Gwiazda neutronowa o szczególnie silnym polu magnetycznym. Magnetar - Magazyn "Wszystko o kosmosie". Dwa rodzaje gwiazd neutronowych

> Magnetary

Dowiadywać się, co to jest magnetar: opis gwiazd neutronowych o silnym polu magnetycznym, historia badań ze zdjęciem, sąsiad Drogi Mlecznej, ile energii emituje.

Chociaż Wszechświat fascynuje swoimi niesamowitymi obiektami, nie jest to najbardziej przyjazne miejsce. Zabicie cię na Ziemi zajmuje około 80-100 lat. Ale jest miejsce, w którym umrzesz w ułamku sekundy. Więc poznaj magnetary.

Kiedy supermasywne gwiazdy eksplodują, na ich miejscu może powstać gwiazda neutronowa. Umierające ciało niebieskie nie ma już wystarczającego nacisku światła, aby utrzymać grawitację. Siła jest tak potężna, że ​​protony i elektrony są wypychane w przestrzeń, tworząc neutrony. A co mamy? Neutrony! Solidna masa neutronów.

Jeśli utworzyła się gwiazda neutronowa, otrzymujemy . Nagromadzona wcześniej masa jest ściskana w maleńką „kulkę”, która obraca się sto razy na sekundę. Ale to nie jest najdziwniejsze. Spośród dziesięciu gwiazd neutronowych, które się pojawiły, zawsze będzie jedna dość dziwna, zwana magnetar. To gwiazdy neutronowe, które powstały z supernowych. Ale w procesie formowania dzieją się niezwykłe rzeczy. Co dokładnie? Pole magnetyczne staje się tak intensywne, że naukowcy nie mogą ustalić, skąd ono pochodzi.

Niektórzy uważają, że kiedy spin, temperatura i pole magnetyczne gwiazdy neutronowej zbiegają się w idealne miejsce, otrzymuje się dynamo, które wzmacnia pole magnetyczne 1000 razy.

Ale ostatnie odkrycia dostarczyły więcej wskazówek. Naukowcy odkryli oddalający się magnetar. Byliśmy już w stanie zaobserwować takie obiekty, gdy jedna gwiazda w układzie eksploduje w postaci supernowej. Oznacza to, że była częścią systemu binarnego.

Podczas partnerstwa obiekty krążyły obok siebie (bliżej odległości Ziemia-Słońce). Ta odległość wystarczyła do wymiany materiału. Duża gwiazda zaczęła umierać pierwsza, oddając swoją masę mniejszej. To spowodowało, że się odprężyła i oddała masę. W rezultacie mniejsza eksploduje jak supernowa, wyrzucając drugą na nową trajektorię. Zamiast tworzyć gwiazdę neutronową, otrzymaliśmy magnetar.

Moc obserwowanego pola magnetycznego jest po prostu oszałamiająca! W pobliżu Ziemi zajmuje to 25 gausów, a na powierzchni doświadczamy tylko mniej niż 0,5 gausa. Gwiazda neutronowa ma bilion gausów, ale magnetary przekraczają tę wartość 1000 razy!

Co by się stało, gdybyś tam był? Cóż, w promieniu 1000 km pole magnetyczne jest wystarczająco silne, aby rozerwać cię na poziomie atomowym. Faktem jest, że same atomy są zdeformowane i nie mogą już podtrzymywać twojego kształtu.

Ale nigdy niczego nie zrozumiesz, ponieważ umarłeś od intensywnego promieniowania i śmiercionośnych cząstek obiektu w polu magnetycznym.

Inną unikatowością magnetarów jest to, że potrafią wywoływać trzęsienie ziemi (wstrząsanie). Przypomina ziemską, ale rozgrywa się na gwieździe. Gwiazda neutronowa ma zewnętrzną skorupę, która może pękać, przypominając ruch płyt tektonicznych Ziemi. Tak się dzieje, gdy magnetar powoduje eksplozję.

Najsilniejsze zdarzenie miało miejsce z obiektem SGR 1806-20, oddalonym o 50 000 lat świetlnych. W 1/10 sekundy jedno z trzęsień ziemi wytworzyło więcej energii niż Słońce przez 100 000 lat. I to nie jest supernowa, tylko jedno pęknięcie na powierzchni!

Na szczęście dla nas te naprawdę śmiercionośne obiekty są daleko i nie ma szans, aby mogły się zbliżyć. Aby dowiedzieć się więcej o magnetarach i dowiedzieć się więcej ciekawych informacji, obejrzyj wideo.

magnetary

Astrofizyk Siergiej Popow o rozbłyskach gamma, silnych polach magnetycznych i pulsarach rentgenowskich:

„Ukryte” magnetary

Astrofizyk Siergiej Popow o magnetarach, wybuchach supernowych i polu magnetycznym gwiazd:

Niektóre gwiazdy są tak silnie namagnesowane, że dzięki energii pola magnetycznego emitują gigantyczne błyski i znacząco zmieniają kwantowe właściwości próżni. „Trzęsienie gwiazd” na magnetarze uwalnia ogromną ilość energii elektromagnetycznej (równoważną energii trzęsienia ziemi o sile 21 punktów) i wyrzuca gorącą kulę plazmy, która jest przechwytywana przez pole magnetyczne.

5 marca 1979 roku, po zrzuceniu lądowników w trującą atmosferę Wenus, radzieckie stacje kosmiczne Wenera 11 i Wenera 12 kontynuowały lot po eliptycznych orbitach przez wewnętrzny Układ Słoneczny. Odczyty liczników promieniowania na obu stacjach wahały się w granicach 100 odczytów na sekundę. Jednak o godzinie 10:51 czasu środkowoeuropejskiego (EST) strumień promieniowania gamma uderzył w urządzenia. W ułamku milisekundy poziom promieniowania przekroczył 200 tysięcy zliczeń na sekundę. Po 11 sek. Strumień promieniowania gamma pokrył sondę kosmiczną Helios-2 NASA, która również poruszała się po orbicie wokół Słońca. Stało się jasne, że przez Układ Słoneczny przechodzi płaski front promieniowania wysokoenergetycznego. Wkrótce dotarł do Wenus, a na krążącym wokół niej satelicie Pioneer VenusOrbiter detektor zniknął z skali. Kilka sekund później strumień dotarł do Ziemi i został zarejestrowany przez trzy satelity Vela Departamentu Obrony USA, radzieckiego satelitę Prognoz-7 i obserwatorium kosmiczne Einsteina. Wreszcie, w drodze przez Układ Słoneczny, czoło fali uderzyło w stację kosmiczną International Sun-Earth Explorer.

