Salaperäisillä magnetaareilla on maailmankaikkeuden voimakkain magneettikenttä. Magnetar – All About Space Magazine Review: Supermagnetized Neutron Stars

Taiteilijan kuva magnetaarista erittäin rikkaassa ja nuoressa tähtijoukossa. Luotto: ESO / L. Calçada.

Ehkä luulet, että universumi on täydellinen elämää varten. Se ei kuitenkaan ole. Melkein koko universumi on kauhea ja vihamielinen paikka, ja olimme yksinkertaisesti onnekkaita syntyessämme käytännöllisesti katsoen vaarattomalle planeetalle Linnunradan syrjäisellä alueella.

Täällä maan päällä voit elää pitkän ja onnellisen elämän, mutta universumissa on paikkoja, joissa et kestä paria sekuntiakaan. Mikään ei ole tappavampaa kuin supernovien jättämät esineet: neutronitähdet.

Kuten tiedät, neutronitähdet muodostuvat, kun aurinkoamme massiivisempia tähtiä räjähtää supernovana. Kun nämä tähdet kuolevat, ne eivät voi vastustaa voimakasta painovoimaa ja romahtaa halkaisijaltaan useita kymmeniä kilometrejä oleviksi esineiksi. Tällaisen valtavan paineen seurauksena esineen sisällä syntyy neutroneja.

Useimmissa tapauksissa saat ensimmäisen tyypin neutronitähdet - pulsarit. Pulsari on pieni neutronitähti, joka pyörii valtavilla nopeuksilla saavuttaen joskus useita satoja kierroksia sekunnissa.

Kuitenkin noin joka kymmenes neutronitähdistä tulee jotain todella outoa. Siitä tulee magnetaari - maailmankaikkeuden salaperäisin ja kauhein esine. Olet luultavasti kuullut tämän sanan, mutta mikä se on?

Kuten sanoin, magnetaarit ovat neutronitähtiä, jotka muodostuivat supernovaräjähdyksen seurauksena. Mutta mitä on niin epätavallista, että niiden muodostumisen aikana tapahtuu, että niiden magneettikenttä ylittää muiden esineiden magneettikentät satoja, tuhansia ja jopa miljoonia kertoja? Itse asiassa tähtitieteilijät eivät tiedä tarkalleen, mikä tekee magnetaarien magneettikentistä niin voimakkaita.

Taiteilijan näkemys kahden neutronitähden yhdistymisestä. Luotto: Warwickin yliopisto / Mark Garlick.

Ensimmäisen teorian mukaan, jos neutronitähti muodostuu pyörimällä nopeasti, niin konvektion ja pyörimisen yhdistetty työ, jolla on hallitseva vaikutus neutronitähden olemassaolon ensimmäisten sekuntien aikana, voi johtaa voimakkaan magneettisen syntymiseen. ala. Tämä prosessi tunnetaan tutkijoiden mielestä "aktiivisena dynamona".

Viimeaikaisen tutkimuksen tuloksena tähtitieteilijät ovat kuitenkin ehdottaneet toista teoriaa magnetaarien muodostumiselle. Tutkijat ovat löytäneet magnetaarin, joka poistuu galaksistamme tulevaisuudessa. Olemme jo nähneet esimerkkejä karaaneista tähdistä, ja ne kaikki saivat lentoratansa binäärisysteemissä tapahtuneen supernovaräjähdyksen seurauksena. Toisin sanoen tämä magnetaari oli myös osa binäärijärjestelmää.

Tällaisessa järjestelmässä kaksi tähteä kiertää toistensa ympäri lähempänä kuin maa Auringon ympäri. Se on niin lähellä, että tähtien materiaali voi virrata edestakaisin. Ensin isompi tähti alkaa puhaltaa ja siirtää materiaalia pienempään tähteen. Tämä massan kasvu saa pienemmän tähden suurentamaan kokoa ja materiaalia alkaa virrata takaisin ensimmäisen tähden päälle.

Lopulta yksi tähdistä räjähtää ja heittää toisen tähden pois Linnunradalta jättäen jälkeensä epätavallisen neutronitähden, mikä tarkoittaa, että kaikki nämä binäärivuorovaikutukset muuttivat neutronitähden magnetaariksi. Ehkä tämä on ratkaisu magnetaariarvoitukseen.

Magnetaarin magneettikenttä saa sinut todella pelkäämään. Magneettinen induktio Maan keskustassa on noin 25 Gaussia, mutta planeetan pinnalla se ei ylitä 0,5 Gaussia. Tavallisella neutronitähdellä on magneettikenttä, jonka magneettinen induktio on useita biljoonaa Gaussia. Magnetaarit ovat myös 1000 kertaa tehokkaampia kuin neutronitähdet.

Taiteilijan näkemys tähtienjäristyksistä, jotka tuhosivat neutronitähden pintaa. Luotto: Darlene McElroy, LANL.

Yksi kaikista mielenkiintoisia ominaisuuksia magnetaarit ovat, että he voivat kokea tähtijäristyksiä. Tiedät, että maanjäristyksiä on, mutta tähdissä ne ovat tähtijäristyksiä. Kun magnetaarit muodostuvat, niillä on tiheämpi ulkokuori. Tämä "neutronikuori" voi halkeilla, kuten tektoniset levyt maan päällä. Kun näin tapahtuu, magnetaari lähettää säteilysäteen, jonka voimme nähdä valtavien etäisyyksien päässä.

Itse asiassa voimakkaimmat koskaan kirjatut tähtijäristykset tapahtuivat magnetaarilla nimeltä SGR 1806-20, joka sijaitsee noin 50 000 valovuoden päässä Maasta. Tämä magnetaari vapautui sekunnin kymmenesosassa enemmän energiaa kuin aurinko tuottaa 100 000 vuodessa. Eikä se ollut edes koko esineen räjähdys, se oli vain pieni halkeama magnetaarin pinnassa.

Magnetaarit ovat hämmästyttäviä ja vaarallisia esineitä. Onneksi ne ovat hyvin kaukana, eikä sinun tarvitse huolehtia niiden vaikutuksista elämääsi.

(10 11 T asti). Magnetaarien teoreettinen olemassaolo ennustettiin vuonna 1992, ja ensimmäiset todisteet niiden todellisesta olemassaolosta saatiin vuonna 1998, kun havainnoitiin voimakasta gamma- ja röntgensäteilyn purkausta lähteestä SGR 1900+14 Akvilan tähdistössä. Kuitenkin leimahdus, joka havaittiin jo 5. maaliskuuta 1979, liittyy myös magnetaariin. Magnetaarien elinikä on noin miljoona vuotta. Magneeteilla on maailmankaikkeuden vahvin magneettikenttä.

