Sirli maqnitarlar kainatdakı ən güclü maqnit sahəsinə malikdir. Magnetar – Hər şey haqqında Kosmik Jurnal İcmalı: Supermaqnitləşdirilmiş Neytron Ulduzları

Çox zəngin və gənc ulduz klasterində maqnitarı göstərən rəssamın illüstrasiyasında. Kredit: ESO / L. Calçada.

Bəlkə siz kainatın həyat üçün mükəmməl olduğunu düşünürsünüz. Lakin, belə deyil. Demək olar ki, bütün Kainat dəhşətli və düşmən bir yerdir və biz sadəcə olaraq xoşbəxtik ki, Süd Yolunun ucqar bir bölgəsində, demək olar ki, zərərsiz bir planetdə anadan olduq.

Burada Yer kürəsində uzun və xoşbəxt bir həyat yaşaya bilərsiniz, lakin Kainatda elə yerlər var ki, orada bir neçə saniyə belə davam etməyəcəksiniz. Heç bir şey fövqəlnovanın geridə qoyduğu obyektlərdən daha ölümcül deyil: neytron ulduzları.

Bildiyiniz kimi, neytron ulduzları bizim Günəşdən daha kütləsi olan ulduzlar fövqəlnova kimi partladıqda əmələ gəlir. Bu ulduzlar öləndə güclü cazibə qüvvəsinə tab gətirə bilmir və bir neçə on kilometr diametrli cisimlərə yıxılırlar. Bu qədər böyük təzyiq nəticəsində cismin daxilində neytronlar əmələ gəlir.

Əksər hallarda siz birinci növ neytron ulduzları - pulsarları alırsınız. Pulsar, böyük sürətlə fırlanan, bəzən saniyədə bir neçə yüz dövrə çatan kiçik bir neytron ulduzdur.

Bununla belə, təxminən on neytron ulduzdan biri həqiqətən çox qəribə bir şeyə çevrilir. O, maqnitara çevrilir - Kainatın ən sirli və dəhşətli obyekti. Yəqin ki, bu sözü eşitmisiniz, amma bu nədir?

Dediyim kimi, maqnitarlar fövqəlnova partlayışları nəticəsində əmələ gələn neytron ulduzlardır. Bəs onların əmələ gəlməsi zamanı baş verən qeyri-adi nə var ki, onların maqnit sahəsi hər hansı digər cisimlərin maqnit sahələrindən yüzlərlə, minlərlə və hətta milyonlarla dəfə çoxdur? Əslində, astronomlar maqnitarların maqnit sahələrini nəyin bu qədər güclü etdiyini dəqiq bilmirlər.

Rəssamın iki neytron ulduzunun birləşməsindən aldığı təəssürat. Kredit: Warwick Universiteti/Mark Garlick.

Birinci nəzəriyyəyə görə, əgər neytron ulduzu sürətlə fırlanaraq əmələ gəlirsə, o zaman neytron ulduzun mövcudluğunun ilk bir neçə saniyəsində dominant təsirə malik olan konveksiya və fırlanmanın birləşmiş işi güclü maqnit elementinin əmələ gəlməsinə səbəb ola bilər. sahə. Bu proses elm adamlarına “aktiv dinamo” kimi tanınır.

Bununla belə, son tədqiqatlar nəticəsində astronomlar maqnitarların əmələ gəlməsi üçün ikinci bir nəzəriyyə irəli sürdülər. Tədqiqatçılar gələcəkdə qalaktikamızı tərk edəcək maqnitar kəşf ediblər. Biz artıq qaçan ulduzların nümunələrini görmüşük və onların hamısı ikili sistemdə fövqəlnova partlayışı nəticəsində öz trayektoriyasını əldə etmişlər. Başqa sözlə, bu maqnitar da ikili sistemin bir hissəsi idi.

Belə bir sistemdə iki ulduz bir-birinin ətrafında Günəş ətrafında Yerə nisbətən daha yaxın fırlanır. O qədər yaxındır ki, ulduzlardakı material irəli-geri axına bilir. Birincisi, böyük ulduz şişirməyə və materialı kiçik ulduza ötürməyə başlayır. Kütlədəki bu artım kiçik ulduzun ölçüsünün artmasına səbəb olur və material yenidən birinci ulduza axmağa başlayır.

Nəhayət, ulduzlardan biri partlayır və digər ulduzu Samanyolundan kənara atır, geridə qeyri-adi bir neytron ulduzu qalır, yəni bütün bu ikili qarşılıqlı təsirlər neytron ulduzunu maqnitara çevirir. Bəlkə də bu, maqnit tapmacasının həllidir.

Maqnitarın maqnit sahəsi sizi həqiqətən qorxutacaq. Yerin mərkəzində maqnit induksiyası təxminən 25 Qauss təşkil edir, lakin planetin səthində 0,5 Qauss-dan çox deyil. Adi bir neytron ulduzu bir neçə trilyon Qauss maqnit induksiyası olan bir maqnit sahəsinə malikdir. Maqnetarlar da neytron ulduzlarından 1000 dəfə güclüdür.

Neytron ulduzun səthini məhv edən zəlzələlər haqqında rəssamın təəssüratı. Kredit: LANL-dan Darlene McElroy.

Ən çox biri maraqlı xüsusiyyətlər maqnitarlar starzəlzələləri yaşaya bilmələridir. Bilirsiniz ki, zəlzələlər olur, ancaq ulduzlarda zəlzələlər olacaq. Maqnitarlar meydana gəldikdə, daha sıx bir xarici qabığa sahib olurlar. Bu “neytron qabığı” Yerdəki tektonik plitələr kimi çatlaya bilər. Bu baş verdikdə, maqnitar böyük məsafələrdə görə biləcəyimiz bir şüa şüası yayır.

Əslində indiyə qədər qeydə alınmış ən güclü zəlzələlər Yerdən təxminən 50.000 işıq ili uzaqlıqda yerləşən SGR 1806-20 adlı maqnitarla baş verib. Bu maqnitar saniyənin onda birində Günəşin 100.000 ildə istehsal etdiyi enerjidən daha çox enerji buraxdı. Və bu, hətta bütün obyektin partlaması deyildi, sadəcə maqnitarın səthində kiçik bir çat idi.

Maqnitarlar heyrətamiz və təhlükəli obyektlərdir. Xoşbəxtlikdən, onlar çox uzaqdadırlar və onların həyatınıza təsirindən narahat olmaq lazım deyil.

(10 11 T-ə qədər). Maqnitarların nəzəri mövcudluğu 1992-ci ildə proqnozlaşdırılıb və onların real mövcudluğuna dair ilk dəlil 1998-ci ildə Aquila bürcündə SGR 1900+14 mənbəyindən güclü qamma-şüa və rentgen şüalanma partlayışını müşahidə edərkən əldə edilib. Bununla belə, hələ 1979-cu il martın 5-də müşahidə edilən məşəl də maqnitarla əlaqələndirilir. Maqnitarların ömrü təxminən 1 milyon ildir. Maqnetarlar kainatın ən güclü maqnit sahəsinə malikdir.

Təsvir

Maqnetarlar neytron ulduzunun az öyrənilmiş növüdür, çünki Yerə kifayət qədər yaxın olanlar azdır. Maqnetarların diametri təxminən 20-30 km-dir, lakin əksəriyyətinin kütləsi Günəşin kütləsindən böyükdür. Maqnitar o qədər sıxılıb ki, onun bir noxudunun çəkisi 100 milyon tondan çox olacaq. Ən çox tanınan maqnitarlar çox tez fırlanır, saniyədə ən azı bir neçə inqilab. Onlar rentgen şüalarına yaxın qamma radiasiyasında müşahidə edilir, lakin radio emissiyası yaymırlar. Bir maqnitarın həyat dövrü olduqca qısadır. Onların güclü maqnit sahələri təxminən 10 min ildən sonra yox olur, bundan sonra onların fəaliyyəti və rentgen şüalarının buraxılması dayanır. Bir fərziyyəyə görə, qalaktikamızda mövcud olduğu bütün dövr ərzində 30 milyona qədər maqnitar yarana bilərdi. Maqnetarlar ilkin kütləsi təxminən 40 M☉ olan kütləvi ulduzlardan əmələ gəlir.

