полета на пулсарите. В случай на единични пулсари, единственото доказателство, че техните магнитни полета достигат $10^(12)$ G са измерените скорости на забавяне на тяхното въртене. Докато комбинацията от бързо забавяне и ярки рентгенови изригвания предоставя няколко независими аргумента в полза на факта, че магнитните полета на магнетарите варират от $10^(14)$ до $10^(15)$G. Алаа Ибрахим и колегите му от Центъра за космически полети Годард на НАСА представиха друго доказателство, което показва силните магнитни полета на магнетарите, а именно рентгеновите циклотронни спектрални полета, генерирани, очевидно, от протони, циркулиращи в магнитно поле със сила от около $ 10 ^ (15) $Gs.

Чудя се дали магнетарите са свързани с други космически явления освен SGR? Природата на кратките гама-лъчи все още не е убедително обяснена, но някои от тях може да се дължат на светкавици на магнетари в други галактики. Когато се наблюдава от много големи разстояния, дори гигантско изригване може да бъде близо до границата на чувствителност на телескопа. В този случай ще бъде възможно да се фиксира само кратък интензивен изблик на твърда гама радиация, така че телескопите ще го регистрират като GRB, а не SGR.

В средата на 90-те. Томпсън и Дънкан предполагат, че аномалните рентгенови пулсари (AXP), обекти, подобни в много отношения на SGR, също могат да бъдат магнетари. Но в такива пулсари не са наблюдавани изригвания. Въпреки това Виктория М. Каспи и Фотис П. Гавриил от университета Макгил и Питър М. Уудс от Националния център за космически изследвания и технологии в Хънтсвил записаха огнища в две от седемте известни AXP. Един от тези обекти е свързан с останките от млада свръхнова в съзвездието Касиопея, другият AXP е първият кандидат за магнетар, записан във видима светлина. Преди три години той беше открит от Ферди Хюлеман и Мартин ван Керквийк от университета в Утрехт (Холандия), които работеха с Kulkarni. Оттогава Браян Керн и Кристофър Мартин от Калифорнийския технологичен институт наблюдават нейната яркост във видима светлина. Излъчването му отслабва и се усилва с период, равен на периода на пулсации на рентгеновото излъчване на неутронна звезда. Тези наблюдения подкрепят идеята, че този AXP е магнетар. Ако беше обикновена неутронна звезда, заобиколена от диск от материя, нейното видимо и инфрачервено лъчение щяха да бъдат много по-интензивни, а пулсациите им щяха да бъдат много по-слаби.

Природата на кратките гама-лъчи все още не е убедително обяснена, но някои от тях може да се дължат на светкавици на магнетари в други галактики.

Последните открития и пълното мълчание на източника на изблици в Големия магеланов облак в продължение на 20 години предполагат, че магнетарите могат да останат латентни в продължение на няколко години и десетилетия и след това внезапно да станат силно активни. Някои астрономи смятат, че AXP е средно по-млад от SGR, но въпросът остава открит. Ако и SGR, и AXP са магнетари, тогава те вероятно съставляват значителна част от общия брой неутронни звезди.

Историята на магнетарите напомня колко много още имаме да научим за Вселената. Днес едва можем да различим дузина магнетари сред безбройните звезди. Те се проявяват само за част от секундата в лъчите, които се записват от най-усъвършенстваните съвременни телескопи. За 10 хиляди години техните магнитни полета се разпадат и те престават да излъчват интензивни рентгенови лъчи. По този начин дузина открити магнетари показват съществуването на повече от милион, а вероятно и стотици милиони от тях. Стари, тъмни, отдавна изчезнали магнетари, като невероятни светове, се скитат в междузвездното пространство. Каква тайна предстои да открием?

ДОПЪЛНИТЕЛЕНЛИТЕРАТУРА:
Flash! Ловът за най-големите експлозии във Вселената. Говерт Шилинг. Cambridge University Press, 2002 г.