Kuvaus

Magnetaarit ovat vähän tutkittu neutronitähtien tyyppi, koska harvat ovat tarpeeksi lähellä Maata. Magnetaarien halkaisija on noin 20-30 km, mutta useimpien niiden massa on suurempi kuin Auringon massa. Magnetaari on niin puristettu, että sen aineen herne painaisi yli 100 miljoonaa tonnia. Useimmat tunnetut magnetaarit pyörivät hyvin nopeasti, ainakin useita kierroksia sekunnissa. Niitä havaitaan gammasäteilyssä, lähellä röntgensäteitä, mutta ne eivät lähetä radiosäteilyä. Magnetaarin elinkaari on melko lyhyt. Niiden vahvat magneettikentät häviävät noin 10 tuhannen vuoden kuluttua, minkä jälkeen niiden aktiivisuus ja röntgensäteily lakkaavat. Erään oletuksen mukaan galaksiimme olisi voinut muodostua jopa 30 miljoonaa magnetaaria koko sen olemassaolon aikana. Magnetaarit muodostuvat massiivisista tähdistä, joiden alkumassa on noin 40 M☉.

Ensimmäinen tunnettu voimakas salama ja myöhemmät gammasäteilyn pulsaatiot tallennettiin 5. maaliskuuta 1979 Venera 11- ja Venera 12 -satelliiteilla suoritetun Cone-kokeen aikana, ja sitä pidetään ensimmäisenä havainnona gammapulsarista, joka nyt liitetään magnetaariin: 35. Myöhemmin eri satelliitit tallensivat tällaisia ​​päästöjä vuonna 2004.

Magnetar malli

Viidestä tunnetusta SGR:stä neljä sijaitsee galaksissamme ja yksi sen ulkopuolella.

Energiamäärä, joka vapautuu tyypillisessä, muutaman sekunnin kymmenesosissa, on verrattavissa Auringon kokonaisen vuoden aikana säteilemään määrään. Nämä uskomattomat energian vapautumiset voivat johtua "tähtijäristyksistä" - prosesseista, joissa neutronitähden kiinteän pinnan (kuoren) repeäminen ja voimakkaiden protonivirtojen vapautuminen sen syvyyksistä, jotka magneettikenttä vangitsee ja säteilevät sähkömagneettisen spektrin gamma- ja röntgenalueet.

Näiden soihdutusten selittämiseksi on ehdotettu käsitettä magnetaari - neutronitähti, jolla on erittäin voimakas magneettikenttä. Jos neutronitähti syntyy pyöriessään nopeasti, pyörimisen ja konvektion yhteisvaikutukset, joilla on suuri merkitys neutronitähden elämän ensimmäisten sekuntien aikana, voivat luoda voimakkaan magneettikentän monimutkaisen prosessin kautta, joka tunnetaan nimellä "aktiivinen dynamo". " (samanlainen kuin magneettikentän luominen Maan ja Auringon sisään). Teoreetikot olivat yllättyneitä siitä, että tällainen dynamo, joka toimii neutronitähden kuumassa (~ 10 10 K) ytimessä, pystyi luomaan magneettikentän, jonka magneettinen induktio on ~ 10 15 G. Jäähtymisen jälkeen (muutaman kymmenen sekunnin kuluttua) konvektio ja dynamo lopettavat toimintansa.

Toinen esinetyyppi, joka säteilee voimakasta röntgensäteilyä määräajoin tapahtuvien räjähdysten aikana, on ns. anomaaliset röntgenpulsarit - AXP (Anomalous X-ray Pulsars). SGR:llä ja AXP:llä on pidemmät kiertoradat (2-12 s) kuin useimmilla tavanomaisilla radiopulsarilla. Tällä hetkellä uskotaan, että SGR ja AXP edustavat yhtä objektiluokkaa (vuodesta 2015 tunnetaan noin 20 tämän luokan edustajaa).

Kuuluisia magnetaareja

Maaliskuussa 2016 tiedettiin yksitoista magnetaaria, ja neljä muuta ehdokasta odottaa vahvistusta. Esimerkkejä tunnetuista magnetaareista:

Syyskuusta 2008 lähtien ESO raportoi alun perin magnetaariksi pidetyn esineen tunnistamisesta, SWIFT J195509+261406; se tunnistettiin alun perin gammapurskeilla (GRB 070610).

Täydellinen luettelo on magnetaariluettelossa.

Katso myös

Huomautuksia

1. Nykyaikaisessa venäjänkielisessä kirjallisuudessa e:n ja i:n kautta kirjoitettavat muodot kilpailevat keskenään. Suositussa kirjallisuudessa ja uutissyötteissä englanninkielinen kuultopaperi on hallitseva magnetaari - « magnesium e terva", kun taas asiantuntijat ovat viime aikoina yleensä kirjoittaneet" magnesium Ja terva"(katso esim. Potekhin A. Yu. Neutronitähtien fysiikka // Advances in Physical Sciences, osa 180, s. 1279-1304 (2010)). Argumentteja tällaisen kirjoittamisen puolesta esitetään esimerkiksi S. B. Popovin ja M. E. Prokhorovin katsauksessa (katso lähdeluettelo).
2. FAQ: Magnetaarit 10 faktaa epätavallisimmista neutronitähtien tyypeistä Sergei Popovilta Kuuluisat magnetaarit
3. Tähtien hybridi: Pulsar plus magnetar - Popular Mechanics
4. Todellisuudessa aineella ei voi olla tällaista tiheyttä, jos kehon massa ei ole tarpeeksi suuri. Jos herneen kokoinen osa eristetään neutronitähdestä ja erotetaan sen muusta aineesta, jäljelle jäänyt massa ei pysty säilyttämään aikaisempaa tiheyttään ja "herne" alkaa laajentua räjähdysmäisesti.
5. Magnetar (1999) (määrittämätön) (linkki ei saatavilla). Haettu 17. joulukuuta 2007. Arkistoitu 14. joulukuuta 2007.
6. "Fyysinen minimi" 2000-luvun alussa Akateemikko Vitaly Lazarevitš Ginzburg
7. Magnetaarit, pehmeät gamma-toistimet ja erittäin vahvat magneettikentät (määrittämätön) . Robert C. Duncan, Texasin yliopisto Austinissa (maaliskuu 2003). Haettu 4. elokuuta 2009. Arkistoitu 27. helmikuuta 2012.
8. Kuinka paljon massaa tekee mustan aukon? , SpaceRef, 19.8.2010
9. Aleksei Ponyatov. Impulsiivinen // Tiede ja elämä. - 2018. - Nro 10. - s. 26-37.
10. Potekhin A.Y., De Luca A., Pons J.A. Neutron Stars-Thermal Emitters (englanniksi) // Space Sci. Rev. : lehti. - N.Y.: Springer, 2015. - Lokakuu (nide 191, painos 1). - s. 171-206. - DOI:10.1007/s11214-014-0102-2. - arXiv:1409.7666.