Qamma radiasiyasının sonrakı pulsasiyaları ilə ilk məlum güclü flaş 1979-cu il martın 5-də Venera 11 və Venera 12 peyklərində aparılan Konus təcrübəsi zamanı qeydə alınıb və indi maqnitarla əlaqəli qamma pulsarının ilk müşahidəsi hesab olunur: 35. Sonradan bu cür emissiyalar 2004-cü ildə müxtəlif peyklər tərəfindən qeydə alınıb.

Maqnitar modeli

Məlum olan beşdən dördü SGR qalaktikamızın daxilində, biri isə ondan kənarda yerləşir.

Saniyənin onda bir neçəsi davam edən tipik bir alışma zamanı buraxılan enerjinin miqdarı Günəşin bütün il ərzində buraxdığı enerji ilə müqayisə edilə bilər. Bu inanılmaz enerji buraxılışlarına "ulduz zəlzələləri" səbəb ola bilər - neytron ulduzunun bərk səthinin (yer qabığının) qopması və maqnit sahəsi tərəfindən tutularaq onun dərinliklərindən güclü proton axınlarının buraxılması. elektromaqnit spektrinin qamma-şüaları və rentgen bölgələri.

Bu alovları izah etmək üçün maqnit - son dərəcə güclü maqnit sahəsinə malik neytron ulduzu konsepsiyası təklif edilmişdir. Əgər bir neytron ulduzu sürətlə fırlanarkən doğularsa, neytron ulduzun həyatının ilk bir neçə saniyəsində böyük rol oynayan fırlanma və konveksiyanın birgə təsiri "aktiv dinamo" kimi tanınan mürəkkəb bir proses vasitəsilə güclü bir maqnit sahəsi yarada bilər. " (Yerin və Günəşin daxilində bir maqnit sahəsinin necə yaradıldığına bənzər). Nəzəriyyəçilər bir neytron ulduzunun isti (~ 10 10 K) nüvəsində işləyən belə bir dinamonun ~ 10 15 G maqnit induksiyası olan bir maqnit sahəsi yarada biləcəyinə təəccübləndilər. Soyuduqdan sonra (bir neçə on saniyədən sonra) konveksiya və dinamo öz fəaliyyətini dayandırır.

Dövri partlayışlar zamanı güclü rentgen şüaları yayan başqa bir obyekt növü anomal rentgen pulsarları adlanan AXP (Anomal rentgen pulsarları)dır. SGR və AXP əksər adi radiopulsarlardan daha uzun orbital dövrlərə (2-12 s) malikdir. Hazırda SGR və AXP-nin obyektlərin vahid sinifini təmsil etdiyi güman edilir (2015-ci ilə qədər bu sinfin 20-yə yaxın nümayəndəsi məlumdur).

Məşhur maqnitarlar

2016-cı ilin mart ayından etibarən on bir maqnitar məlum idi, daha dörd namizəd təsdiqini gözləyirdi. Məlum maqnitarların nümunələri:

2008-ci ilin sentyabr ayına olan məlumata görə, ESO ilkin olaraq maqnitar olduğu düşünülən obyektin müəyyən edildiyini bildirir, SWIFT J195509+261406; ilkin olaraq qamma-şüa partlayışları (GRB 070610) ilə müəyyən edilmişdir.

Tam siyahı maqnitar kataloqda verilmişdir.

həmçinin bax

Qeydlər

1. Müasir rusdilli ədəbiyyatda “e” və “i” vasitəsilə yazı formaları yarışır. Populyar ədəbiyyatda və xəbər lentlərində ingilis dilindən izləmə kağızı üstünlük təşkil edir maqnitar - « maqnezium e tar", ekspertlər son vaxtlar yazmağa meyllidirlər" maqnezium Və tar"(məsələn, bax, Potekhin A. Yu. Neytron ulduzlarının fizikası // Fizika elmlərində irəliləyişlər, cild 180, səh. 1279-1304 (2010)). Bu cür yazıların lehinə arqumentlər, məsələn, S. B. Popov və M. E. Proxorovun icmalında verilir (istinadlar siyahısına baxın).
2. Tez-tez verilən suallar: Magnetars Sergey Popovdan neytron ulduzlarının ən qeyri-adi növləri haqqında 10 fakt Məşhur maqnitarlar
3. Ulduz hibrid: Pulsar plus magnetar - Populyar Mexanika
4. Əslində, bədən kütləsi kifayət qədər böyük deyilsə, bir maddə belə bir sıxlığa sahib ola bilməz. Əgər noxud böyüklüyündə bir hissə neytron ulduzundan təcrid olunarsa və onun qalan maddəsindən ayrılarsa, qalan kütlə əvvəlki sıxlığını saxlaya bilməyəcək və “noxud” partlayıcı şəkildə genişlənməyə başlayacaq.
5. Maqnitar (1999) (müəyyən edilməmiş) (əlçatmaz link). Alındı ​​17 dekabr 2007. Arxivləşdirildi 14 dekabr 2007.
6. 21-ci əsrin əvvəllərində "Fiziki minimum" Akademik Vitali Lazareviç Ginzburg
7. Maqnitarlar, Yumşaq Qamma Təkrarlayıcılar və Çox Güclü Maqnit Sahələri (müəyyən edilməmiş) . Robert C. Duncan, Ostindəki Texas Universiteti (mart 2003). Alındı ​​4 avqust 2009. Arxivləşdirildi 27 fevral 2012.
8. Nə qədər kütlə qara dəlik yaradır? , SpaceRef, 19/08/2010
9. Aleksey Ponyatov. Dürtüsel // Elm və həyat. - 2018. - No 10. - səh. 26-37.
10. Potekhin A.Y.., De Luca A., Pons J.A. Neytron Ulduzları-Termal Emitentlər (İngilis dili) // Space Sci. Rev. : jurnal. - N.Y.: Springer, 2015. - Oktyabr (cild 191, buraxılış 1). - S. 171-206. - DOI: 10.1007/s11214-014-0102-2. - arXiv: 1409.7666.

Bu tip ulduz təbiətdə olduqca nadirdir. Çox keçməmiş, onların yeri və dərhal baş verməsi sualı öyrənilən astroloqları qeyri-müəyyənliyə məruz qoydu. Lakin Avropa Cənub Rəsədxanasının Çilidəki Panama Rəsədxanasında yerləşən Çox Böyük Teleskopu (VLT) və onun köməyi ilə toplanmış məlumatlar sayəsində astronomlar indi inamla inana bilirlər ki, nəhayət belə anlaşılmaz bir təbiətin çoxsaylı sirlərindən birini həll edə bildilər. bizə kosmos.

Bu məqalədə yuxarıda qeyd edildiyi kimi, maqnitarlar nəhəng maqnit sahəsinin gücü ilə xarakterizə olunan çox nadir neytron ulduzlarıdır (onlar bütün Kainatda indiyə qədər məlum olan ən güclü cisimlərdir). Bu ulduzların xüsusiyyətlərindən biri də ölçülərinin nisbətən kiçik olması və inanılmaz sıxlığa malik olmasıdır. Elm adamları bu maddənin yalnız bir parçasının kütləsinin, kiçik bir şüşə topun ölçüsünün bir milyard tondan çox ola biləcəyini təklif edirlər.

Bu tip ulduzlar kütləvi ulduzlar öz cazibə qüvvəsi altında çökməyə başlayanda yarana bilər.