ЗА АВТОРИТЕ:
Chryssa Kouveliotou, Robert C. Duncan, Christopher Thompson са изучавали магнетари от общо 40 години. Кувелиоту е наблюдател в Националния център за космически науки и технологии в Хънтсвил, Алабама. Сред обектите, които наблюдава, в допълнение към повтарящите се меки гама-лъчи (SGRs), са "обикновени" гама-лъчи и двойни рентгенови системи. Дънкан и Томпсън са теоретици, първият в Тексаския университет в Остин, а вторият в Канадския институт за теоретична астрофизика в Торонто. Дънкан изучава свръхнови, кваркова материя и междугалактически газови облаци. Томпсън е изучавал теми, вариращи от космически струни до падането на гигантски метеорити в ранните етапи на Слънчевата система.

Екип от астрономи за първи път в света успя да измери магнитното поле в определена точка от повърхността на магнетар. Магнетарите са вид неутронна звезда, плътното и компактно ядро ​​на гигантска звезда, чиито външни слоеве са били изстреляни при експлозия на свръхнова.

Магнетарите имат най-силното магнитно поле във Вселената. Досега са измервани само техните най-големи мащабни полета, но с новата технология и рентгеновите наблюдения на магнетарите астрономите са идентифицирали силно, локализирано магнитно поле в тяхната повърхност.

Магнитното поле на магнетар има сложна структура. Най-лесният начин за откриване и измерване на външната му част, която има форма и поведение, подобни на конвенционален биполярен магнит.

Новото изследване е проведено на магнетар SGR 0418+5729. Наблюденията му с помощта на космическия рентгенов телескоп XMM-Newton показаха, че вътре в него се крие второто - изключително силно магнитно поле.

„Този ​​магнетар има силно поле под повърхността си. Въпреки това, единственият начин да го открием е да открием празнина в повърхността, през която скритото поле може да излезе навън “, казва един от съавторите на изследването Силвия Зейн.

Такива магнитни течове също позволяват да се обяснят спонтанните изблици на радиация, характерни за магнетарите. Усуканото магнитно поле, уловено вътре в звездата, натрупва напрежение под нейната повърхност, в даден момент пробивайки „черупката“ и излъчвайки неочаквани изблици на рентгенови лъчи.

Магнетарите са твърде малки - само около 20 километра в диаметър - и отдалечени, за да се видят дори в най-добрите телескопи. Астрономите ги забелязват само по косвени знаци, измервайки вариациите в рентгеновото излъчване, докато звездата се върти.

„SGR 0418+5729 се завърта веднъж на всеки 9 секунди. Открихме, че в определен момент от това въртене яркостта на рентгеновото му сияние рязко пада. Това означава, че нещо в определена точка на повърхността му абсорбира радиацията“, добавя съавторът на изследването Роберто Турола.

Екипът вярва, че концентрацията на протони върху малка площ от повърхността на магнетара - може би от порядъка на няколкостотин метра - абсорбира това лъчение. Протоните са концентрирани в такъв малък обем от силно локализирано магнитно поле, изригващо от вътрешните слоеве на звездата, предоставяйки убедителни доказателства, че второ, усукано магнитно поле се крие в него.

„Това изумително откритие също така потвърждава, че по принцип други пулсари могат да скрият подобни мощни магнитни полета под повърхността си. В резултат на това много пулсари могат да се превключат и временно да станат активни магнетари - и поради това в бъдеще можем да открием много повече магнетаори, отколкото се смяташе досега. Това ще ни принуди значително да преосмислим нашето разбиране за неутронните звезди“, казва Зейн.

Този тип звезди се срещат изключително рядко в природата. Не много отдавна въпросът за тяхното местоположение и непосредственото им възникване остави учените астролози в неизвестност. Но благодарение на Много големия телескоп (VLT), разположен в Панамската обсерватория в Чили, принадлежащ към Европейската южна обсерватория, и данните, събрани с него, астрономите вече могат спокойно да вярват, че най-накрая са успели да разрешат една от многото мистерии на такова непонятно за нас пространство.

Както вече беше отбелязано по-горе в тази статия, магнетарите са много рядък тип неутронни звезди, които се характеризират с огромна сила (те са най-силните известни обекти в цялата Вселена) на магнитното поле. Една от характеристиките на тези звезди е, че те са сравнително малки по размер и имат невероятна плътност. Учените предполагат, че масата само на едно парче от тази материя, с размерите на малка стъклена топка, може да достигне повече от един милиард тона.

Този тип звезди могат да се образуват, когато масивни звезди започнат да се срутват под силата на собствената си гравитация.