Tämäntyyppinen tähti on luonnossa erittäin harvinainen. Ei niin kauan sitten kysymys niiden sijainnista ja välittömästä esiintymisestä altisti oppineet astrologit epävarmuudelle. Mutta kiitos Panaman observatoriossa Chilessä sijaitsevan European Southern Observatoryn Very Large Telescope (VLT) ja sen avulla kerättyjen tietojen ansiosta tähtitieteilijät voivat nyt luottavaisesti uskoa, että he ovat vihdoin kyenneet ratkaisemaan yhden monista niin käsittämättömän mysteereistä. meille tilaa.

Kuten edellä tässä artikkelissa todettiin, magnetaarit ovat erittäin harvinainen neutronitähtien tyyppi, joille on ominaista valtava magneettikentän voimakkuus (ne ovat vahvimmat tähän mennessä tunnetut esineet koko universumissa). Yksi näiden tähtien ominaisuuksista on, että ne ovat kooltaan suhteellisen pieniä ja niillä on uskomaton tiheys. Tiedemiehet ehdottavat, että vain yhden tämän aineen kappaleen, pienen lasipallon kokoinen massa voi nousta yli miljardiin tonniin.

Tämän tyyppisiä tähtiä voi muodostua, kun massiiviset tähdet alkavat romahtaa oman painovoimansa vaikutuksesta.

Magnetaarit galaksissamme

Linnunradassa on noin kolme tusinaa magnetaaria. Very Large Teleskoopin tutkima kohde sijaitsee Westerlund 1 -nimisessä tähtijoukossa, nimittäin Altarin tähdistön eteläosassa, joka sijaitsee vain 16 tuhannen valovuoden päässä meistä. Tähti, josta on nyt tullut magnetaari, oli noin 40–45 kertaa aurinkoamme suurempi. Tämä havainto johti tutkijat hämmennykseen: loppujen lopuksi niin suurikokoisten tähtien pitäisi heidän mielestään romahtaa mustiksi aukoksi.

Kuitenkin tosiasia, että tähti, joka oli aiemmin nimeltään CXOU J1664710.2-455216, muuttui magnetaariksi oman romahduksensa seurauksena, kiusasi tähtitieteilijöitä useita vuosia. Mutta silti tutkijat olettivat, mikä edelsi tällaista erittäin epätyypillistä ja epätavallista ilmiötä.

Avoin tähtijoukko Westerlund 1. Kuvissa näkyy magnetaari ja sen seuralainen, jotka räjähdys repi siitä irti. Lähde: ESO

Äskettäin, vuonna 2010, ehdotettiin, että magnetaari syntyi kahden massiivisen tähden läheisessä vuorovaikutuksessa. Tämän oletuksen mukaan tähdet kääntyivät toistensa ympäri, mikä aiheutti muodonmuutoksen. Nämä esineet olivat niin lähellä, että ne mahtuivat helposti niin pieneen tilaan kuin Auringon ja Maan kiertoradan välinen etäisyys.

Mutta viime aikoihin asti tämän ongelman parissa työskentelevät tutkijat eivät pystyneet löytämään todisteita kahden tähden keskinäisestä ja niin läheisestä rinnakkaiselosta ehdotetussa binäärijärjestelmän mallissa. Mutta Very Large Teleskoopin avulla tähtitieteilijät pystyivät tutkimaan tarkemmin heitä kiinnostavaa taivaan aluetta, jossa tähtijoukot sijaitsevat, ja löytää sopivia kohteita, joiden liikenopeus on melko suuri ("runaway"). tai "paonneet" tähdet). Erään teorian mukaan uskotaan, että tällaiset esineet sinkoutuivat alkuperäisiltä kiertoradoiltaan magnetaareja muodostavien supernovien räjähdyksen seurauksena. Ja itse asiassa tämä tähti löydettiin, jonka tiedemiehet antoivat myöhemmin nimeksi Westerlund 1?5.

Tutkimuksen julkaissut kirjailija Ben Ritchie selittää löydetyn "juoksevan" tähden roolin seuraavasti:
”Löysimme tähdellä ei ole pelkästään valtava nopeus, joka johtui hyvin todennäköisesti supernovaräjähdyksestä, vaan tässä näemme tandemin sen yllättävän pienestä massasta, suuresta valoisuudesta ja sen hiilipitoisista komponenteista. Tämä on yllättävää, koska nämä ominaisuudet yhdistyvät harvoin yhteen esineeseen. Kaikki tämä osoittaa, että Westerlund 1?5 on todellakin voinut muodostua binäärijärjestelmässä.

Tästä tähdestä kerätyillä tiedoilla tähtitieteilijöiden ryhmä rekonstruoi ehdotetun mallin magnetaarin ulkonäölle. Ehdotetun järjestelmän mukaan pienemmän tähden polttoainevarasto oli suurempi kuin sen "kumppanin". Niinpä pieni tähti alkoi vetää puoleensa suuren ylempiä palloja, mikä johti vahvan magneettikentän integroitumiseen.

Jonkin ajan kuluttua pienestä esineestä tuli suurempi kuin sen binäärinen kumppani, mikä aiheutti käänteisen ylempien kerrosten siirtoprosessin. Yhden kokeeseen osallistuneen Francisco Najarron mukaan nämä tutkittavien kohteiden toiminnot muistuttavat täysin tunnettua lasten peliä "Lähetä se jollekin muulle". Pelin tavoitteena on kääriä esine useisiin paperikerroksiin ja kiertää se lapsista koostuvan ympyrän ympäri. Jokaisen osallistujan on avattava yksi kerros käärettä löytääkseen kiinnostavan muistoesine.