Qalaktikamızdakı maqnitarlar

Süd Yolunda təxminən üç maqnitar var. Çox Böyük Teleskopun tədqiq etdiyi obyekt Westerlund 1 adlı ulduzlar çoxluğunda, daha doğrusu bizdən cəmi 16 min işıq ili uzaqlıqda yerləşən Altar bürcünün cənub hissəsində yerləşir. İndi maqnitar halına gələn ulduz Günəşimizdən təxminən 40-45 dəfə böyük idi. Bu müşahidə alimləri çaşqınlığa sürüklədi: axı belə böyük ölçülü ulduzlar, onların fikrincə, qara dəliklərə çökməlidir.

Lakin əvvəllər CXOU J1664710.2-455216 adlandırılan ulduzun öz çökməsi nəticəsində maqnitara çevrilməsi astronomları bir neçə il əzablandırdı. Ancaq yenə də elm adamları belə çox atipik və qeyri-adi bir hadisədən əvvəl nəyin baş verdiyini fərz etdilər.

Açıq ulduz klasteri Westerlund 1. Şəkillərdə partlayış nəticəsində ondan qopmuş maqnitar və onun yoldaşı ulduz göstərilir. Mənbə: ESO

Bu yaxınlarda, 2010-cu ildə bir maqnitarın iki böyük ulduz arasında sıx qarşılıqlı təsir nəticəsində yarandığı irəli sürüldü. Bu fərziyyədən sonra ulduzlar bir-birinin ətrafında dönərək çevrilməyə səbəb oldu. Bu cisimlər o qədər yaxın idilər ki, Günəşlə Yerin orbitləri arasındakı məsafə kimi kiçik bir məkana asanlıqla sığa bilirdilər.

Lakin son vaxtlara qədər bu problem üzərində çalışan elm adamları ikili sistemin təklif olunan modelində iki ulduzun qarşılıqlı və belə yaxın mövcudluğuna dair heç bir sübut tapa bilmədilər. Lakin Çox Böyük Teleskopun köməyi ilə astronomlar ulduz klasterlərinin yerləşdiyi səmanın onları maraqlandıran sahəsini daha ətraflı öyrənə və hərəkət sürəti kifayət qədər yüksək olan uyğun obyektləri ("qaçaq") tapa bildilər. və ya “qaçan” ulduzlar). Bir nəzəriyyəyə görə, belə cisimlərin maqnitarlar əmələ gətirən fövqəlnovaların partlaması nəticəsində doğma orbitlərindən atıldığı güman edilir. Və əslində bu ulduz tapıldı, sonralar alimlər hansını Vesterlund 1?5 adlandırdılar.

Araşdırmanı dərc edən müəllif Ben Ritçi tapılan “qaçan” ulduzun rolunu belə izah edir:
“Bizim tapdığımız ulduzun nəinki böyük bir hərəkət sürəti var ki, bu da çox güman ki, fövqəlnova partlayışından qaynaqlanır, həm də burada onun təəccüblü dərəcədə aşağı kütləsi, yüksək parlaqlığı və karbonla zəngin komponentlərinin tandemini görürük. Bu təəccüblüdür, çünki bu keyfiyyətlər nadir hallarda bir obyektdə birləşdirilir. Bütün bunlar onu göstərir ki, Westerlund 1?5 həqiqətən də ikili sistemdə yarana bilərdi”.

Bu ulduz haqqında toplanan məlumatlarla astronomlar qrupu maqnitarın görünüşü üçün təklif olunan modeli yenidən qurdular. Təklif olunan sxemə görə, kiçik ulduzun yanacaq ehtiyatı onun “yoldaşından” daha yüksək idi. Beləliklə, kiçik ulduz böyük olanın yuxarı toplarını çəkməyə başladı və bu, güclü bir maqnit sahəsinin inteqrasiyasına səbəb oldu.

Bir müddət sonra kiçik cisim onun ikili yoldaşından daha böyük oldu, bu da yuxarı təbəqələrin tərs köçürmə prosesinə səbəb oldu. Təcrübə iştirakçılarından biri olan Fransisko Najarronun sözlərinə görə, tədqiq olunan obyektlərin bu hərəkətləri məşhur uşaq oyununu “Başqasına ötür” oyununu tamamilə xatırladır. Oyunun məqsədi bir obyekti bir neçə təbəqə kağıza bükmək və uşaqlardan ibarət bir dairə ətrafında keçirməkdir. Maraqlı biblo tapmaq üçün hər bir iştirakçı bir qat sarğı açmalıdır.

Nəzəri olaraq, iki ulduzdan böyüyü daha kiçikə çevrilir və ikili sistemdən kənara atılır, eyni zamanda ikinci ulduz öz oxu ətrafında sürətlə fırlanır və fövqəlnovaya çevrilir. Bu vəziyyətdə, "qaçan" ulduz, Westerlund 1?5, ikili cütlükdə ikinci ulduzdur (o, təsvir olunan prosesin bütün məlum əlamətlərini daşıyır).
Bu füsunkar prosesi tədqiq edən elm adamları təcrübə zamanı topladıqları məlumatlardan belə nəticəyə gəliblər ki, ikili ulduzlar arasında çox sürətli fırlanma və kütlə köçürməsi maqnitarlar kimi tanınan nadir neytron ulduzlarının əmələ gəlməsinin açarıdır.

Magnetar haqqında video:

Dünyada ilk dəfə olaraq astronomlar qrupu maqnit sahəsinin müəyyən nöqtəsində maqnit sahəsini ölçməyə nail olub. Maqnetarlar neytron ulduzunun bir növüdür, xarici təbəqələri fövqəlnova partlayışı nəticəsində atılan nəhəng ulduzun sıx və yığcam nüvəsidir.

Maqnetarlar kainatın ən güclü maqnit sahəsinə malikdir. İndiyədək onların yalnız ən böyük miqyaslı sahələri ölçülürdü, lakin yeni texnologiya və maqnitarların rentgen müşahidələrindən istifadə edərək astronomlar onların səthində güclü, lokallaşdırılmış maqnit sahəsini müəyyən ediblər.

Maqnitarın maqnit sahəsi mürəkkəb bir quruluşa malikdir. Adi bipolyar maqnit kimi bir forma və davranışa malik olan xarici hissəsini aşkar etmək və ölçmək üçün ən asan yol.

Yeni tədqiqat SGR 0418+5729 maqnitarında aparılıb. Onun XMM-Nyuton rentgen kosmik teleskopundan istifadə etməklə apardığı müşahidələr göstərdi ki, onun içərisində ikinci, son dərəcə güclü maqnit sahəsi gizlənib.

“Bu maqnitarın səthinin altında güclü bir sahə var. Bununla belə, onu aşkar etməyin yeganə yolu səthdə gizli sahənin qaça biləcəyi bir dəlik tapmaqdır”, - tədqiqatın həmmüəlliflərindən biri Silvia Zane deyir.

Belə maqnit sızmaları həm də maqnitarlara xas olan radiasiyanın spontan partlayışlarını izah etməyə kömək edir. Ulduzun içərisində sıxışan bükülmüş maqnit sahəsi onun səthinin altında gərginlik yaradır, müəyyən bir anda “qabığı” yarır və gözlənilməz rentgen şüaları yayır.

Maqnitarlar çox kiçikdir - diametri cəmi 20 kilometrdir - və hətta ən yaxşı teleskoplar tərəfindən görülə bilməyəcək qədər uzaqdır. Astronomlar ulduzun fırlanması zamanı rentgen şüalarının yayılmasındakı dəyişiklikləri ölçməklə onları yalnız dolayı yolla görürlər.

“SGR 0418+5729 9 saniyədə bir dəfə orbitə çıxır. Bu fırlanmanın müəyyən bir nöqtəsində onun rentgen şüalarının parlaqlığının kəskin şəkildə azaldığını gördük. Bu o deməkdir ki, onun səthində müəyyən bir nöqtədə bir şey radiasiyanı udur”, - tədqiqatın həmmüəllifi Roberto Turolla əlavə edir.