Rozbłysk wysokoenergetycznego twardego promieniowania gamma był 100 razy silniejszy niż wszystkie poprzednie pochodzące spoza Układu Słonecznego i trwał tylko 0,2 sekundy. Następnie nastąpił strumień miękkiego promieniowania rentgenowskiego i gamma, pulsujący z okresem 8 sekund. i wymarł po trzech minutach. 14,5 godziny później, o 01:17 6 marca, w tym samym punkcie na sferze niebieskiej zaobserwowano kolejny, ale słabszy rozbłysk gamma. Przez następne cztery lata grupa naukowców z Leningradzkiego Instytutu Fizyki i Techniki. A.F. Ioffe, pod przewodnictwem Jewgienija Mazetsa, zarejestrował 16 kolejnych ognisk. Różniły się intensywnością, ale były słabsze i krótsze niż wybuch z 5 marca 1979 r.

Astronomowie nigdy nie widzieli czegoś takiego. Po pierwsze, nowe rozbłyski zostały włączone do katalogów już znanych i zbadanych rozbłysków gamma (Gamma-Ray Bursts, GRB), chociaż różniły się od nich pod wieloma względami. W latach 80. Kevin C. Hurley z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley odkrył, że podobne eksplozje miały miejsce w dwóch innych obszarach nieba. Błyski ze wszystkich tych źródeł były powtarzane, w przeciwieństwie do GRB, które błysnęły tylko raz (patrz #4 "W świecie nauki." Neil Gerels, Luigi Piroi i Peter Leonard "Najjaśniejsze eksplozje we wszechświecie"). W lipcu 1986 roku na konferencji w Tuluzie astronomowie uzgodnili położenie tych źródeł na niebie i nazwali je „Soft Gamma Repeaters” (SGR).

TEST: SUPERMAGNETYZOWANE GWIAZDY NEUTRONOWE

• Astronomowie odkryli kilka gwiazd emitujących potężne błyski gamma i rentgenowskie, które mogą być miliony razy jaśniejsze niż jakiekolwiek inne znane powtarzające się błyski. Ogromne wielkości tych energii i pulsacji promieniowania wskazują na gwiazdy neutronowe - drugi najbardziej ekstremalny (po czarnych dziurach) typ obiektów we Wszechświecie.
• Te gwiazdy neutronowe mają najsilniejsze pola magnetyczne, jakie kiedykolwiek zmierzono, dlatego nazywa się je magnetarami. Obserwowane błyski można wytłumaczyć niestabilnością magnetyczną podobną do trzęsień ziemi.
• Miliony magnetarów dryfują przez naszą galaktykę niewykryte, gdy pozostają aktywne tylko przez 10 tysięcy lat.

Minęło kolejne siedem lat, zanim Duncan i Thompson, dwaj autorzy tego artykułu, wymyślili wyjaśnienie tych dziwnych obiektów i dopiero w 1988 Cuveliotou i jej grupa znaleźli przekonujące dowody na poparcie ich proponowanego modelu. Ostatnie obserwacje wykazały, że wszystko to ma związek z innym rodzajem tajemniczych ciał niebieskich, znanych jako anomalne pulsary rentgenowskie (Anomalous X-ray Pulsars, AXP).

Gwiazdy neutronowe to najgęstsze znane ciała niebieskie: ich masa, nieco przekraczająca masę Słońca, skupia się w kuli o średnicy zaledwie 20 km. Badania SGR wykazały, że niektóre gwiazdy neutronowe mają tak silne pole magnetyczne, że znacząco zmienia ono właściwości materii wewnątrz gwiazd oraz stan kwantowy otaczającej je próżni, co prowadzi do efektów fizycznych nieobserwowanych nigdzie indziej we wszechświecie.

Nikt się nie spodziewał

Ponieważ rozbłysk promieniowania w marcu 1979 roku był tak silny, teoretycy sugerowali, że jego źródło znajduje się gdzieś w naszej Galaktyce w odległości nie większej niż kilkaset lat świetlnych od Ziemi. W tym przypadku natężenie promieniowania rentgenowskiego i promieniowania gamma obiektu mogło leżeć poniżej maksymalnej stacjonarnej jasności gwiazdy, którą obliczył w 1926 r. angielski astrofizyk Arthur Eddington (Arthur Eddington). Jest on określany przez ciśnienie promieniowania przechodzącego przez gorące zewnętrzne warstwy gwiazdy. Jeśli natężenie promieniowania przekroczy to maksimum, to jego ciśnienie pokona siłę grawitacyjną, spowoduje wyrzucenie materii gwiazdy i naruszy jej stacjonarność. A strumień promieniowania, mniejszy niż limit Eddingtona, nie jest trudny do wyjaśnienia. Na przykład niektórzy teoretycy sugerowali, że wybuch promieniowania może być spowodowany uderzeniem masy materii, takiej jak asteroida lub kometa, na położoną w pobliżu gwiazdę neutronową.

KANDYDACI NA MAGNETARY

W naszej Galaktyce i jej okolicach odkryto dwanaście obiektów, które mogą być magnetarami.

Dane obserwacyjne zmusiły naukowców do porzucenia tej hipotezy. Każda ze stacji kosmicznych odnotowała czas przybycia pierwszego impulsu twardego promieniowania, co pozwoliło zespołowi astronomów pod kierownictwem Thomasa Kline'a (Thomas Litton Cline) z NASA Goddard Space Flight Center na dokonanie triangulacji lokalizacji jego źródła. Okazało się, że pokrywa się on z Wielkim Obłokiem Magellana, małą galaktyką oddaloną od nas o 170 tysięcy lat świetlnych. Dokładniej, położenie źródła pokrywa się z młodą pozostałością supernowej - świetlistymi pozostałościami gwiazdy, która eksplodowała w Wielkim Obłoku Magellana 5 tysięcy lat temu. Jeśli to nie przypadek, źródło musi znajdować się tysiąc razy dalej od Ziemi niż pierwotnie sądzono, stąd jego intensywność musi być milion razy większa od limitu Eddingtona. W marcu 1979 r. to źródło wyodrębniło się w 0,2 sekundy. tyle energii, ile Słońce emituje w ciągu około 10 tysięcy lat, a energia ta była skoncentrowana w zakresie gamma, a nie rozłożona na całe spektrum promieniowania elektromagnetycznego.

Zwykła gwiazda nie może oddać tak dużo energii, więc źródłem musi być coś niezwykłego, na przykład czarna dziura lub gwiazda neutronowa. Opcja czarnej dziury została odrzucona, ponieważ natężenie promieniowania zmieniało się w okresie około 8 sekund, a czarna dziura jest obiektem bezstrukturalnym, który nie może emitować ściśle okresowych impulsów. Związek z pozostałością po supernowej dodatkowo wspiera hipotezę gwiazdy neutronowej, która obecnie uważana jest za powstanie, gdy paliwo jądrowe w jądrze zwykłej gwiazdy o dużej masie ulegnie wyczerpaniu i zapadnie się pod wpływem siły grawitacji, powodując wybuch supernowej.