Teoriassa isompi kahdesta tähdestä muuttuu pienemmäksi ja heitetään ulos binäärijärjestelmästä, samalla kun toinen tähti kääntyy nopeasti akselinsa ympäri ja muuttuu supernovaksi. Tässä tilanteessa "juokseva" tähti, Westerlund 1?5, on binääriparin toinen tähti (sillä on kaikki kuvatun prosessin tunnetut merkit).
Tätä kiehtovaa prosessia tutkineet tutkijat päättelivät kokeen aikana keräämiensä tietojen perusteella, että erittäin nopea pyöriminen ja massan siirto kaksoistähden välillä on avain harvinaisten neutronitähtien, myös magnetaarien, muodostumiseen.

Video magnetarista:

Ensimmäistä kertaa maailmassa tähtitieteilijöiden ryhmä onnistui mittaamaan magneettikentän tietyssä kohdassa magnetaarin pinnalla. Magnetaarit ovat eräänlainen neutronitähti, jättiläistähden tiheä ja kompakti ydin, jonka uloimmat kerrokset sinkoutuivat pois supernovaräjähdyksessä.

Magneeteilla on maailmankaikkeuden vahvin magneettikenttä. Tähän asti vain niiden suurimmat kentät oli mitattu, mutta uuden tekniikan ja magnetaarien röntgenhavaintojen avulla tähtitieteilijät ovat tunnistaneet voimakkaan, paikallisen magneettikentän niiden pinnalla.

Magnetaarin magneettikentällä on monimutkainen rakenne. Helpoin tapa havaita ja mitata sen ulkoosa, joka on muodoltaan ja käyttäytymiseltään samanlainen kuin perinteisellä bipolaarisella magneetilla.

Uusi tutkimus tehtiin magnetaarilla SGR 0418+5729. Havainnot siitä XMM-Newton-röntgenavaruusteleskoopilla osoittivat, että sen sisällä on piilotettu toinen, erittäin voimakas magneettikenttä.

"Tämän magnetaarin pinnan alla on voimakas kenttä. Ainoa tapa havaita se on kuitenkin löytää pinnasta reikä, jonka läpi piilotettu kenttä voi paeta", sanoo yksi tutkimuksen kirjoittajista, Sylvia Zane.

Tällaiset magneettivuodot auttavat myös selittämään magnetaareille ominaisia ​​spontaaneja säteilypurskeita. Tähden sisällä loukkuun jäänyt kiertynyt magneettikenttä rakentaa jännitystä sen pinnan alle, jossain vaiheessa murtautuen "kuoren" läpi ja lähettäen odottamattomia röntgensäteilypurskeita.

Magnetaarit ovat liian pieniä – vain noin 20 kilometriä halkaisijaltaan – ja kaukana parhaimmillakaan kaukoputkilla. Tähtitieteilijät huomaavat ne vain epäsuorasti mittaamalla röntgensäteilyn vaihteluita tähden pyöriessä.

"SGR 0418+5729 kiertää kerran 9 sekunnissa. Havaitsimme, että tietyssä vaiheessa tätä kiertoa sen röntgensäteen hehkun kirkkaus laskee jyrkästi. Tämä tarkoittaa, että jokin tietyssä kohdassa sen pinnalla absorboi säteilyä", lisää tutkimuksen toinen kirjoittaja Roberto Turolla.

Ryhmä uskoo, että protonien pitoisuus pienellä alueella magnetaarin pinnassa - ehkä muutaman sadan metrin luokkaa - absorboi tämän säteilyn. Protonit on keskittynyt niin pieneen tilavuuteen vahvalla paikallisella magneettikentällä, joka pakenee tähden sisäkerroksista, mikä tarjoaa vahvan todisteen siitä, että sisällä piilee toinen, kierretty magneettikenttä.

"Tämä jännittävä löytö vahvistaa myös sen, että periaatteessa muut pulsarit voisivat piilottaa samanlaisia ​​voimakkaita magneettikenttiä pintojensa alle. Tämän seurauksena monet pulsarit voivat vaihtaa ja muuttua väliaikaisesti aktiivisiksi magnetaariksi - ja tämän vuoksi voimme löytää tulevaisuudessa paljon enemmän magnetaareja kuin aiemmin on luultu. Tämä pakottaa meidät harkitsemaan merkittävästi uudelleen käsitystämme neutronitähdistä", Zane sanoo.

Jotkut tähdet ovat niin voimakkaasti magnetoituneita, että ne lähettävät jättimäisiä soihdutuksia magneettikentän energian vuoksi ja muuttavat merkittävästi tyhjön kvanttiominaisuuksia. Magnetaarissa oleva "tähdenjäristys" vapauttaa valtavan määrän sähkömagneettista energiaa (vastaa 21 magnitudin maanjäristyksen energiaa) ja heittää ulos kuuman plasmapallon, jonka magneettikenttä vangitsee.

Pudotettuaan laskeutujansa Venuksen myrkylliseen ilmakehään 5. maaliskuuta 1979 Neuvostoliiton avaruusasemat Venera 11 ja Venera 12 jatkoivat lentämistä elliptisellä kiertoradalla sisäisen aurinkokunnan läpi. Molempien asemien säteilymittarit vaihtelivat 100 laskun sisällä sekunnissa. Kuitenkin kello 10.51 Keski-Euroopan aikaa (EST) laitteisiin osui gammasäteilyvirta. Millisekunnin murto-osassa säteilytaso ylitti 200 tuhatta laskua sekunnissa. 11 sekunnin kuluttua. Gammasäteilyn virta peitti NASAn Helios-2-avaruusluotaimen, joka myös liikkui kiertoradalla Auringon ympäri. Kävi selväksi, että korkeaenergisen säteilyn tasainen eturintama oli kulkenut aurinkokunnan läpi. Pian hän saavutti Venuksen, ja sen ympärillä kiertävän Pioneer VenusOrbiter -satelliitin ilmaisin meni pois mittakaavasta. Sekuntia myöhemmin virta saavutti maan, ja sen havaitsivat kolme Yhdysvaltain puolustusministeriön Vela-satelliittia, Neuvostoliiton Prognoz-7-satelliitti ja Einsteinin avaruusobservatorio. Lopulta matkallaan aurinkokunnan läpi aaltorintama osui kansainväliseen Sun-Earth Explorer -avaruusasemaan.