Komanda hesab edir ki, maqnitarın səthinin kiçik bir sahəsindəki protonların konsentrasiyası - bəlkə də bir neçə yüz metrə yaxın - bu radiasiyanı udur. Protonlar ulduzun daxili təbəqələrindən qaçan güclü lokallaşdırılmış maqnit sahəsi tərəfindən o qədər kiçik həcmdə cəmlənir və bu, ikinci, bükülmüş maqnit sahəsinin içində gizləndiyini sübut edir.

“Bu maraqlı kəşf həmçinin təsdiqləyir ki, prinsipcə, digər pulsarlar öz səthlərinin altında oxşar güclü maqnit sahələrini gizlədə bilirlər. Nəticədə, bir çox pulsar dəyişə bilər və müvəqqəti olaraq aktiv maqnitarlara çevrilə bilər - və buna görə biz gələcəkdə əvvəllər düşünüldüyündən daha çox maqnitaor kəşf edə bilərik. Bu, bizi neytron ulduzları haqqında anlayışımızı əhəmiyyətli dərəcədə yenidən nəzərdən keçirməyə məcbur edəcək,” Zane deyir.

Bəzi ulduzlar o qədər güclü maqnitlənir ki, onlar maqnit sahəsinin enerjisi hesabına nəhəng alovlar buraxır və vakuumun kvant xassələrini əhəmiyyətli dərəcədə dəyişir. Bir maqnituda "ulduzlu zəlzələ" böyük miqdarda elektromaqnit enerjisi (21 ballıq zəlzələnin enerjisinə bərabərdir) buraxır və maqnit sahəsi tərəfindən tutulan isti plazma topunu çıxarır.

5 mart 1979-cu ildə Venera 11 və Venera 12 Sovet kosmik stansiyaları öz eniş aparatlarını Veneranın zəhərli atmosferinə ataraq daxili Günəş Sistemi vasitəsilə elliptik orbitlərdə uçmağa davam etdilər. Hər iki stansiyanın göyərtəsindəki radiasiya sayğacları saniyədə 100 hesabla dəyişirdi. Bununla belə, Mərkəzi Avropa vaxtı ilə (EST) saat 10:51-də qamma şüalanma axını cihazlara dəyib. Bir millisaniyənin bir hissəsində radiasiya səviyyəsi saniyədə 200 mini keçib. 11 saniyədən sonra. Qamma radiasiya axını NASA-nın Helios-2 kosmik zondunu əhatə etdi, o da Günəş ətrafında orbitdə hərəkət edirdi. Aydın oldu ki, Günəş sistemindən yüksək enerjili radiasiyanın düz cəbhəsi keçib. Tezliklə o, Veneraya çatdı və onun ətrafında fırlanan Pioneer VenusOrbiter peykindəki detektor miqyasından çıxdı. Bir neçə saniyə sonra axın Yerə çatdı və ABŞ Müdafiə Nazirliyinin üç Vela peyki, Sovet Proqnoz-7 peyki və Eynşteyn kosmik rəsədxanası tərəfindən aşkar edildi. Nəhayət, Günəş sistemindən keçərkən dalğa cəbhəsi Beynəlxalq Günəş-Yer Tədqiqatçı kosmik stansiyasına dəydi.

Yüksək enerjili sərt qamma radiasiyasının partlaması Günəş sistemindən kənardan gələn bütün əvvəlkilərdən 100 dəfə daha intensiv idi və cəmi 0,2 saniyə davam etdi. Bunun ardınca 8 saniyə müddətində pulsasiya edən yumşaq rentgen və qamma radiasiya axını gəldi. və üç dəqiqədən sonra öldü. 14,5 saat sonra, martın 6-da saat 01:17-də göy sferasında eyni nöqtədə qamma şüalanmasının növbəti, lakin daha zəif parlaması müşahidə edildi. Növbəti dörd il ərzində Leninqrad Fizika-Texnika İnstitutunun bir qrup alimi. A.F.Ioffe, Evgeniy Mazetz-in rəhbərliyi altında daha 16 epidemiya qeydə aldı. Onlar intensivlik baxımından müxtəlif idi, lakin 5 mart 1979-cu il partlayışından daha zəif və qısa idi.

Astronomlar heç vaxt belə bir şeylə qarşılaşmayıblar. Birincisi, yeni partlayışlar bir sıra cəhətlərinə görə onlardan fərqlənsə də, artıq tanınmış və tədqiq edilmiş qamma-şüa partlayışlarının (Gamma-Ray Bursts, GRB) kataloqlarına daxil edilmişdir. 80-ci illərdə Berkli Kaliforniya Universitetindən Kevin C. Hurley, oxşar partlayışların səmanın digər iki bölgəsində də baş verdiyini kəşf etdi. Bütün bu mənbələr yalnız bir dəfə alovlanan GRB-dən fərqli olaraq dəfələrlə alovlandı (bax: №4 "Elm Dünyasında." Neil Gehrels, Luigi Piroi Peter Leonard, "The Brightest Explosions in World"). 1986-cı ilin iyulunda Tuluzada keçirilən konfransda astronomlar bu mənbələrin səmadakı mövqeyi barədə razılığa gəldilər və onları “yumşaq qamma təkrarlayıcılar” (SGR) adlandırdılar.

İCARƏ: SÜPERMAQNİTLİKLƏŞMİŞ NEYTRON ULDUZLARI

• Astronomlar qamma-şüaları və rentgen şüalarının güclü partlayışları yayan bir neçə ulduz kəşf etdilər ki, bu da bütün digər məlum təkrarlanan partlayışlardan milyonlarla dəfə daha parlaq ola bilər. Bu enerjilərin və radiasiya pulsasiyalarının nəhəng miqyası neytron ulduzları - Kainatdakı ikinci ən ekstremal (qara dəliklərdən sonra) cisimləri göstərir.
• Bu neytron ulduzları ölçülmüş ən güclü maqnit sahələrinə malikdirlər, buna görə də onlara maqnitarlar deyilir. Müşahidə olunan məşəllər zəlzələlərə bənzər maqnit qeyri-sabitliyi ilə bağlı ola bilər.
• Milyonlarla maqnitar bizim Qalaktikamızda aşkar edilmədən sürüşür, çünki... yalnız 10 min il aktiv olaraq qalır.

Bu yazının müəlliflərindən ikisi Duncan və Thompson bu qəribə obyektlərin izahını tapana qədər daha yeddi il çəkdi və yalnız 1988-ci ilə qədər Kouveliotou və komandası təklif olunan modeli dəstəkləmək üçün inandırıcı dəlil tapdı. Son müşahidələr göstərdi ki, bütün bunlar anomal rentgen pulsarları (AXP) kimi tanınan sirli göy cisimlərinin başqa bir növü ilə bağlıdır.

Neytron ulduzları məlum olan ən sıx göy cisimləridir: onların kütləsi Günəşin kütləsindən bir qədər böyükdür, diametri cəmi 20 km olan bir topda cəmləşmişdir. SGR tədqiqatı göstərdi ki, bəzi neytron ulduzlarının o qədər güclü maqnit sahəsi var ki, bu, ulduzların daxilindəki maddənin xassələrini və onların ətrafındakı vakuumun kvant vəziyyətini əhəmiyyətli dərəcədə dəyişir və bu, Kainatın başqa yerlərində müşahidə olunmayan fiziki təsirlərə gətirib çıxarır.

Heç kim gözləmirdi

1979-cu ilin martında radiasiya partlaması çox güclü olduğu üçün nəzəriyyəçilər onun mənbəyinin Yerdən bir neçə yüz işıq ilindən çox olmayan bir yerdə, bizim Qalaktikamızda olduğunu irəli sürdülər. Bu halda obyektin rentgen və qamma şüalanmasının intensivliyi 1926-cı ildə ingilis astrofiziki Artur Eddinqton tərəfindən hesablanmış ulduzun maksimum stasionar parlaqlığından aşağı ola bilər. Ulduzun isti xarici təbəqələrindən keçən radiasiya təzyiqi ilə müəyyən edilir. Əgər şüalanmanın intensivliyi bu maksimumu keçərsə, onda onun təzyiqi cazibə qüvvəsini aşacaq, ulduzdan maddənin atılmasına səbəb olacaq və onun stasionar vəziyyətini pozacaq. Və Eddinqton limitindən az olan radiasiya axını izah etmək çətin deyil. Məsələn, bəzi nəzəriyyəçilər radiasiyanın partlamasına asteroid və ya kometa kimi bir maddənin yaxınlıqdakı neytron ulduzunu vurması nəticəsində yarana biləcəyini irəli sürdülər.