Mimo to identyfikacja źródła wybuchu z gwiazdą neutronową nie rozwiązała problemu. Astronomowie wiedzą o kilku gwiazdach neutronowych znalezionych w pozostałościach po supernowych, są to pulsary radiowe - obiekty, które okresowo emitują impulsy fal radiowych. Jednak źródło rozbłysku w marcu 1979 roku obracało się w okresie około 8 sekund, czyli znacznie wolniej niż rotacja wszystkich znanych do tego czasu pulsarów radiowych. I nawet w „cichych” czasach emitował nieruchomy strumień promieniowania rentgenowskiego o tak dużym natężeniu, że spowolnienia rotacji gwiazdy neutronowej nie da się wytłumaczyć. Dziwne jest również to, że źródło jest wyraźnie przesunięte ze środka pozostałości po supernowej. Gdyby powstał w centrum pozostałości, to dla takiego przemieszczenia podczas eksplozji powinien osiągnąć prędkość 1000 km/s, co nie jest typowe dla gwiazd neutronowych.

Wreszcie same epidemie wydają się niewytłumaczalne. Rozbłyski rentgenowskie były już obserwowane w niektórych gwiazdach neutronowych, ale nigdy nie przekroczyły one limitu Eddingtona. Astronomowie przypisywali je procesom termojądrowego spalania wodoru lub helu lub procesom nagłej akrecji na gwieździe. Jednak intensywność rozbłysków SGR była bezprecedensowa i potrzebny był inny mechanizm, aby to wyjaśnić.

Zawsze zwalniam

Ostatni rozbłysk gamma ze źródła 5 marca 1979 r. został zarejestrowany w maju 1983 r. Dwa inne SGR znajdujące się w naszej Galaktyce odkryto w 1979 r. i pozostają aktywne do dziś, wytwarzając setki rozbłysków rocznie. W 1998 roku odkryto czwarty SGR. Trzy z tych czterech obiektów są prawdopodobnie związane z pozostałościami po supernowych. Dwie z nich znajdują się w pobliżu bardzo gęstych gromad masywnych młodych gwiazd, co sugeruje ich pochodzenie od takich gwiazd. Piąty kandydat SGR rozbłysnął tylko dwukrotnie, a jego dokładna pozycja na niebie nie została jeszcze ustalona.

DWA RODZAJE GWIAZD NEUTRONOWYCH

Struktura gwiazdy neutronowej oparta na teorii materii jądrowej. W skorupie gwiazdy neutronowej, która jest strukturą jąder atomowych i elektronów, mogą wystąpić trzęsienia gwiazd. Jądro składa się głównie z neutronów i prawdopodobnie kwarków. Atmosfera gorącej plazmy może rozciągać się tylko na kilka centymetrów.

W 1996 roku badacze Baolian L. Chang, Richard I. Epstein, Robert A. Guyer i C. AlexYoung z Los Alamos National Laboratory zauważyli, że wybuchy SGR są podobne do trzęsień ziemi: rozbłyski o niższej energii występują częściej. Ersin Gegus, absolwent Uniwersytetu Alabama w Huntsville, potwierdził to zachowanie dla dużej próbki rozbłysków z różnych źródeł. Podobne właściwości statystyczne charakteryzują systemy samoorganizujące się, które osiągają stan krytyczny, w którym niewielkie zaburzenie może wywołać reakcję łańcuchową. Takie zachowanie jest nieodłączne w wielu różnych układach — od zapadania się piaszczystych zboczy po rozbłyski magnetyczne na Słońcu.

Ale dlaczego gwiazdy neutronowe zachowują się w ten sposób? Badanie pulsarów radiowych, które są szybko obracającymi się gwiazdami neutronowymi o silnych polach magnetycznych, pomogło odpowiedzieć na to pytanie. Pole magnetyczne, utrzymywane przez prądy elektryczne płynące głęboko w gwieździe, obraca się wraz z gwiazdą. Wiązki fal radiowych emitowane są z biegunów magnetycznych gwiazdy i przemieszczają się w przestrzeni na skutek jej rotacji, jak światła nawigacyjne, w wyniku czego obserwuje się pulsacje. Pulsary emitują również strumienie naładowanych cząstek i fal elektromagnetycznych o niskiej częstotliwości, które odprowadzają energię z kątowej gwiazdy neutronowej, powodując stopniowe spowolnienie jej rotacji.

Być może najsłynniejszy pulsar znajduje się w Mgławicy Krab, pozostałości po supernowej, która eksplodowała w 1054 roku. Jego okres rotacji wynosi dziś 33 ms i zwiększa się o 1,3 ms co sto lat. Ekstrapolacja wsteczna daje wartość około 20 ms dla początkowego okresu pulsara. Naukowcy uważają, że rotacja pulsara będzie nadal spowalniać, a w końcu jego częstotliwość stanie się tak mała, że ​​nie będzie w stanie emitować impulsów radiowych. Szybkość zwalniania rotacji została zmierzona dla prawie wszystkich pulsarów radiowych i zgodnie z teorią zależy ona od natężenia pola magnetycznego gwiazdy. Z tych obserwacji wywnioskowano, że większość młodych pulsarów radiowych powinna mieć pole magnetyczne między 10^(12)$ a 10^(13)$G. (Dla porównania magnes w głośniku ma pole około 100 gausów.)

Na początku był piec konwekcyjny

Pytanie jednak pozostaje otwarte: skąd pochodzi pole magnetyczne? Większość astronomów zakłada, że ​​powstała w czasie, gdy gwiazda nie przeszła jeszcze jako supernowa. Wszystkie gwiazdy mają słabe pole magnetyczne i można je wzmocnić po prostu w wyniku jego kompresji. Zgodnie z równaniami elektrodynamiki Maxwella zmniejszenie rozmiaru namagnesowanego obiektu o połowę zwiększa siłę jego pola magnetycznego czterokrotnie. Podczas zapadania się jądra masywnej gwiazdy, kończącego się narodzinami gwiazdy neutronowej, jej rozmiar zmniejsza się o czynnik 10^5$, zatem pole magnetyczne musi wzrosnąć o czynnik 10^(10)$.

Jeśli pole magnetyczne jądra gwiazdy było wystarczająco silne od samego początku, kurczenie się jądra mogłoby wyjaśnić namagnesowanie pulsara. Niestety nie da się zmierzyć pola magnetycznego wewnątrz gwiazdy, więc nie da się przetestować hipotezy. Ponadto istnieją dość ważne powody, by sądzić, że kompresja gwiazdy nie jest jedynym powodem wzmocnienia pola.

W miarę ewolucji pole magnetyczne zmienia swój kształt, generując prądy elektryczne, które płyną wzdłuż linii pola magnetycznego na zewnątrz gwiazdy.