Магнетари в нашата галактика

Млечният път има около три дузини магнетари. Обектът, изследван с Много големия телескоп, се намира в клъстер от звезди, наречен Westerlund-1, а именно в южната част на съзвездието на Олтара, което се намира само на 16 хиляди светлинни години от нас. Звездата, която сега се е превърнала в магнетар, е била около 40-45 пъти по-голяма от нашето Слънце. Това наблюдение доведе учените до ужас: в края на краищата звезди с толкова големи размери, според тях, трябва да се превърнат в черни дупки, когато се сринат.

Но фактът, че звездата, наречена преди CXOU J1664710.2-455216, се превърна в магнетар в резултат на собствения си колапс, измъчваше астрономите няколко години. Но все пак учените предположиха, че предшества такова много нетипично и необичайно явление.

Разкритият звезден куп Westerlund 1. Изображенията показват магнетар и неговата спътникова звезда, откъснати от него от експлозия. Източник: ESO

Сравнително наскоро, през 2010 г., беше изложено за обсъждане предположение, че магнетарът се е появил в резултат на тясно взаимодействие между две масивни звезди. Следвайки това предположение, звездите се обърнаха една около друга, което предизвика трансформацията. Тези обекти бяха толкова близо, че лесно биха се поместили в толкова малко пространство като разстоянието между орбитите на Слънцето и Земята.

Но доскоро учените, занимаващи се с този проблем, не можаха да намерят никакви доказателства за взаимното и толкова близко съжителство на две звезди в предложения модел на двойна система. Но с помощта на Много големия телескоп астрономите успяха да проучат по-подробно частта от небето, която ги интересува, в която се намират звездни клъстери и да намерят подходящи обекти, чиято скорост е доста висока („бягащ“ или „бягащ“ звезди). Според една теория се смята, че такива обекти са били изхвърлени от родните си орбити в резултат на експлозията на свръхнови, които образуват магнетари. И всъщност беше открита тази звезда, която учените по-късно нарекоха Westerlund 1x5.

Авторът, публикувал данните от изследването, Бен Ричи, обяснява ролята на намерената "бягаща" звезда по следния начин:
„Звездата, която открихме, не само има огромна скорост в движение, която е много вероятно причинена от експлозия на свръхнова, но тук тя изглежда е тандем от нейната изненадващо малка маса, висока светимост и нейните богати на въглерод компоненти. Това е изненадващо, защото тези качества рядко се комбинират в един обект. Всичко това показва, че Westerlund 1x5 наистина може да се е образувал в двоична система.

Със събраните данни за тази звезда екип от астрономи реконструира предполагаемия модел на външния вид на магнетара. Според предложената схема запасът от гориво на по-малката звезда е бил по-висок от този на нейния "спътник". Така малката звезда започна да привлича горните топки на голямата, което доведе до интегрирането на силно магнитно поле.

След известно време малкият обект стана по-голям от своя двоичен спътник, което предизвика обратния процес на прехвърляне на горните слоеве. Според един от участниците в експеримента Франсиско Наджаро тези действия на изследваните обекти точно напомнят добре познатата детска игра „Предай на друг“. Целта на играта е да увиете предмет в няколко слоя хартия и да го прекарате в кръг от деца. Всеки участник трябва да развие един слой от опаковката, намирайки интересна дрънкулка в процеса.

На теория по-голямата от двете звезди се превръща в по-малка и се изхвърля от двойната система в момента, в който втората звезда бързо се завърта около оста си и се превръща в свръхнова. В тази ситуация "бягащата" звезда, Westerlund 1x5, е втората звезда в двоичната двойка (тя носи всички известни характеристики на описания процес).
Въз основа на данните, събрани по време на експеримента, учените, които изучават този интересен процес, заключиха, че много бързото въртене и пренос на маса между двойни звезди е ключът към образуването на редки неутронни звезди, известни също като магнетари.

Видео за магнетара:

Илюстрация на художник, показваща магнетар в много богат и млад звезден куп. Кредит за изображение и авторски права: ESO / L. Calçada.

Може би смятате, че вселената е идеална за живот. Обаче не е така. Почти цялата вселена е ужасно и враждебно място и просто имахме късмета да се родим на практически безобидна планета в отдалечен район на Млечния път.