MAGNITUDA NAMİZƏLƏR

Qalaktikamızda və onun ətrafında maqnitar ola biləcək on iki obyekt aşkar edilmişdir.

Müşahidə məlumatları alimləri bu fərziyyədən əl çəkməyə məcbur etdi. Kosmik stansiyaların hər biri NASA Goddard Kosmik Uçuş Mərkəzindən Tomas Litton Klaynın başçılıq etdiyi astronomlar qrupuna onun mənbəyinin yerini üçbucaqlı şəkildə müəyyən etməyə imkan verən ilk sərt radiasiya partlayışının gəliş vaxtını qeyd etdi. Məlum oldu ki, o, bizdən təqribən 170 min işıq ili uzaqlıqdakı kiçik qalaktika olan Böyük Magellan Buludu ilə üst-üstə düşür. Daha doğrusu, mənbənin mövqeyi gənc fövqəlnova qalığı - 5 min il əvvəl Böyük Magellan Buludunda partlamış ulduzun parlaq qalıqları ilə üst-üstə düşür. Əgər bu təsadüf deyilsə, mənbə Yerdən ilkin düşündüyündən min dəfə uzaqda olmalıdır, ona görə də onun intensivliyi Eddinqton limitindən milyon dəfə çox olmalıdır. 1979-cu ilin martında bu mənbə 0,2 saniyəyə ayrıldı. Günəşin təxminən 10 min ildə buraxdığı qədər enerji və bu enerji qamma diapazonunda cəmləşdi və bütün elektromaqnit şüalanma spektrinə yayılmadı.

Adi bir ulduz bu qədər enerji buraxa bilməz, ona görə də mənbə qeyri-adi bir şey olmalıdır, məsələn, qara dəlik və ya neytron ulduzu. Qara dəlik variantı rədd edildi, çünki radiasiya intensivliyi təxminən 8 saniyə müddətində dəyişdi və qara dəlik ciddi dövri impulslar buraxa bilməyən struktursuz bir obyektdir. Fövqəlnova qalığı ilə əlaqə neytron ulduzu fərziyyəsini daha da gücləndirir ki, bu hipotezin indi adi yüksək kütləli ulduzun nüvəsindəki nüvə yanacağı ehtiyatı tükəndikdə və onun cazibə qüvvələrinin təsiri altında çökərək fövqəlnova partlayışına səbəb olduğu güman edilir.

Yenə də neytron ulduzu ilə partlamaların mənbəyini müəyyən etmək problemi həll etməyib. Astronomlar fövqəlnova qalıqlarında tapılan bir neçə neytron ulduzları bilirlər; bunlar radio pulsarlardır - vaxtaşırı radio dalğalarının impulsları yayan obyektlər. Bununla belə, 1979-cu ilin martında partlayışın mənbəyi təxminən 8 saniyəlik dövrə ilə fırlandı ki, bu da o dövrdə məlum olan bütün radio pulsarların fırlanmasından xeyli yavaşdır. Və hətta "sakit" vaxtlarda belə, o qədər yüksək intensivliyə malik davamlı rentgen şüalanma axını yayırdı ki, neytron ulduzunun fırlanma sürətinin yavaşlamasını izah etmək mümkün deyil. Mənbənin fövqəlnova qalığının mərkəzindən nəzərəçarpacaq dərəcədə yerdəyişməsi də qəribədir. Əgər qalığın mərkəzində əmələ gəlibsə, onda belə yerdəyişmə üçün o, partlayış zamanı neytron ulduzları üçün xarakterik olmayan 1000 km/s sürət əldə etməlidir.

Nəhayət, epidemiyaların özləri izaholunmaz görünür. Bəzi neytron ulduzlarından əvvəllər rentgen şüalarının partlamaları müşahidə edilmişdi, lakin onlar heç vaxt Eddinqton həddini keçməmişdir. Astronomlar bunları hidrogenin və ya heliumun termonüvə yanması proseslərinə və ya ulduza qəfil yığılma proseslərinə aid etdilər. Bununla belə, SGR məşəllərinin intensivliyi görünməmiş idi və bunu izah etmək üçün fərqli mexanizm tələb olunurdu.

Həmişə yavaşlayır

5 mart 1979-cu il tarixində mənbədən sonuncu qamma-şüa partlaması 1983-cü ilin mayında aşkar edilmişdir. Bizim Qalaktikamızda yerləşən digər iki SGR 1979-cu ildə kəşf edilmişdir və bu gün də aktiv olaraq qalır və ildə yüzlərlə partlayış yaradır. 1998-ci ildə dördüncü SGR kəşf edildi. Bu dörd obyektdən üçü çox güman ki, fövqəlnova qalıqları ilə əlaqələndirilir. Onlardan ikisi kütləvi gənc ulduzların çox sıx qruplarının yaxınlığında yerləşir ki, bu da onların bu cür ulduzlardan yarandığını göstərir. Beşinci SGR namizədi cəmi iki dəfə alovlandı və onun səmadakı dəqiq mövqeyi hələ müəyyən edilməyib.

İKİ NÖVT NEYTRON ULDUZLARI

Nüvə maddə nəzəriyyəsinə əsaslanan neytron ulduz quruluşu. Atom nüvələri və elektronlardan ibarət bir quruluş olan neytron ulduzun qabığında zəlzələlər baş verə bilər. Nüvə əsasən neytronlardan və bəlkə də kvarklardan ibarətdir. İsti plazmanın atmosferi yalnız bir neçə santimetrə qədər uzana bilər.

1996-cı ildə Los Alamos Milli Laboratoriyasından tədqiqatçılar Baolian L. Chang, Richard I. Epstein, Robert A. Guyer və C. AlexYoung qeyd etdi ki, SGR-lərin baş vermələri zəlzələlərə bənzəyir: daha kiçik enerji partlayışları daha tez-tez baş verir. Alabama Huntsville Universitetinin məzunu Ersin Gegus bu davranışı müxtəlif mənbələrdən böyük bir alov nümunəsi üçün təsdiqlədi. Oxşar statistik xüsusiyyətlər, kiçik bir pozğunluğun zəncirvari reaksiyaya səbəb ola biləcəyi kritik bir vəziyyətə çatan özünü təşkil edən sistemlər üçün xarakterikdir. Bu davranış müxtəlif sistemlərə xasdır - qumlu yamacların dağılmasından Günəşdəki maqnit alovlarına qədər.

Bəs neytron ulduzları niyə belə davranırlar? Güclü maqnit sahələri ilə sürətlə fırlanan neytron ulduzları olan radiopulsarların tədqiqi suala cavab verməyə kömək etdi. Ulduzun dərinliklərində axan elektrik cərəyanları tərəfindən dəstəklənən maqnit sahəsi ulduzla birlikdə fırlanır. Radio dalğalarının şüaları ulduzun maqnit qütblərindən yayılır və mayak fənərinin siqnal işıqları kimi fırlanması səbəbindən kosmosda hərəkət edir və pulsasiyalarla nəticələnir. Pulsarlar həmçinin yüklü hissəciklər və aşağı tezlikli elektromaqnit dalğaları yayırlar ki, bu da bucaqlı neytron ulduzdan enerjini uzaqlaşdırır və onun fırlanmasının tədricən yavaşlamasına səbəb olur.