W gwieździe gaz może krążyć w wyniku konwekcji. Cieplejsze regiony zjonizowanego gazu rosną, podczas gdy chłodniejsze regiony opadają. Ponieważ zjonizowany gaz jest dobrym przewodnikiem prądu elektrycznego, wnikające w niego magnetyczne linie sił są unoszone przez przepływ materii. W ten sposób pole może się zmieniać, a czasem zintensyfikować. Zakłada się, że to właśnie to zjawisko, zwane mechanizmem dynamo, może być przyczyną występowania pól magnetycznych w gwiazdach i planetach. Mechanizm dynamo może działać na każdym etapie życia masywnej gwiazdy, jeśli jej turbulentne jądro obraca się wystarczająco szybko. Co więcej, to właśnie w krótkim okresie po przekształceniu jądra w gwiazdę neutronową konwekcja jest szczególnie silna.

W 1986 roku Adam Burrows z University of Arizona i James M. Lattimer z State University of New York wykazali za pomocą symulacji komputerowych, że temperatura nowo powstałej gwiazdy neutronowej przekroczyła 30 miliardów stopni. Gorąca ciecz jądrowa krąży z okresem 10 ms, posiadając ogromną energię kinetyczną. Około 10 sek. konwekcja gaśnie.

Krótko po symulacjach Burroughsa i Lattimera Duncan i Thompson z Uniwersytetu Princeton ocenili znaczenie tak silnej konwekcji dla formowania się pola magnetycznego gwiazdy neutronowej. Słońce może być wykorzystane jako punkt wyjścia. Kiedy materia krąży w niej, ciągnie za sobą magnetyczne linie siły, oddając około 10% swojej energii kinetycznej polu magnetycznemu. Jeśli poruszający się ośrodek wewnątrz gwiazdy neutronowej również zamienia jedną dziesiątą swojej energii kinetycznej w pole magnetyczne, wówczas natężenie pola powinno przekraczać 10$(15)$ G, czyli 1000 razy większe niż pola większości pulsarów radiowych.

To, czy dynamo będzie działać w całej objętości gwiazdy, czy tylko w jej poszczególnych obszarach, zależy od tego, czy prędkość obrotu gwiazdy jest porównywalna z prędkością konwekcji. W głębokich warstwach wewnątrz Słońca prędkości te są bliskie, a pole magnetyczne może „samoorganizować się” na dużą skalę. Podobnie, nowo narodzona gwiazda neutronowa ma okres rotacji nie dłuższy niż 10 ms, więc supersilne pola magnetyczne w niej mogą się rozprzestrzeniać szeroko. W 1992 roku nazwaliśmy takie hipotetyczne gwiazdy neutronowe magnetary .

Górna granica natężenia pola magnetycznego gwiazdy neutronowej wynosi około 10$(17)$G. Przy silniejszych polach materia wewnątrz gwiazdy zaczyna się mieszać, a pole magnetyczne rozprasza się. We Wszechświecie nie znamy obiektów, które mogą generować i utrzymywać pola magnetyczne przekraczające określony limit. Jednym ze skutków ubocznych naszych obliczeń jest wniosek, że pulsary radiowe to gwiazdy neutronowe, w których mechanizm dynamo na dużą skalę nie działał. Tak więc w przypadku pulsara Kraba młoda gwiazda neutronowa obracała się z okresem około 20 ms, czyli znacznie wolniej niż okres konwekcji.

Migoczący mały magnetar

Chociaż koncepcja magnetara nie została jeszcze wystarczająco rozwinięta, aby wyjaśnić naturę SGR, jej implikacje staną się teraz dla ciebie jasne. Pole magnetyczne powinno działać na obrót magnetara jak silny hamulec. Za 5 tysięcy lat pole o wartości 10^(15)$Gs spowolni rotację obiektu tak bardzo, że jego okres wyniesie 8 sekund, co wyjaśnia pulsacje promieniowania obserwowane podczas rozbłysku w marcu 1979 roku.

W miarę ewolucji pole magnetyczne zmienia swój kształt, generując prądy elektryczne płynące wzdłuż linii pola magnetycznego na zewnątrz gwiazdy, które z kolei generują promieniowanie rentgenowskie. W tym samym czasie pole magnetyczne przemieszcza się przez stałą skorupę magnetara, wytwarzając w niej naprężenia zginające i rozciągające. Powoduje to nagrzewanie się wewnętrznych warstw gwiazdy i czasami prowadzi do pęknięć w skorupie, którym towarzyszą silne „trzęsienia gwiazd”. Energia elektromagnetyczna uwalniana podczas tego procesu tworzy gęste obłoki elektronów i pozytonów, a także nagłe rozbłyski miękkiego promieniowania gamma o średniej sile, które dały nazwę okresowym źródłom SGR.

Rzadziej pole magnetyczne staje się niestabilne i ulega przegrupowaniu na dużą skalę. Podobne (ale mniejsze) emisje czasami występują na Słońcu, generując rozbłyski słoneczne. Magnetar może mieć wystarczająco dużo energii dla superpotężnych rozbłysków, takich jak ten zaobserwowany w marcu 1979 roku. Zgodnie z teorią, podczas pierwszej połowy sekundy gigantycznego wybuchu źródłem promieniowania była rozszerzająca się kula plazmy. W 1995 roku założyliśmy, że część jego materii została wychwycona przez linie pola magnetycznego i utrzymywana blisko gwiazdy. Ta uwięziona część stopniowo kurczyła się i odparowywała, stale emitując promieniowanie rentgenowskie. Na podstawie ilości uwolnionej energii obliczyliśmy, że do utrzymania tej ogromnej kuli plazmy potrzebne jest pole magnetyczne o wartości co najmniej 10$(14)$Gs, co odpowiada szacunkom dokonanym na podstawie szybkości zwalniania rotacji gwiazdy .

W 1992 roku Bohdan Paczinski z Princeton University dokonał niezależnej oceny pola magnetycznego, zauważając, że promieniowanie rentgenowskie może łatwiej przechodzić przez chmury elektronów, jeśli naładowane cząstki znajdują się w silnym polu magnetycznym. Aby natężenie strumienia rentgenowskiego w rozbłysku było tak duże, indukcja pola magnetycznego musiała przekroczyć 10$(14)$G.

EKSTREMALNE POLA MAGNETYCZNE

POLA MAGNETYCZNE mylą promieniowanie i materię

Dwójłomność próżni
Kiedy spolaryzowana fala świetlna (linia pomarańczowa) wejdzie w bardzo silne pole magnetyczne, zmienia swoją prędkość, a tym samym długość fali (linie czarne).

ROZDZIELANIE FOTONU
Fotony rentgenowskie łatwo dzielą się na dwie części lub łączą się ze sobą. Ten proces jest ważny w przypadku pól silniejszych niż 10^(14)$G.

TŁUMIENIE ROZPROSZENIA
Fala świetlna może przepuszczać elektron (czarna kropka) prawie bez zakłóceń, jeśli pole magnetyczne nie pozwala mu oscylować i wibrować z częstotliwością fali.