Korkeaenergisen kovan gammasäteilyn purskahdus oli 100 kertaa voimakkaampi kuin kaikki aikaisemmat aurinkokunnan ulkopuolelta tulleet ja kesti vain 0,2 sekuntia. Sitä seurasi pehmeän röntgen- ja gammasäteilyn virta, joka sykkii 8 sekunnin ajan. ja kuoli kolmen minuutin kuluttua. 14,5 tuntia myöhemmin kello 01.17 6. maaliskuuta havaittiin toinen, mutta heikompi gammasäteilyn välähdys samassa taivaanpallon kohdassa. Seuraavien neljän vuoden aikana ryhmä tutkijoita Leningradin fysiikan ja tekniikan instituutista. A.F. Ioffe rekisteröi Evgeniy Mazetsin johdolla 16 uutta epidemiaa. Niiden voimakkuus vaihteli, mutta ne olivat heikompia ja lyhyempiä kuin purske 5. maaliskuuta 1979.

Tähtitieteilijät eivät ole koskaan kohdanneet mitään tällaista. Ensinnäkin uudet purskeet sisällytettiin jo tunnettujen ja tutkittujen gammapurskeiden (Gamma-Ray Bursts, GRB:t) luetteloihin, vaikka ne erosivatkin niistä monella tapaa. 80-luvulla Kevin C. Hurley Kalifornian yliopistosta Berkeleystä havaitsi, että samanlaisia ​​räjähdyksiä tapahtui kahdella muulla taivaan alueella. Kaikki nämä lähteet leimahtivat toistuvasti, toisin kuin GRB, joka leimahti vain kerran (katso #4 "Tieteen maailmassa." Neil Gehrels, Luigi Piroi Peter Leonard, "Universumin kirkkaimmat räjähdykset"). Heinäkuussa 1986 Toulousessa pidetyssä konferenssissa tähtitieteilijät sopivat näiden lähteiden sijainnista taivaalla ja kutsuivat niitä "pehmeiksi gammatoistimiksi" (SGR).

ARVOSTELU: SUPERMAGNETISOITUJA NEUTRONISTAHTEITA

• Tähtitieteilijät ovat löytäneet useita tähtiä, jotka lähettävät voimakkaita gamma- ja röntgensäteilypurskeita, jotka voivat olla miljoonia kertoja kirkkaampia kuin kaikki muut tunnetut toistuvat purkaukset. Näiden energioiden ja säteilyn pulsaatioiden valtavat suuruudet osoittavat neutronitähtiä - universumin toiseksi äärimmäisimpiä (mustien aukkojen jälkeen) esineitä.
• Näillä neutronitähdillä on mitattuna voimakkaimmat magneettikentät, minkä vuoksi niitä kutsutaan magnetaareiksi. Havaitut soihdut voivat johtua maanjäristysten kaltaisesta magneettisesta epävakaudesta.
• Miljoonat magnetaarit ajautuvat galaksimme läpi huomaamatta, koska... pysyy aktiivisena vain 10 tuhatta vuotta.

Kesti vielä seitsemän vuotta ennen kuin Duncan ja Thompson, kaksi tämän artikkelin kirjoittajista, keksivät selityksen näille outoille esineille, ja vasta vuonna 1988 Kouveliotou ja hänen tiiminsä löysivät vakuuttavia todisteita ehdotetun mallin tueksi. Viimeaikaiset havainnot ovat osoittaneet, että tämä kaikki liittyy toisentyyppisiin salaperäisiin taivaankappaleisiin, jotka tunnetaan nimellä Anomous X-ray Pulsars (AXP).

Neutronitähdet ovat tiheimpiä tunnettuja taivaankappaleita: niiden massa, hieman suurempi kuin Auringon massa, on keskittynyt palloon, jonka halkaisija on vain 20 km. SGR-tutkimukset ovat osoittaneet, että joillakin neutronitähdillä on niin voimakas magneettikenttä, että se muuttaa merkittävästi tähtien sisällä olevan aineen ominaisuuksia ja niitä ympäröivän tyhjiön kvanttitilaa, mikä johtaa fysikaalisiin vaikutuksiin, joita ei havaita muualla universumissa.

Kukaan ei odottanut

Koska säteily puhkesi maaliskuussa 1979 niin voimakkaasti, teoreetikot ehdottivat, että sen lähde oli jossain galaksissamme, enintään muutaman sadan valovuoden päässä Maasta. Tässä tapauksessa kohteen röntgen- ja gammasäteilyn intensiteetti voi olla alle suurimman paikallaan olevan tähden kirkkauden, jonka englantilainen astrofyysikko Arthur Eddington laski vuonna 1926. Se määräytyy tähden kuumien ulkokerrosten läpi kulkevan säteilyn paineen perusteella. Jos säteilyn intensiteetti ylittää tämän maksimin, sen paine voittaa painovoiman, aiheuttaa aineen sinkoamisen tähdestä ja häiritsee sen paikallaan olevaa tilaa. Ja Eddingtonin rajaa pienempi säteilyvuo ei ole vaikea selittää. Jotkut teoreetikot ovat esimerkiksi ehdottaneet, että säteilypurkauksen voi aiheuttaa läheiseen neutronitähteeseen osuva ainerypäle, kuten asteroidi tai komeetta.

MAGNITUUDI EHDOT

Galaksistamme ja sen ympäristöstä on löydetty kaksitoista esinettä, jotka voivat olla magnetaareja.

Havaintotiedot pakottivat tutkijat hylkäämään tämän hypoteesin. Jokainen avaruusasema havaitsi ensimmäisen kovan säteilyn saapumisajan, minkä ansiosta NASA Goddard Space Flight Centerin Thomas Litton Clinen johtama tähtitieteilijäryhmä pystyi kolmiomittamaan sen lähteen sijainnin. Kävi ilmi, että se osuu yhteen Suuren Magellanin pilven kanssa, joka on pieni galaksi, joka sijaitsee noin 170 tuhannen valovuoden päässä meistä. Tarkemmin sanottuna lähteen sijainti osuu yhteen nuoren supernovajäännöksen kanssa - suuressa Magellanin pilvessä 5 tuhatta vuotta sitten räjähtäneen tähden valoisat jäännökset. Jos tämä ei ole sattumaa, lähteen on oltava tuhat kertaa kauempana Maasta kuin alun perin luultiin, joten sen intensiteetin on oltava miljoona kertaa suurempi kuin Eddingtonin raja. Maaliskuussa 1979 tämä lähde varautui 0,2 sekunnissa. yhtä paljon energiaa kuin aurinko säteilee noin 10 tuhannessa vuodessa, ja tämä energia keskittyi gamma-alueelle eikä jakautunut koko sähkömagneettisen säteilyn spektriin.