Bəlkə də ən məşhur pulsar 1054-cü ildə partlamış fövqəlnovanın qalığı olan Crab Dumanlığında yerləşir. Onun fırlanma müddəti bu gün 33 ms təşkil edir və hər yüz ildən bir 1,3 ms artır. Geri ekstrapolyasiya pulsarın ilkin dövrü üçün təxminən 20 ms dəyər verir. Alimlər hesab edirlər ki, pulsarın fırlanması ləngiməkdə davam edəcək və nəticədə onun tezliyi o qədər aşağı olacaq ki, o, radio impulsları buraxa bilməyəcək. Fırlanma sürətinin ləngiməsi demək olar ki, bütün radiopulsarlar üçün ölçülmüşdür və nəzəriyyəyə görə, bu, ulduzun maqnit sahəsinin gücündən asılıdır. Bu müşahidələrdən belə nəticəyə gəlindi ki, əksər gənc radio pulsarların maqnit sahəsi $10^(12)$ ilə $10^(13)$G arasında olmalıdır. (Müqayisə üçün: dinamik dinamikindəki bir maqnit təxminən 100 Gauss sahəsinə malikdir.)

Əvvəlcə konveksiya sobası var idi

Yenə də sual açıq qalır: maqnit sahəsi haradan gəlir? Əksər astronomlar onun ulduzun hələ fövqəlnovaya getmədiyi bir vaxtda yarandığını güman edirlər. Bütün ulduzların zəif maqnit sahəsi var və o, sadəcə sıxılması nəticəsində güclənə bilər. Maksvellin elektrodinamika tənliklərinə görə, maqnitləşdirilmiş obyektin ölçüsünü iki dəfə azaltmaq onun maqnit sahəsinin gücünü dörd dəfə artırır. Neytron ulduzunun doğulması ilə bitən kütləvi ulduzun nüvəsinin dağılması zamanı onun ölçüsü $10^5$ dəfə azalır, buna görə də maqnit sahəsi $10^(10)$ dəfə artmalıdır.

Əgər ulduzun nüvəsinin maqnit sahəsi başlanğıc üçün kifayət qədər güclü olsaydı, nüvənin sıxılması pulsarın maqnitləşməsini izah edə bilərdi. Təəssüf ki, ulduzun daxilindəki maqnit sahəsini ölçmək mümkün olmadığından hipotezi yoxlamaq mümkün deyil. Bundan əlavə, ulduzun sıxılmasının sahənin güclənməsinin yeganə səbəbi olmadığına inanmaq üçün kifayət qədər yaxşı səbəblər var.

İnkişaf etdikcə maqnit sahəsi öz formasını dəyişir və ulduzun xaricindəki maqnit sahə xətləri boyunca axan elektrik cərəyanları yaradır.

Bir ulduzda qaz konveksiya nəticəsində dövr edə bilər. İonlaşmış qazın daha isti sahələri üzür, daha soyuq ərazilər isə batır. İonlaşmış qaz elektrik cərəyanının yaxşı keçiricisi olduğundan, ona nüfuz edən maqnit sahəsinin xətləri maddənin axını ilə daşınır. Beləliklə, sahə dəyişə bilər və bəzən daha da güclənə bilər. Ulduzlarda və planetlərdə maqnit sahələrinin yaranmasına səbəb dinamo mexanizmi kimi tanınan bu fenomenin ola biləcəyi güman edilir. Dinamo mexanizmi nəhəng ulduzun həyatının istənilən mərhələsində işləyə bilər, əgər onun turbulent nüvəsi kifayət qədər sürətlə fırlanırsa. Üstəlik, nüvənin neytron ulduzuna çevrilməsindən sonra qısa müddət ərzində konveksiya xüsusilə güclü olur.

1986-cı ildə Arizona Universitetindən Adam Burrows və Nyu York Dövlət Universitetindən Ceyms M. Lattimer kompüter simulyasiyalarından istifadə edərək yeni yaranan neytron ulduzunun temperaturunun 30 milyard dərəcəni keçdiyini göstərdilər. İsti nüvə mayesi böyük kinetik enerjiyə malik olmaqla 10 ms müddətində dövr edir. Təxminən 10 saniyədən sonra. konveksiya sönür.

Barrows və Lattimerin simulyasiyalarından qısa müddət sonra, o zaman Prinston Universitetində olan Duncan və Tompson, neytron ulduzunun maqnit sahəsinin yaradılmasında belə güclü konveksiyanın əhəmiyyətini qiymətləndirdilər. Günəşdən başlanğıc nöqtəsi kimi istifadə etmək olar. Maddə onun daxilində dövr etdikdə, maqnit sahəsinə kinetik enerjisinin təxminən 10%-ni verən maqnit sahəsi xətləri boyunca hərəkət edir. Əgər neytron ulduzun daxilində hərəkət edən mühit də öz kinetik enerjisinin onda birini maqnit sahəsinə çevirirsə, onda sahənin gücü 10^(15)$G-dən çox olmalıdır ki, bu da əksər radiopulsarların sahəsindən 1000 dəfə güclüdür.

Dinamonun ulduzun bütün həcmi boyunca və ya yalnız müəyyən bölgələrində işləyəcəyi, ulduzun fırlanma sürətinin konveksiya sürəti ilə müqayisə oluna biləcəyindən asılıdır. Günəşin daxilindəki dərin təbəqələrdə bu sürətlər yaxındır və maqnit sahəsi geniş miqyasda “özünü təşkil edə” bilir. Eynilə, yeni doğulmuş neytron ulduzun fırlanma müddəti 10 ms-dən çox deyil, buna görə də onun ultra güclü maqnit sahələri geniş yayıla bilər. 1992-ci ildə biz bu hipotetik neytron ulduzları adlandırdıq maqnitarlar .

Neytron ulduzunun maqnit sahəsinin gücünün yuxarı həddi təxminən $10^(17)$G-dir. Daha güclü sahələrdə ulduzun içindəki maddə qarışmağa başlayır və maqnit sahəsi dağılır. Biz Kainatda bu həddi aşan maqnit sahələrini yarada və saxlamağa qadir olan heç bir obyekt bilmirik. Hesablamalarımızın yan nəticələrindən biri, radiopulsarların geniş miqyaslı dinamo mexanizminin işləmədiyi neytron ulduzları olduğu qənaətidir. Beləliklə, Crab pulsarı vəziyyətində gənc neytron ulduzu təxminən 20 ms dövrlə, yəni konveksiya dövründən əhəmiyyətli dərəcədə yavaş fırlandı.

Parıldayan kiçik maqnitar

Maqnitar konsepsiya hələ SGR-nin təbiətini izah etmək üçün kifayət qədər işlənməsə də, onun təsirləri indi sizə aydın olacaq. Maqnit sahəsi güclü əyləc kimi maqnitarın fırlanmasına təsir etməlidir. 5 min il ərzində $10^(15)$G sahəsi obyektin fırlanmasını o qədər yavaşlatacaq ki, onun dövrü 8 saniyəyə çatacaq ki, bu da 1979-cu ilin martında partlayış zamanı müşahidə olunan radiasiya pulsasiyalarını izah edir.

İnkişaf etdikcə maqnit sahəsi öz formasını dəyişir, ulduzdan kənarda maqnit sahə xətləri boyunca axan elektrik cərəyanları yaradır və bu da öz növbəsində rentgen şüaları yaradır. Eyni zamanda, maqnit sahəsi maqnitarın bərk qabığından keçərək, onda əyilmə və dartılma gərginlikləri yaradır. Bu, ulduzun daxili təbəqələrinin istiləşməsinə səbəb olur və bəzən güclü “ulduz zəlzələləri” ilə müşayiət olunan yer qabığının qırılmalarına səbəb olur. Buraxılan elektromaqnit enerji sıx elektron və pozitron buludları, eləcə də dövri SGR mənbələrinə ad verən orta intensivlikdə mülayim qamma şüalarının qəfil partlayışları yaradır.