DEFORMACJA ATOMÓW
Pola silniejsze niż $10^9$G nadają orbitalom elektronowym kształt cygara. W polu o natężeniu 10$(14)$G atom wodoru kurczy się 200 razy.

Teorię komplikuje fakt, że natężenie pola magnetarów przekracza próg elektrodynamiczny kwantowy, który wynosi $4\cdot 10^(13)$G. W tak silnych polach zaczynają się dziać dziwne rzeczy: fotony rentgenowskie łatwo dzielą się na dwie części lub łączą się ze sobą. Sama próżnia jest spolaryzowana, w wyniku czego pojawia się w niej silna dwójłomność, jak w krysztale kalcytu. Atomy ulegają deformacji, zamieniając się w wydłużone cylindry o średnicy mniejszej niż długość fali Comptona elektronu (patrz tabela). Wszystkie te dziwne efekty wpływają na obserwacyjne manifestacje magnetarów. Fizyka tych zjawisk jest tak niezwykła, że ​​przyciąga tylko kilku badaczy.

Nowa epidemia

Naukowcy kontynuowali monitorowanie źródeł wybuchów promieniowania. Pierwsza okazja pojawiła się, gdy Compton Space Gamma Observatory NASA wykryło rozbłysk promieniowania gamma w październiku 1993 roku. To było długo oczekiwane przez Cuveliota, który dołączył do zespołu obserwatorium Huntsville. Urządzenie, które zarejestrowało zdarzenie, pozwoliło określić lokalizację źródła tylko z dokładnością do stosunkowo szerokiego pasa nieba. Kuveliotu zwrócił się o pomoc do japońskiego zespołu satelitarnego ASCA. Wkrótce Toshio Murakami i jego koledzy z Japońskiego Instytutu Badań Kosmicznych i Astronautyki odkryli jednorodnie emitujące źródło promieniowania rentgenowskiego w tym samym rejonie nieba. Potem nastąpił kolejny wzrost, usuwając wszelkie wątpliwości, że ten obiekt to SGR. Obiekt ten odkryto po raz pierwszy w 1979 roku, a następnie nadano mu nazwę SGR 1806-20.

W 1995 r. NASA wystrzeliła satelitę Rossi X-Ray Timing Explorer (RXTE), który został zaprojektowany do rejestrowania zmian natężenia promieniowania rentgenowskiego z dużą precyzją. Z jego pomocą Kuveliotou odkrył, że promieniowanie z SGR 1806-20 pulsowało z okresem 7,47 sekundy, zbliżonym do okresu 8 sekund obserwowanego w impulsie promieniowania w marcu 1979 roku (ze źródła SGR 0526-66). W ciągu następnych pięciu lat okres rotacji SGR zwiększył się o około 0,2%. Chociaż tempo zwalniania wydaje się niskie, jest wyższe niż w przypadku jakiegokolwiek znanego pulsara radiowego, co pozwala oszacować pole magnetyczne źródła na 10$(15)$G.

Do bardziej rygorystycznej weryfikacji modelu magnetara potrzebny był jeszcze jeden gigantyczny błysk. Wczesnym rankiem 27 sierpnia 1998 r., 19 lat po wybuchu, który zapoczątkował astronomię SGR, jeszcze potężniejsza fala promieniowania gamma dotarła na Ziemię z głębi kosmosu. W rezultacie detektory siedmiu naukowych stacji kosmicznych straciły skalę, a międzyplanetarna stacja NASA Comet Asteroid Rendezvous Flyby została zmuszona do przejścia w tryb awaryjnego wyłączenia. Promienie gamma uderzają w nocną stronę Ziemi ze źródła znajdującego się w zenicie nad środkiem Oceanu Spokojnego.

Tego wczesnego ranka inżynier elektryk Umran S. Inan i jego koledzy z Uniwersytetu Stanforda zbierali dane na temat propagacji fal radiowych o bardzo niskiej częstotliwości wokół Ziemi. O 03:22 czasu środkowoeuropejskiego wykryli gwałtowną zmianę w zjonizowanej górnej atmosferze: dolna granica jonosfery spadła z 85 do 60 km w ciągu pięciu minut. To niesamowite zjawisko spowodowała gwiazda neutronowa w odległej od nas części Galaktyki, oddalonej od Ziemi o 20 tysięcy lat świetlnych.

Kolejne dynamo

Wybuchy z 27 sierpnia 1998 r. były niemal kopią zdarzenia z marca 1979 r. W rzeczywistości jego energia była dziesięć razy mniejsza, ale ponieważ źródło znajdowało się bliżej Ziemi, intensywność rozbłysku gamma była znacznie większa niż jakakolwiek inna kiedykolwiek zarejestrowane wybuchy, pochodzące spoza Układu Słonecznego. W ostatnich kilkuset sekundach błysku zaobserwowano wyraźne pulsacje z okresem 5,16 sekundy. Korzystając z satelity RXTE, zespół Kuveliotu zmierzył tempo zwalniania gwiazdy. Okazało się, że jest to porównywalne z szybkością hamowania odpowiednio SGR 1806-20, ich pola magnetyczne są zbliżone. Tym samym do listy magnetarów dodano kolejny SGR. Precyzyjna lokalizacja źródeł w promieniowaniu rentgenowskim umożliwiła badanie ich za pomocą teleskopów radiowych i podczerwonych (ale nie w świetle widzialnym, które jest silnie pochłaniane przez pył międzygwiazdowy). Kilku astronomów zajęło się tym problemem, w tym Dale Frail z US National Radio Astronomy Laboratory i Shri Kulkarni z California Institute of Technology. Inne obserwacje wykazały, że wszystkie cztery potwierdzone SGR nadal emitują energię, choć w słabszym tempie, między wybuchami.

JAK WYSTĘPUJĄ BŁYSKI MAGNETARÓW?

Pole magnetyczne gwiazdy jest tak silne, że czasami dochodzi do pęknięć w stałej skorupie, uwalniając ogromne ilości energii.

1 Przez większość czasu magnetar jest spokojny, ale naprężenia wywołane przez pole magnetyczne w jego stałej skorupie stopniowo rosną.

2 W pewnym momencie naprężenia w skorupie przekraczają jej wytrzymałość na rozciąganie i pękają, prawdopodobnie na wiele małych kawałków.

3 To „trzęsienie gwiazd” generuje pulsujący prąd elektryczny, który szybko zanika, pozostawiając gorącą kulę plazmy.

4 Kula plazmowa schładza się, emitując promieniowanie rentgenowskie ze swojej powierzchni. Odparowuje w ciągu kilku minut.