Тук на Земята можете да живеете дълъг и щастлив живот, но има места във Вселената, където няма да издържите дори няколко секунди. Нищо не е по-смъртоносно от обектите, които свръхновите оставят след себе си: неутронните звезди.

Както знаете, неутронните звезди се образуват, когато звезди, по-масивни от нашето Слънце, експлодират като свръхнови. Когато тези звезди умират, те не могат да устоят на мощната гравитация и се свиват в обекти с диаметър няколко десетки километра. В резултат на такова огромно налягане вътре в обекта се образуват неутрони.

В повечето случаи получавате неутронни звезди от първия тип - пулсари. Пулсарът е малка неутронна звезда, която се върти с огромна скорост, понякога достигаща няколкостотин оборота в секунда.

Въпреки това, около една от десет неутронни звезди става нещо наистина много странно. Превръща се в магнетар – най-загадъчният и страшен обект във Вселената. Вероятно сте чували тази дума, но каква е тя?

Както казах, магнетарите са неутронни звезди, образувани в резултат на експлозии на свръхнова. Но какво се случва по време на тяхното образуване толкова необичайно, че тяхното магнитно поле превишава магнитните полета на всички други обекти със стотици, хиляди и дори милиони пъти? Всъщност астрономите не знаят точно какво прави магнитните полета на магнетарите толкова мощни.

Впечатление на художник от сливането на две неутронни звезди. Кредит и авторски права: Университет на Уоруик/Марк Гарлик.

Според първата теория, ако неутронна звезда се образува чрез бързо въртене, тогава съвместната работа на конвекция и въртене, която има доминиращо влияние през първите няколко секунди от съществуването на неутронна звезда, може да доведе до образуването на мощно магнитно поле. Този процес е известен на учените като „активно динамо“.

Въпреки това, в резултат на скорошни изследвания, астрономите предложиха втора теория за образуването на магнетари. Изследователи са открили магнетар, който ще напусне нашата галактика в бъдеще. Вече видяхме примери за звезди-бегълци и всички те придобиха своята траектория в резултат на експлозия на свръхнова в двойна система. С други думи, този магнетар също е бил част от двоична система.

В такава система две звезди орбитират една около друга по-близо, отколкото Земята орбитира около Слънцето. Толкова е близо, че материалът в звездите може да тече напред-назад. Първо, голямата звезда започва да набъбва и да прехвърля материал към по-малката звезда. Това увеличение на масата води до увеличаване на размера на по-малката звезда и материалът започва да тече обратно към първата звезда.

В крайна сметка една от звездите експлодира и изхвърля друга звезда далеч от Млечния път, а на мястото на експлозията остава необичайна неутронна звезда, тоест всички тези бинарни взаимодействия превръщат неутронната звезда в магнетар. Може би това е решението на магнетарната загадка.

Магнитното поле на магнетар наистина ще ви накара да се уплашите. Магнитната индукция в центъра на Земята е около 25 гауса, но на повърхността на планетата не надвишава 0,5 гауса. Една обикновена неутронна звезда има магнитно поле с магнитна индукция от няколко трилиона гауса. Магнетарите са 1000 пъти по-мощни от неутронните звезди.

Звездни земетресения, разрушаващи повърхността на неутронна звезда, както си го представя художник. Авторство на изображението и авторски права: Дарлийн МакЕлрой от LANL.

Една от най-интересните характеристики на магнетарите е, че те могат да изпитват звездни трусове. Знаете, че има земетресения, но на звездите те ще бъдат звездни трусове. Когато се образуват магнетари, те имат по-плътна външна обвивка. Тази „неутронна кора“ може да се напука като тектоничните плочи на Земята. Когато това се случи, магнетарът излъчва лъч радиация, който можем да видим на големи разстояния.

Всъщност, най-мощното звездно земетресение, регистрирано някога, се случи с магнетар, наречен SGR 1806-20, който се намира на около 50 000 светлинни години от Земята. За една десета от секундата този магнетар освободи повече енергия, отколкото Слънцето произвежда за 100 000 години. И това дори не беше експлозия на целия обект, беше просто малка пукнатина на повърхността на магнетара.

Магнетарите са удивителни и опасни обекти. За щастие те са много далече и не е нужно да се тревожите за влиянието им върху живота ви.