Daha nadir hallarda maqnit sahəsi qeyri-sabit olur və geniş miqyaslı restrukturizasiyaya məruz qalır. Bənzər (lakin daha kiçik) emissiyalar bəzən Günəşdə baş verir və günəş alovlarına səbəb olur. Bir maqnitar, 1979-cu ilin martında müşahidə edilən kimi, super güclü məşəllər yaratmaq üçün kifayət qədər enerjiyə malik ola bilər. Nəzəriyyəyə görə, nəhəng partlayışın ilk yarım saniyəsində radiasiya mənbəyi genişlənən plazma topu idi. 1995-ci ildə biz onun materiyasının bir hissəsinin maqnit sahəsi xətləri tərəfindən tutulduğunu və ulduza yaxın tutulduğunu təklif etdik. Bu tələyə düşmüş hissə tədricən büzülür və buxarlanır, davamlı olaraq rentgen şüaları yayar. Sərbəst buraxılan enerjinin miqdarına əsasən hesabladıq ki, bu nəhəng plazma topunu ehtiva etmək üçün ən azı $10^(14)$G-lik bir maqnit sahəsi tələb olunur ki, bu da ulduzun sürətinin yavaşlama sürəti əsasında edilən təxminlərə uyğundur. fırlanma.

1992-ci ildə Prinston Universitetindən Bohdan Paczinski maqnit sahəsini müstəqil qiymətləndirərək qeyd etdi ki, yüklü hissəciklər güclü maqnit sahəsində olarsa, rentgen şüaları elektron buludlardan daha asan keçə bilər. Məşəldə rentgen axınının intensivliyinin bu qədər yüksək olması üçün maqnit sahəsinin induksiyası $10^(14)$G-dən çox olmalıdır.

Həddindən artıq MAQNİT SAHƏLƏRİ

MAQNİT SAHƏLƏRİ radiasiyada və maddədə qarışıqlığa səbəb olur

VAKUUM cüt qırılma
Qütbləşmiş işıq dalğası (narıncı xətt) çox güclü bir maqnit sahəsinə daxil olduqda sürətini və buna görə də dalğa uzunluğunu (qara xətlər) dəyişir.

FOTON PARÇASI
Rentgen fotonları asanlıqla ikiyə bölünür və ya bir-biri ilə birləşir. Bu proses $10^(14)$G-dən güclü sahələrdə vacibdir.

SCATER PRESSION
Bir maqnit sahəsi onun dalğa ilə eyni tezlikdə salınmasına və titrəməsinə mane olarsa, işıq dalğası elektronu (qara nöqtəni) az və ya heç bir pozulmadan keçə bilər.

ATOMLARIN DEFORMASYONU
$10^9$G-dən daha güclü sahələr elektron orbitallara siqar şəkilli forma verir. $10^(14)$G intensivlik sahəsində hidrogen atomu 200 dəfə büzülür.

Nəzəriyyə maqnit sahəsinin gücünün $4\cdot 10^(13)$G kvant elektrodinamik həddi keçməsi ilə mürəkkəbləşir. Belə güclü sahələrdə qəribə şeylər baş verməyə başlayır: rentgen fotonları asanlıqla ikiyə bölünür və ya bir-biri ilə birləşir. Vakuumun özü qütbləşir, nəticədə kalsit kristalında olduğu kimi güclü iki qırılma yaranır. Atomlar deformasiyaya uğrayaraq, diametri elektronun Compton dalğa uzunluğundan az olan uzanmış silindrlərə çevrilir (cədvələ bax). Bütün bu qəribə təsirlər maqnitarların müşahidə təzahürlərinə təsir göstərir. Bu hadisələrin fizikası o qədər qeyri-adidir ki, yalnız bir neçə tədqiqatçını cəlb edir.

Yeni flaş

Tədqiqatçılar radiasiya partlayışlarının mənbələrini izləməyə davam etdilər. İlk fürsət 1993-cü ilin oktyabrında NASA-nın Kompton Kosmos Qamma Şüaları Rəsədxanası qamma şüalarının partlamasını aşkar etdikdə gəldi. Bu, Kuvelliotounun Huntsville Rəsədxanasının komandasına qoşulduğu zaman çoxdan gözlədiyi bir şey idi. Hadisəni qeydə alan cihaz mənbənin yerini yalnız nisbətən geniş səma zolağının dəqiqliyi ilə müəyyən etməyə imkan verib. Kuveliotu kömək üçün Yaponiyanın ASCA peyk komandasına müraciət etdi. Tezliklə Toshio Murakami və onun Yaponiya Kosmik Elmlər və Astronavtika İnstitutundan olan həmkarları səmanın eyni sahəsində vahid şəkildə yayılan rentgen şüaları mənbəyi kəşf etdilər. Sonra bu obyektin SGR olduğuna dair şübhələri aradan qaldıran başqa bir partlayış baş verdi. Bu obyekt ilk dəfə 1979-cu ildə kəşf edilmiş və sonra ona SGR 1806-20 adı verilmişdir.

1995-ci ildə NASA rentgen intensivliyindəki dəyişiklikləri dəqiq qeyd etmək üçün nəzərdə tutulmuş Rossi X-Ray Timing Explorer (RXTE) peykini buraxdı. Onun köməyi ilə Kouveliotou müəyyən etdi ki, SGR 1806-20-dən radiasiya 1979-cu ilin martında (SGR 0526-66 mənbəsindən) radiasiya partlayışında müşahidə olunan 8 saniyə müddətinə yaxın 7,47 saniyə müddətində pulsasiya edir. Növbəti beş il ərzində SGR-nin rotasiya müddəti təxminən 0,2% artdı. Yavaşlama sürəti yavaş görünsə də, o, hər hansı məlum radio pulsardan yüksəkdir və mənbənin maqnit sahəsini $10^(15)$G dəyərində qiymətləndirməyə imkan verir.

Maqnitar modelin daha ciddi sınaqdan keçirilməsi üçün başqa nəhəng flaş tələb olunurdu. 27 avqust 1998-ci il səhər tezdən, SGR astronomiyasının başlanğıcını qeyd edən məşəldən 19 il sonra, kosmosun dərinliklərindən Yerə daha da güclü qamma şüaları dalğası gəldi. Nəticədə yeddi elmi kosmik stansiyanın detektorları miqyasdan çıxdı və NASA-nın planetlərarası stansiyası Comet Asteroid Rendezvous Flyby təcili bağlanma rejiminə keçməyə məcbur oldu. Qamma şüaları Sakit Okeanın ortasından yuxarı zenitdə yerləşən mənbədən Yerin gecə tərəfinə düşür.

Bu səhər tezdən elektrik mühəndisi Umran S. İnan və onun Stenford Universitetindəki həmkarları Yer ətrafında çox aşağı tezlikli radio dalğalarının yayılmasına dair məlumat toplayırdılar. Mərkəzi Avropa vaxtı ilə saat 3:22-də onlar atmosferin ionlaşmış yuxarı təbəqələrində kəskin dəyişiklik aşkar ediblər: ionosferin aşağı sərhədi beş dəqiqə ərzində 85 km-dən 60 km-ə düşüb. Bu heyrətamiz hadisəyə Yerdən 20 min işıq ili uzaqlıqda, Qalaktikanın ucqar hissəsində yerləşən neytron ulduzu səbəb olub.

Başqa bir dinamo

27 avqust 1998-ci ildə baş verən məşəl, demək olar ki, 1979-cu ilin mart hadisəsinin surəti idi.Əslində onun enerjisi on dəfə az idi, lakin mənbə Yerə daha yaxın olduğu üçün qamma-şüalarının partlamasının intensivliyi indiyədək baş verən hər hansı partlayışdan qat-qat böyük idi. qeydə alınmışdır.günəş sistemindən kənardan gələn. Məşəlin son bir neçə yüz saniyəsində 5,16 saniyə müddətində fərqli pulsasiyalar müşahidə olunub. RXTE peykindən istifadə edərək Kouveliotounun komandası ulduzun fırlanma sürətinin ləngiməsini ölçdü. SGR 1806-20-nin yavaşlama dərəcəsi ilə müqayisə oluna biləcəyi ortaya çıxdı; müvafiq olaraq, onların maqnit sahələri yaxındır. Beləliklə, maqnitarların siyahısına daha bir SGR əlavə edildi. X-şüalarında mənbələrin dəqiq lokalizasiyası onları radio və infraqırmızı teleskoplardan istifadə edərək öyrənməyə imkan verdi (lakin ulduzlararası toz tərəfindən güclü şəkildə udulan görünən işıqda deyil). ABŞ Milli Radio Astronomiya Laboratoriyasından Deyl Frail və Kaliforniya Texnologiya İnstitutundan Şri Kulkarni də daxil olmaqla bir neçə astronom bu problem üzərində işləyir. Digər müşahidələr göstərdi ki, təsdiqlənmiş dörd SGR-nin hamısı partlayışlar arasında daha zəif olsa da, enerji yaymağa davam edir.