Dziś możemy powiedzieć, że pola magnetyczne magnetarów są mierzone dokładniej niż pola magnetyczne pulsarów. W przypadku pojedynczych pulsarów, jedynym dowodem na to, że ich pola magnetyczne osiągają $10^(12)$ G, są zmierzone wartości spowolnienia ich rotacji. Podczas gdy połączenie szybkiego zwalniania i jasnych rozbłysków rentgenowskich dostarcza kilku niezależnych argumentów przemawiających za faktem, że pola magnetyczne magnetarów wahają się od 10^(14)$ do 10^(15)$G. Alaa Ibrahim i jego koledzy z NASA Goddard Space Flight Center przedstawili kolejny dowód wskazujący na silne pola magnetyczne magnetarów, a mianowicie spektralne pola rentgenowskie cyklotronu, generowane najwyraźniej przez protony krążące w polu magnetycznym o sile około $ 10 ^ (15) $Gs.

Zastanawiam się, czy magnetary są związane z innymi zjawiskami kosmicznymi poza SGR? Natura krótkich błysków gamma nie została jeszcze przekonująco wyjaśniona, ale niektóre z nich mogą być spowodowane błyskami na magnetarach w innych galaktykach. Obserwowany z bardzo dużych odległości nawet gigantyczny rozbłysk może być blisko granicy czułości teleskopu. W takim przypadku możliwe będzie naprawienie tylko krótkiego intensywnego rozbłysku twardego promieniowania gamma, więc teleskopy zarejestrują je jako GRB, a nie SGR.

W połowie lat 90. Thompson i Duncan zasugerowali, że anomalne pulsary rentgenowskie (AXP), obiekty podobne pod wieloma względami do SGR, również mogą być magnetarami. Jednak w takich pulsarach nie zaobserwowano żadnych rozbłysków. Jednak Victoria M. Kaspi i Fotis P. Gavriil z McGill University oraz Peter M. Woods z Narodowego Centrum Badań Kosmicznych i Technologii w Huntsville odnotowali epidemie w dwóch z siedmiu znanych AXP. Jeden z tych obiektów jest powiązany z pozostałościami młodej supernowej w gwiazdozbiorze Kasjopei, drugi AXP jest pierwszym kandydatem na magnetar zarejestrowany w świetle widzialnym. Trzy lata temu odkryli go Ferdi Hulleman i Martin van Kerkwijk z Uniwersytetu w Utrechcie (Holandia), którzy pracowali z Kulkarni. Od tego czasu Brian Kern i Christopher Martin z California Institute of Technology obserwowali jego jasność w świetle widzialnym. Jego promieniowanie słabnie i nasila się z okresem równym okresowi pulsacji promieniowania rentgenowskiego gwiazdy neutronowej. Obserwacje te potwierdzają pogląd, że AXP jest magnetarem. Gdyby była to zwykła gwiazda neutronowa otoczona dyskiem materii, jej promieniowanie widzialne i podczerwone byłoby znacznie intensywniejsze, a ich pulsacje znacznie słabsze.

Natura krótkich błysków gamma nie została jeszcze przekonująco wyjaśniona, ale niektóre z nich mogą być spowodowane błyskami na magnetarach w innych galaktykach.

Ostatnie odkrycia i całkowita cisza źródła wybuchów w Wielkim Obłoku Magellana przez 20 lat sugerują, że magnetary mogą pozostawać w stanie uśpienia przez kilka lat i dekad, a następnie nagle stać się bardzo aktywne. Niektórzy astronomowie uważają, że AXP jest średnio młodszy od SGR, ale kwestia pozostaje otwarta. Jeśli zarówno SGR, jak i AXP są magnetarami, to prawdopodobnie stanowią znaczną część całkowitej liczby gwiazd neutronowych.

Historia magnetarów przypomina nam, jak wiele jeszcze musimy się nauczyć o wszechświecie. Dziś wśród niezliczonych gwiazd ledwo możemy dostrzec tuzin magnetarów. Ujawniają się tylko przez ułamek sekundy w wiązkach rejestrowanych przez najbardziej wyrafinowane nowoczesne teleskopy. Przez 10 tysięcy lat ich pola magnetyczne zanikają i przestają emitować intensywne promieniowanie rentgenowskie. Tak więc kilkanaście odkrytych magnetarów wskazuje na istnienie ponad miliona, a być może setek milionów. Stare, ciemne, dawno wymarłe magnetary, niczym niesamowite światy, wędrują w przestrzeni międzygwiezdnej. Jaki sekret mamy jeszcze do odkrycia?

DODATKOWYLITERATURA:
Błysk! Polowanie na największe wybuchy we wszechświecie. Rządowy Schilling. Cambridge University Press, 2002.

O AUTORACH:
Chryssa Kouveliotou, Robert C. Duncan, Christopher Thompson badają magnetary od 40 lat. Kuveliotu jest obserwatorem w Narodowym Centrum Nauki i Technologii Kosmicznej w Huntsville w stanie Alabama. Oprócz powtarzających się miękkich rozbłysków gamma (SGR), obserwowane obiekty obejmują „zwykłe” rozbłyski gamma i binarne systemy rentgenowskie. Duncan i Thompson są teoretykami, pierwsi z University of Texas w Austin, a drudzy z Kanadyjskiego Instytutu Astrofizyki Teoretycznej w Toronto. Duncan bada supernowe, materię kwarkową i międzygalaktyczne obłoki gazu. Thompson badał różne tematy, od kosmicznych strun po upadek gigantycznych meteorytów we wczesnych stadiach Układu Słonecznego.

Zespołowi astronomów po raz pierwszy na świecie udało się zmierzyć pole magnetyczne w określonym punkcie na powierzchni magnetara. Magnetary są rodzajem gwiazdy neutronowej, gęstym i zwartym jądrem gigantycznej gwiazdy, której zewnętrzne warstwy zostały oderwane w wybuchu supernowej.

Magnetary mają najsilniejsze pole magnetyczne we wszechświecie. Do tej pory mierzono tylko ich pola o największej skali, ale dzięki nowej technologii i obserwacjom rentgenowskim magnetarów astronomowie zidentyfikowali silne, zlokalizowane pole magnetyczne na ich powierzchni.

Pole magnetyczne magnetara ma złożoną strukturę. Najłatwiejszy sposób na wykrycie i zmierzenie jego zewnętrznej części, która ma kształt i zachowanie podobne do konwencjonalnego magnesu dwubiegunowego.

Nowe badania przeprowadzono na magnetarze SGR 0418+5729. Obserwacje tego za pomocą kosmicznego teleskopu rentgenowskiego XMM-Newton wykazały, że kryje się w nim drugi - niezwykle silne pole magnetyczne.

„Ten magnetar ma pod powierzchnią silne pole. Jednak jedynym sposobem na wykrycie tego jest znalezienie luki w powierzchni, przez którą może wyrwać się ukryte pole ”- mówi jedna ze współautorów badania Sylvia Zane.