Tavallinen tähti ei voi vapauttaa niin paljon energiaa, joten lähteen on oltava jotain epätavallista, kuten musta aukko tai neutronitähti. Musta aukko -vaihtoehto hylättiin, koska säteilyn intensiteetti vaihteli noin 8 sekunnin jaksolla ja musta aukko on rakenteeton esine, joka ei voi lähettää tiukasti jaksollisia pulsseja. Yhteys supernovajäännökseen vahvistaa entisestään neutronitähden hypoteesia, jonka uskotaan nyt muodostuvan, kun tavallisen suurimassaisen tähden ytimessä oleva ydinpolttoaineen tarjonta loppuu ja se romahtaa gravitaatiovoimien vaikutuksesta aiheuttaen supernovaräjähdyksen.

Purkausten lähteen tunnistaminen neutronitähdellä ei kuitenkaan ratkaissut ongelmaa. Tähtitieteilijät tietävät useista supernovajäännöksistä löytyvistä neutronitähdistä; ne ovat radiopulsareita - esineitä, jotka lähettävät ajoittain radioaaltopulsseja. Maaliskuussa 1979 tapahtuneen purskeen lähde kuitenkin pyöri noin 8 sekunnin jaksolla, mikä on paljon hitaampaa kuin kaikkien tuolloin tunnettujen radiopulsareiden pyöriminen. Ja jopa "hiljaisina" aikoina se säteili jatkuvaa röntgensäteilyä, jonka intensiteetti oli niin suuri, että neutronitähden pyörimisen hidastumista ei voida selittää. On myös outoa, että lähde on huomattavasti siirtynyt supernovajäännöksen keskustasta. Jos se muodostui jäännöksen keskelle, niin tällaiseen siirtymään sen on täytynyt saavuttaa 1000 km/s nopeus räjähdyksen aikana, mikä ei ole tyypillistä neutronitähdille.

Lopulta itse epidemiat näyttävät selittämättömiltä. Joistakin neutronitähdistä on havaittu röntgenpurkauksia aiemmin, mutta ne eivät ole koskaan ylittäneet Eddingtonin rajaa. Tähtitieteilijät katsoivat niiden johtuvan vedyn tai heliumin lämpöydinpolttoprosesseista tai äkillisistä tähteen kertymisprosesseista. SGR-soihdutusten voimakkuus oli kuitenkin ennennäkemätön, ja sen selittämiseen vaadittiin erilainen mekanismi.

Aina hidastuu

Viimeinen gammapurkaus lähteestä 5. maaliskuuta 1979 havaittiin toukokuussa 1983. Kaksi muuta galaksissamme sijaitsevaa SGR:tä löydettiin vuonna 1979, ja ne ovat edelleen aktiivisia tänäkin päivänä tuottaen satoja purkauksia vuodessa. Vuonna 1998 löydettiin neljäs SGR. Kolme näistä neljästä esineestä liittyy todennäköisesti supernovajäänteisiin. Kaksi niistä sijaitsee lähellä erittäin tiheitä massiivisia nuoria tähtiä, mikä viittaa niiden alkuperään tällaisista tähdistä. Viides SGR-ehdokas leimahti vain kahdesti, eikä sen tarkkaa sijaintia taivaalla ole vielä määritetty.

KAKSI TYYPPIÄ NEUTRONITÄHTÄ

Neutronitähden rakenne perustuu ydinaineteoriaan. Neutronitähden kuoressa, joka on atomiytimien ja elektronien rakenne, voi tapahtua tähtijäristyksiä. Ydin koostuu pääasiassa neutroneista ja mahdollisesti kvarkeista. Kuuman plasman ilmakehä voi ulottua vain muutaman senttimetrin.

Vuonna 1996 Los Alamos National Laboratoryn tutkijat Baolian L. Chang, Richard I. Epstein, Robert A. Guyer ja C. AlexYoung totesivat, että taudinpurkaukset SGR:t ovat samanlaisia ​​kuin maanjäristykset: pienempiä energiapurkauksia esiintyy useammin. Alabaman yliopiston Huntsvillen tutkinnon suorittanut Ersin Gegus vahvisti tämän käyttäytymisen suuressa otoksessa eri lähteistä peräisin olevia soihdut. Samanlaiset tilastolliset ominaisuudet ovat ominaisia ​​itseorganisoituville järjestelmille, jotka saavuttavat kriittisen tilan, jossa pieni häiriö voi aiheuttaa ketjureaktion. Tämä käyttäytyminen on ominaista monille erilaisille järjestelmille - hiekkarinteiden romahtamisesta Auringon magneettisiin soihduksiin.

Mutta miksi neutronitähdet käyttäytyvät tällä tavalla? Radiopulsareiden, jotka ovat nopeasti pyöriviä neutronitähtiä, joilla on voimakkaat magneettikentät, tutkiminen auttoi vastaamaan kysymykseen. Magneettikenttä, jota tukevat syvällä tähden sisällä virtaavat sähkövirrat, pyörii tähden mukana. Radioaaltosäteet säteilevät tähden magneettinapoista ja liikkuvat avaruudessa sen pyörimisen vuoksi, kuten majakan merkkivalot, aiheuttaen pulsaatioita. Pulsarit lähettävät myös varautuneiden hiukkasten virtoja ja matalataajuisia sähkömagneettisia aaltoja, jotka kuljettavat pois energiaa kulmikkaasta neutronitähdestä ja hidastavat sen pyörimistä vähitellen.

Ehkä tunnetuin pulsari sijaitsee Rapusumussa, vuonna 1054 räjähtäneen supernovan jäännöksessä. Sen kiertoaika on nykyään 33 ms ja kasvaa 1,3 ms sadan vuoden välein. Takaisin ekstrapolointi antaa arvoksi noin 20 ms pulsarin alkujaksolle. Tutkijat uskovat, että pulsarin pyöriminen hidastuu edelleen ja lopulta sen taajuus tulee niin alhaiseksi, että se ei pysty lähettämään radiopulsseja. Pyörimisnopeuden hidastuminen on mitattu lähes kaikista radiopulsareista, ja se riippuu teorian mukaan tähden magneettikentän voimakkuudesta. Näistä havainnoista pääteltiin, että useimmilla nuorilla radiopulsarilla pitäisi olla magneettikentät välillä $10^(12)$ ja $10^(13)$G. (Vertailuksi: kaiuttimen magneetin kenttä on noin 100 Gaussia.)