MAQNETAR PARÇALARI NECƏ BAŞ VERİR

Ulduzun maqnit sahəsi o qədər güclüdür ki, bəzən bərk yer qabığında çatlar əmələ gəlir və böyük miqdarda enerji buraxır.

1 Çox vaxt maqnitar sakitdir, lakin onun bərk qabığında maqnit sahəsinin yaratdığı gərginliklər getdikcə artır.

2 Müəyyən bir nöqtədə, qabıqdakı gərginlik güc həddini aşır və çox güman ki, bir çox kiçik hissələrə parçalanır.

3 Bu "ulduzlu zəlzələ" sürətlə sönən və isti plazma topunu buraxan pulsasiya edən elektrik cərəyanı yaradır.

4 Plazma topu soyuyur, səthindən rentgen şüaları yayır. Bir neçə dəqiqə ərzində buxarlanır.

Bu gün deyə bilərik ki, maqnitarların maqnit sahələri pulsarların maqnit sahələrindən daha dəqiq ölçülüb. Tək pulsarlar vəziyyətində, onların maqnit sahələrinin $10^(12)$ G-ə çatmasının yeganə sübutu onların fırlanma sürətinin ölçülmüş ləngiməsidir. Sürətli yavaşlama və parlaq rentgen şüalarının birləşməsi $10^(14)$ ilə $10^(15)$G arasında dəyişən maqnitarların maqnit sahələrinin xeyrinə bir neçə müstəqil arqument təqdim edir. Alaa İbrahim və NASA-nın Goddard Kosmik Uçuş Mərkəzindən olan həmkarları maqnit maqnit sahələrinin yüksək gücünə dair əlavə sübutlar təqdim etdilər, yəni təxminən 10$-lıq bir maqnit sahəsində dövr edən protonlar tərəfindən yaradılan rentgen siklotron spektral spektrləri.(15)$ Gs.

Maraqlıdır, maqnitarlar SGR-dən başqa hər hansı digər kosmik hadisələrlə əlaqələndirilirmi? Qısa qamma-şüa partlayışlarının təbiəti hələ inandırıcı şəkildə izah edilməmişdir, lakin onların bəziləri digər qalaktikalardakı maqnitarların üzərindəki alışmalardan yarana bilər. Çox böyük məsafələrdən müşahidə edildikdə, hətta nəhəng məşəl teleskopun həssaslıq həddinə yaxın ola bilər. Bu halda, sərt qamma-şüa radiasiyasının yalnız qısa, intensiv partlaması aşkar edilə bilər, ona görə də teleskoplar onu SGR deyil, GRB kimi qeyd edəcəklər.

90-cı illərin ortalarında. Tompson və Duncan təklif etdilər ki, anomal rentgen pulsarları (AXP) - bir çox cəhətdən SGR-lərə bənzər obyektlər - həm də maqnitar ola bilər. Lakin belə pulsarlardan heç bir məşəl müşahidə edilməyib. Bununla belə, MakGill Universitetindən Viktoriya M. Kaspi və Fotis P. Qavriil və Huntsvildəki Milli Kosmik Elm və Texnologiya Mərkəzindən Piter M. Vuds məlum yeddi AXP-dən ikisində məşəllər qeydə alıblar. Bu obyektlərdən biri Cassiopeia bürcündə gənc fövqəlnovanın qalıqları ilə əlaqələndirilir, digər AXP görünən işıqda aşkar edilən ilk maqnitar namizəddir. Üç il əvvəl onu Kulkarni ilə işləyən Hollandiyanın Utrext Universitetindən Ferdi Hulleman və Martin van Kerkwijk kəşf edib. O vaxtdan bəri Kaliforniya Texnologiya İnstitutundan Brayan Kern və Kristofer Martin onun parlaqlığını görünən işıqda müşahidə edirlər. Onun şüalanması bir neytron ulduzunun rentgen şüalanmasının pulsasiya dövrünə bərabər olan dövrlə zəifləyir və güclənir. Bu müşahidələr bu AXP-nin maqnitar olması fikrini dəstəkləyir. Əgər o, maddə diski ilə əhatə olunmuş adi bir neytron ulduzu olsaydı, onun görünən və infraqırmızı emissiyaları çox daha sıx, pulsasiyaları isə daha zəif olardı.

Qısa qamma-şüa partlayışlarının təbiəti hələ inandırıcı şəkildə izah edilməmişdir, lakin onların bəziləri digər qalaktikalardakı maqnitarların üzərindəki alışmalardan yarana bilər.

Son kəşflər və Böyük Magellan Buludunda partlayışlar mənbəyinin 20 il ərzində tam susması maqnitarların bir neçə il və onilliklər ərzində hərəkətsiz vəziyyətdə qala biləcəyini, sonra isə birdən-birə yüksək dərəcədə aktivləşə biləcəyini göstərir. Bəzi astronomlar AXP-nin SGR-dən orta hesabla daha gənc olduğuna inanırlar, lakin sual açıq qalır. Əgər həm SGR, həm də AXP maqnitarlardırsa, onlar çox güman ki, neytron ulduzlarının ümumi sayının əhəmiyyətli hissəsini təşkil edir.

Maqnitarların tarixi Kainat haqqında hələ nə qədər öyrənməli olduğumuzu xatırladır. Bu gün saysız-hesabsız ulduzlar arasında onlarla maqnitarı çətinliklə ayıra bilirik. Onlar özlərini ən müasir teleskoplar tərəfindən qeydə alınan şüalarda yalnız bir saniyəyə göstərirlər. 10 min ildən artıqdır ki, onların maqnit sahələri çürüyür və intensiv rentgen şüaları buraxmağı dayandırırlar. Beləliklə, aşkar edilmiş onlarla maqnitar bir milyondan çox və bəlkə də yüz milyonlarla oxşarın mövcud olduğunu göstərir. Köhnə, qaranlıq, çoxdan sönmüş maqnitarlar, heyrətamiz dünyalar kimi, ulduzlararası məkanda gəzirlər. Hələ hansı sirri açmalıyıq?

ƏLAVƏƏDƏBİYYAT:
Flash! Kainatdakı ən böyük partlayışların ovlanması. Qovert Şillinq. Cambridge University Press, 2002.

Müəlliflər HAQQINDA:
Chryssa Kouveliotou, Robert C. Duncan və Christopher Tompson cəmi 40 ildir ki, maqnitarları öyrənirlər. Kouveliotou Alabama ştatının Huntsville şəhərindəki Milli Kosmik Elm və Texnologiya Mərkəzində yerləşən müşahidəçidir. Müşahidə etdiyi obyektlərə təkrarlanan yumşaq qamma-şüa partlayışlarından (SGR) əlavə olaraq, “müntəzəm” qamma-şüa partlayışları və ikili rentgen sistemləri daxildir. Duncan və Tompson nəzəriyyəçidir, birincisi Ostindəki Texas Universitetində, ikincisi Torontodakı Kanada Nəzəri Astrofizika İnstitutundadır. Duncan fövqəlnovanı, kvark maddəni və qalaktikalararası qaz buludlarını öyrənir. Tompson kosmik simlərdən tutmuş nəhəng meteoritlərin erkən günəş sistemindəki təsirinə qədər müxtəlif mövzuları araşdırdı.