Takie przecieki magnetyczne pozwalają również wyjaśnić spontaniczne wybuchy promieniowania charakterystyczne dla magnetarów. Wypaczone pole magnetyczne uwięzione wewnątrz gwiazdy buduje napięcie pod jej powierzchnią, w pewnym momencie przebijając się przez „powłokę” i emitując nieoczekiwane rozbłyski promieniowania rentgenowskiego.

Magnetary są zbyt małe – mają tylko około 20 kilometrów średnicy – ​​i są odległe, by można je było zobaczyć nawet w najlepszych teleskopach. Astronomowie zauważają je jedynie za pomocą znaków pośrednich, mierząc zmiany w emisji promieniowania rentgenowskiego podczas rotacji gwiazdy.

„SGR 0418+5729 obraca się raz na 9 sekund. Odkryliśmy, że w pewnym punkcie tej rotacji jasność jego poświaty rentgenowskiej gwałtownie spada. Oznacza to, że coś w określonym punkcie na jego powierzchni pochłania promieniowanie” – dodaje współautor badania Roberto Turolla.

Zespół uważa, że ​​koncentracja protonów na niewielkim obszarze powierzchni magnetara – być może rzędu kilkuset metrów – pochłania to promieniowanie. Protony są skoncentrowane w tak małej objętości przez silne, zlokalizowane pole magnetyczne wydobywające się z wewnętrznych warstw gwiazdy, co stanowi mocny dowód na to, że czai się w niej drugie, skręcone pole magnetyczne.

„To zaskakujące odkrycie potwierdza również, że w zasadzie inne pulsary mogą ukrywać pod swoją powierzchnią podobnie silne pola magnetyczne. W rezultacie wiele pulsarów może się przełączać i tymczasowo stać się aktywnymi magnetarami - iz tego powodu w przyszłości możemy odkryć znacznie więcej magnetarów niż wcześniej sądzono. To zmusi nas do ponownego przemyślenia naszego rozumienia gwiazd neutronowych” – mówi Zane.

Ten typ gwiazdy jest niezwykle rzadki w przyrodzie. Nie tak dawno temu kwestia ich lokalizacji i ich natychmiastowego występowania pozostawiła uczonych astrologów w zawieszeniu. Ale dzięki Bardzo Dużemu Teleskopowi (VLT) znajdującemu się w Obserwatorium Panamskim w Chile, należącego do Europejskiego Obserwatorium Południowego i zebranym za jego pomocą danym, astronomowie mogą teraz śmiało wierzyć, że w końcu udało im się rozwiązać jedną z wielu tajemnic. tak niezrozumiałej dla nas przestrzeni.

Jak już wspomniano powyżej w tym artykule, magnetary są bardzo rzadkim typem gwiazd neutronowych, które charakteryzują się ogromną siłą (są najsilniejszymi znanymi obiektami w całym Wszechświecie) pola magnetycznego. Jedną z cech tych gwiazd jest to, że są stosunkowo małe i mają niesamowitą gęstość. Naukowcy sugerują, że masa zaledwie jednego kawałka tej materii, wielkości małej szklanej kulki, może osiągnąć ponad miliard ton.

Ten typ gwiazdy może powstać, gdy masywne gwiazdy zaczynają zapadać się pod wpływem własnej grawitacji.

Magnetary w naszej galaktyce

Droga Mleczna ma około trzech tuzinów magnetarów. Obiekt badany za pomocą Bardzo Dużego Teleskopu znajduje się w gromadzie gwiazd o nazwie Westerlund-1, a mianowicie w południowej części konstelacji Ołtarza, która znajduje się zaledwie 16 tysięcy lat świetlnych od nas. Gwiazda, która teraz stała się magnetarem, była około 40-45 razy większa od naszego Słońca. Ta obserwacja doprowadziła naukowców do konsternacji: w końcu gwiazdy o tak dużych rozmiarach, ich zdaniem, powinny zamieniać się w czarne dziury, gdy się zapadają.

Jednak fakt, że gwiazda, wcześniej nazywana CXOU J1664710.2-455216, zamieniła się w magnetar w wyniku własnego zapadnięcia się, dręczyło astronomów przez kilka lat. Jednak naukowcy zakładali, że poprzedziło to tak bardzo nietypowe i niezwykłe zjawisko.

Otwarta gromada gwiazd Westerlund 1. Zdjęcia przedstawiają magnetara i towarzyszącą mu gwiazdę, oderwane od niej przez eksplozję. Źródło: ESO

Stosunkowo niedawno, bo w 2010 roku, przedstawiono do dyskusji założenie, że magnetar pojawił się w wyniku bliskiej interakcji dwóch masywnych gwiazd. Zgodnie z tym założeniem gwiazdy obracały się jedna wokół drugiej, co spowodowało transformację. Obiekty te były tak blisko, że z łatwością zmieściłyby się w tak małej przestrzeni, jak odległość między orbitami Słońca i Ziemi.

Jednak do niedawna naukowcy zajmujący się tym problemem nie mogli znaleźć żadnych dowodów na wzajemne i tak bliskie współistnienie dwóch gwiazd w proponowanym modelu układu podwójnego. Ale za pomocą Bardzo Dużego Teleskopu astronomowie byli w stanie zbadać bardziej szczegółowo część nieba, która ich interesowała, w której znajdują się gromady gwiazd i znaleźć odpowiednie obiekty, których prędkość jest dość wysoka („uciekająca” lub „uciekająca” gwiazdy). Według jednej z teorii uważa się, że takie obiekty zostały wyrzucone z ich rodzimych orbit w wyniku wybuchu supernowych tworzących magnetary. I faktycznie znaleziono tę gwiazdę, którą naukowcy nazwali później Westerlund 1x5.

Autor, który opublikował dane z badań, Ben Ritchie, wyjaśnia rolę znalezionej „biegnącej” gwiazdy w następujący sposób:
„Znaleziona przez nas gwiazda nie tylko porusza się z ogromną prędkością, co prawdopodobnie było spowodowane wybuchem supernowej, ale tutaj wydaje się być tandemem jej zaskakująco małej masy, wysokiej jasności i składników bogatych w węgiel. To zaskakujące, ponieważ te cechy rzadko łączą się w jednym przedmiocie. Wszystko to wskazuje, że Westerlund 1x5 rzeczywiście mógł powstać w systemie binarnym.”

Na podstawie zebranych danych o tej gwieździe zespół astronomów zrekonstruował rzekomy model wyglądu magnetara. Zgodnie z proponowanym schematem zapas paliwa mniejszej gwiazdy był wyższy niż jej „towarzysza”. W ten sposób mała gwiazda zaczęła przyciągać górne kulki dużej, co doprowadziło do integracji silnego pola magnetycznego.