Alussa oli kiertoilmauuni

Silti kysymys jää avoimeksi: mistä magneettikenttä tulee? Useimmat tähtitieteilijät olettavat, että se syntyi aikana, jolloin tähti ei ollut vielä muuttunut supernovaksi. Kaikilla tähdillä on heikko magneettikenttä, ja se voi vahvistua yksinkertaisesti puristumisen seurauksena. Maxwellin sähködynamiikan yhtälöiden mukaan magnetoidun kohteen koon pienentäminen kertoimella kaksi lisää sen magneettikentän voimakkuutta kertoimella neljä. Massiivisen tähden ytimen romahtamisen aikana, joka päättyy neutronitähden syntymiseen, sen koko pienenee $10^5$ kertaa, joten magneettikentän pitäisi kasvaa $10^(10)$ kertaa.

Jos tähden ytimen magneettikenttä olisi aluksi tarpeeksi voimakas, ytimen puristus voisi selittää pulsarin magnetisoitumisen. Valitettavasti on mahdotonta mitata magneettikenttää tähden sisällä, joten hypoteesia ei voida testata. Lisäksi on varsin hyviä syitä uskoa, että tähden puristus ei ole ainoa syy kentän vahvistumiseen.

Kun se kehittyy, magneettikenttä muuttaa muotoaan, jolloin syntyy sähkövirtoja, jotka kulkevat magneettikenttäviivoja pitkin tähden ulkopuolella.

Tähdessä kaasu voi kiertää konvektion seurauksena. Ionisoidun kaasun kuumemmat alueet kelluvat ja kylmemmät alueet uppoavat. Koska ionisoitu kaasu on hyvä sähkövirran johde, ainevirta kuljettaa sen läpäisevät magneettikenttäviivat pois. Siten kenttä voi muuttua ja joskus vahvistua. Oletetaan, että tämä ilmiö, joka tunnetaan nimellä dynamomekanismi, voi olla syynä magneettikenttien esiintymiseen tähdissä ja planeetoissa. Dynamomekanismi voi toimia missä tahansa massiivisen tähden elämänvaiheessa, jos sen turbulenttinen ydin pyörii riittävän nopeasti. Lisäksi konvektio on erityisen voimakasta juuri sen lyhyen ajan kuluessa, kun ydin muuttuu neutronitähdeksi.

Vuonna 1986 Adam Burrows Arizonan yliopistosta ja James M. Lattimer New Yorkin osavaltion yliopistosta käyttivät tietokonesimulaatioita osoittaakseen, että vasta muodostuneen neutronitähden lämpötila ylittää 30 miljardia astetta. Kuuma ydinneste kiertää 10 ms:n ajan ja sillä on valtava kineettinen energia. Noin 10 sekunnin kuluttua. konvektio sammuu.

Pian Barrowsin ja Lattimerin simulaatioiden jälkeen Duncan ja Thompson, silloin Princetonin yliopistossa, arvioivat tällaisen voimakkaan konvektion tärkeyden neutronitähden magneettikentän luomisessa. Aurinkoa voidaan käyttää lähtökohtana. Kun aine kiertää sen sisällä, se kulkee magneettikenttälinjoja pitkin antaen noin 10 % kineettisestä energiastaan ​​magneettikenttään. Jos neutronitähden sisällä oleva liikkuva väliaine muuttaa myös kymmenesosan kineettisestä energiastaan ​​magneettikenttään, kentänvoimakkuuden tulisi ylittää $10^(15)$ G, mikä on 1000 kertaa voimakkaampi kuin useimpien radiopulsareiden kentät.

Se, toimiiko dynamo koko tähden tilavuudessa vai vain tietyillä alueilla, riippuu siitä, onko tähden pyörimisnopeus verrattavissa konvektion nopeuteen. Auringon syvissä kerroksissa nämä nopeudet ovat lähellä, ja magneettikenttä voi "itseorganisoitua" suuressa mittakaavassa. Vastaavasti vastasyntyneen neutronitähden kiertoaika on korkeintaan 10 ms, joten sen erittäin vahvat magneettikentät voivat levitä laajalle. Vuonna 1992 nimesimme nämä hypoteettiset neutronitähdet magnetaarit .

Neutronitähden magneettikentän voimakkuuden yläraja on noin $10^(17)$G. Vahvemmilla kentillä tähden sisällä oleva aine alkaa sekoittua ja magneettikenttä haihtuu. Emme tiedä universumissa yhtään esinettä, joka kykenisi synnyttämään ja ylläpitämään tämän rajan ylittäviä magneettikenttiä. Yksi laskelmiemme sivuvaikutuksista on johtopäätös, että radiopulsarit ovat neutronitähtiä, joissa laajamittainen dynamomekanismi ei toiminut. Näin ollen Crab-pulsarin tapauksessa nuori neutronitähti pyöri noin 20 ms:n jaksolla, eli merkittävästi hitaammin kuin konvektiojakso.

Tuikkuva pieni magnetaari

Vaikka magnetaarikonseptia ei ole vielä kehitetty tarpeeksi selittämään SGR:n luonnetta, sen vaikutukset tulevat nyt sinulle selväksi. Magneettikentän tulisi vaikuttaa magnetaarin pyörimiseen vahvana jarruna. Yli 5 tuhannen vuoden aikana $10^(15)$G kenttä hidastaa kohteen pyörimistä niin paljon, että sen jakso saavuttaa 8 sekuntia, mikä selittää maaliskuussa 1979 tapahtuneen purkauksen aikana havaitut säteilyn pulsaatiot.

Kun se kehittyy, magneettikenttä muuttaa muotoaan synnyttäen sähkövirtoja, jotka kulkevat pitkin tähden ulkopuolella olevia magneettikenttälinjoja, jotka puolestaan ​​synnyttävät röntgensäteitä. Samalla magneettikenttä liikkuu magnetaarin kiinteän kuoren läpi aiheuttaen siihen taivutus- ja vetojännityksiä. Tämä aiheuttaa tähden sisäkerrosten kuumenemista ja johtaa joskus kuoren murtumiin, joihin liittyy voimakkaita "tähtijäristyksiä". Vapautunut sähkömagneettinen energia luo tiheitä elektroni- ja positronipilviä sekä äkillisiä lieviä, kohtalaisen voimakkaita gammasäteitä, jotka antavat nimen jaksollisille SGR-lähteille.