Po pewnym czasie mały obiekt stał się większy niż jego binarny towarzysz, co spowodowało odwrotny proces przenoszenia górnych warstw. Według jednego z uczestników eksperymentu, Francisco Najarro, te działania badanych obiektów dokładnie przypominają znaną zabawę dla dzieci „Przekaż to innemu”. Celem gry jest owinięcie przedmiotu kilkoma warstwami papieru i przekazanie go wokół kręgu dzieci. Każdy uczestnik musi odwinąć jedną warstwę opakowania, znajdując przy tym ciekawy drobiazg.

Teoretycznie większa z dwóch gwiazd zamienia się w mniejszą i jest wyrzucana z układu podwójnego w momencie, gdy druga gwiazda szybko obraca się wokół własnej osi i zamienia się w supernową. W tej sytuacji „biegnąca” gwiazda Westerlund 1x5 jest drugą gwiazdą w parze binarnej (nosi wszystkie znane cechy opisywanego procesu).
Naukowcy, którzy badali ten fascynujący proces, na podstawie danych zebranych podczas eksperymentu doszli do wniosku, że bardzo szybka rotacja i transfer masy między gwiazdami podwójnymi jest kluczem do powstania rzadkich gwiazd neutronowych, znanych również jako magnetary.

Film o magnetarze:

Ilustracja artysty przedstawiająca magnetar w bardzo bogatej i młodej gromadzie gwiazd. Źródło obrazu i prawa autorskie: ESO / L. Calçada.

Być może myślisz, że wszechświat jest idealny do życia. Jednak tak nie jest. Prawie cały wszechświat jest okropnym i wrogim miejscem, a my mieliśmy szczęście, że urodziliśmy się na praktycznie nieszkodliwej planecie w odległym regionie Drogi Mlecznej.

Tu na Ziemi możesz żyć długo i szczęśliwie, ale są takie miejsca we Wszechświecie, gdzie nie wytrzymasz nawet kilku sekund. Nie ma nic bardziej zabójczego niż obiekty pozostawione przez supernowe: gwiazdy neutronowe.

Jak wiecie, gwiazdy neutronowe powstają, gdy gwiazdy bardziej masywne niż nasze Słońce eksplodują jako supernowe. Kiedy te gwiazdy umierają, nie mogą oprzeć się silnej grawitacji i kurczą się do obiektów o średnicy kilkudziesięciu kilometrów. W wyniku tak ogromnego ciśnienia wewnątrz obiektu powstają neutrony.

W większości przypadków otrzymujesz gwiazdy neutronowe pierwszego typu - pulsary. Pulsar to maleńka gwiazda neutronowa, która obraca się z ogromną prędkością, osiągając czasami kilkaset obrotów na sekundę.

Jednak mniej więcej jedna na dziesięć gwiazd neutronowych staje się rzeczywiście czymś bardzo dziwnym. Staje się magnetarem - najbardziej tajemniczym i przerażającym obiektem we wszechświecie. Prawdopodobnie słyszałeś to słowo, ale co to jest?

Jak powiedziałem, magnetary to gwiazdy neutronowe powstałe w wyniku wybuchów supernowych. Ale co dzieje się podczas ich formowania się tak niezwykłego, że ich pole magnetyczne setki, tysiące, a nawet miliony razy przewyższa pola magnetyczne jakichkolwiek innych obiektów? W rzeczywistości astronomowie nie wiedzą dokładnie, co sprawia, że ​​pola magnetyczne magnetarów są tak potężne.

Artystyczna wizja połączenia dwóch gwiazd neutronowych. Źródło obrazu i prawa autorskie: Uniwersytet Warwick/Mark Garlick.

Zgodnie z pierwszą teorią, jeśli gwiazda neutronowa powstaje w wyniku gwałtownego obrotu, to wspólna praca konwekcji i rotacji, która ma dominujący wpływ w pierwszych kilku sekundach istnienia gwiazdy neutronowej, może doprowadzić do powstania gwiazdy neutronowej. silne pole magnetyczne. Proces ten znany jest naukowcom jako „aktywne dynamo”.

Jednak w wyniku ostatnich badań astronomowie zaproponowali drugą teorię powstawania magnetarów. Naukowcy odkryli magnetar, który w przyszłości opuści naszą galaktykę. Widzieliśmy już przykłady uciekających gwiazd i wszystkie one uzyskały swoją trajektorię w wyniku wybuchu supernowej w układzie podwójnym. Innymi słowy, ten magnetar był również częścią układu binarnego.

W takim układzie dwie gwiazdy krążą bliżej siebie niż Ziemia okrąża Słońce. Jest tak blisko, że materia w gwiazdach może przepływać tam iz powrotem. Po pierwsze, duża gwiazda zaczyna pęcznieć i przenosić materię na mniejszą gwiazdę. Ten wzrost masy prowadzi do wzrostu rozmiaru mniejszej gwiazdy i materia zaczyna płynąć z powrotem do pierwszej gwiazdy.

W końcu jedna z gwiazd eksploduje i odrzuca inną gwiazdę z dala od Drogi Mlecznej, a w miejscu wybuchu pozostaje niezwykła gwiazda neutronowa, to znaczy wszystkie te interakcje binarne zamieniły gwiazdę neutronową w magnetar. Być może jest to rozwiązanie zagadki magnetarowej.

Pole magnetyczne magnetara naprawdę cię przestraszy. Indukcja magnetyczna w centrum Ziemi wynosi około 25 gausów, ale na powierzchni planety nie przekracza 0,5 gausa. Zwykła gwiazda neutronowa ma pole magnetyczne o indukcji magnetycznej rzędu kilku bilionów gausów. Magnetary są 1000 razy silniejsze niż gwiazdy neutronowe.

Gwiezdne trzęsienia niszczące powierzchnię gwiazdy neutronowej wyobrażonej przez artystę. Źródło obrazu i prawa autorskie: Darlene McElroy z LANL.

Jedną z najciekawszych cech magnetarów jest to, że mogą doświadczać trzęsień gwiazd. Wiesz, że są trzęsienia ziemi, ale na gwiazdach będą to trzęsienia gwiazd. Kiedy powstają magnetary, mają gęstszą powłokę zewnętrzną. Ta „skorupa neutronowa” może pękać jak płyty tektoniczne na Ziemi. Kiedy tak się dzieje, magnetar emituje wiązkę promieniowania, którą możemy zobaczyć z dużych odległości.

W rzeczywistości najpotężniejsze trzęsienie gwiazd, jakie kiedykolwiek zarejestrowano, przydarzyło się magnetarowi o nazwie SGR 1806-20, który znajduje się około 50 000 lat świetlnych od Ziemi. W ciągu jednej dziesiątej sekundy ten magnetar uwolnił więcej energii niż Słońce wytwarza w ciągu 100 000 lat. I nie była to nawet eksplozja całego obiektu, tylko małe pęknięcie na powierzchni magnetara.

Magnetary to niesamowite i niebezpieczne przedmioty. Na szczęście są bardzo daleko i nie musisz się martwić o ich wpływ na Twoje życie.