Harvemmin magneettikenttä muuttuu epävakaaksi ja käy läpi laajamittaisen uudelleenjärjestelyn. Samanlaisia ​​(mutta pienempiä) päästöjä esiintyy joskus Auringossa, mikä aiheuttaa auringonpurkausta. Magnetaarissa voi olla tarpeeksi energiaa tuottamaan supervoimakkaita soihdutuksia, kuten maaliskuussa 1979 havaittu. Teorian mukaan jättiläispurkauksen ensimmäisen puolen sekunnin aikana säteilyn lähde oli laajeneva plasmapallo. Vuonna 1995 ehdotimme, että osa sen aineesta vangittiin magneettikentällä ja pidettiin lähellä tähteä. Tämä loukkuun jäänyt osa supistui vähitellen ja haihtui lähettäen jatkuvasti röntgensäteitä. Vapautuneen energian määrän perusteella laskemme, että tämän valtavan plasmapallon sisältämiseen vaadittiin vähintään $10^(14)$G magneettikenttä, mikä on yhdenmukainen tähden hidastusnopeuden perusteella tehdyn arvion kanssa. kierto.

Vuonna 1992 Bohdan Paczinski Princetonin yliopistosta antoi riippumattoman arvion magneettikentästä ja huomautti, että röntgensäteet voivat kulkea elektronipilvien läpi helpommin, jos varautuneet hiukkaset ovat voimakkaassa magneettikentässä. Jotta röntgensädevirran intensiteetti soihdussa olisi niin suuri, magneettikentän induktion täytyi ylittää $10^(14)$G.

Äärimmäiset MAGNEETTIKENTÄT

MAGNEETTIKENTÄT aiheuttavat sekaannusta säteilyssä ja aineessa

VAKUUM-kaistaitaite
Polarisoitunut valoaalto (oranssi viiva) muuttaa nopeuttaan ja siten aallonpituuttaan (mustat viivat) joutuessaan erittäin vahvaan magneettikenttään.

VALOKUVIEN HAJOAMINEN
Röntgenfotonit hajoavat helposti kahtia tai sulautuvat toisiinsa. Tämä prosessi on tärkeä kentissä, jotka ovat vahvempia kuin $10^(14)$G.

SIRONNAN ESIMINEN
Valoaalto voi ohittaa elektronin (musta piste) ilman häiriötä tai vain vähän, jos magneettikenttä estää sitä värähtelemästä ja värähtelemästä samalla taajuudella kuin aalto.

ATOMIEN MUUTUMINEN
Kentät, jotka ovat vahvempia kuin $10^9$G, antavat elektroniradalle sikarin muotoisen muodon. Kentässä, jonka intensiteetti on $10^(14)$G, vetyatomi supistuu 200 kertaa.

Teoriaa monimutkaistaa se tosiasia, että magnetaarikentän voimakkuus ylittää kvanttielektrodynaamisen kynnyksen $4\cdot 10^(13)$G. Tällaisilla vahvoilla kentillä alkaa tapahtua outoja asioita: röntgenfotonit hajoavat helposti kahtia tai sulautuvat toisiinsa. Tyhjiö itsessään on polarisoitunut, mikä johtaa vahvaan kahtaistaitukseen, kuten kalsiittikiteessä. Atomit muuttuvat muotoaan ja muuttuvat pitkänomaisiksi sylintereiksi, joiden halkaisija on pienempi kuin elektronin Compton-aallonpituus (katso taulukko). Kaikki nämä omituiset vaikutukset vaikuttavat magnetaarien havainnointimuotoihin. Näiden ilmiöiden fysiikka on niin epätavallinen, että se houkuttelee vain muutamia tutkijoita.

Uusi salama

Tutkijat jatkoivat säteilypurkauksen lähteiden seurantaa. Ensimmäinen tilaisuus tuli, kun NASAn Compton Space Gamma-ray Observatory havaitsi gammasäteiden purskeen lokakuussa 1993. Tätä Kuvelliotou oli odottanut pitkään, kun hän liittyi Huntsvillen observatorion tiimiin. Tapahtuman tallentava laite mahdollisti lähteen sijainnin määrittämisen vain suhteellisen leveän taivaskaistaleen tarkkuudella. Kuveliotu kääntyi japanilaisen ASCA-satelliittiryhmän puoleen saadakseen apua. Pian Toshio Murakami ja hänen kollegansa Japanin avaruustieteen ja astronautiikkainstituutista löysivät tasaisesti säteilevän röntgenlähteen samalta taivaan alueelta. Sitten tapahtui toinen purske, joka poisti kaikki epäilykset siitä, että tämä esine oli SGR. Tämä esine löydettiin ensimmäisen kerran vuonna 1979, ja sitten sille annettiin nimi SGR 1806-20.

Vuonna 1995 NASA laukaisi Rossi X-Ray Timing Explorer (RXTE) -satelliitin, joka on suunniteltu tallentamaan tarkasti röntgensäteen intensiteetin muutokset. Hänen avullaan Kouveliotou totesi, että SGR 1806-20:n säteily sykkii 7,47 sekunnin jaksolla, joka on lähellä maaliskuussa 1979 tapahtuneessa säteilypurkauksessa havaittua 8 sekunnin jaksoa (lähteestä SGR 0526-66). Seuraavien viiden vuoden aikana SGR:n kiertoaika kasvoi noin 0,2 %. Vaikka hidastusnopeus näyttää olevan hidas, se on korkeampi kuin minkään tunnetun radiopulsarin, joten lähteen magneettikentän arvoksi voidaan arvioida $10^(15)$G.

Magnetaarimallin tiukempaa testausta varten vaadittiin toinen jättimäinen salama. Varhain aamulla 27. elokuuta 1998, 19 vuotta SGR-astronomian alkua merkinneen soihdun jälkeen, vielä voimakkaampi gammasäteiden aalto saapui Maahan avaruuden syvyyksistä. Seurauksena on, että seitsemän tieteellisen avaruusaseman ilmaisimet sammuivat, ja NASAn planeettojenvälinen asema Comet Asteroid Rendezvous Flyby pakotettiin siirtymään hätäsammutustilaan. Gammasäteet osuivat Maan yöpuolelle lähteestä, joka sijaitsee zeniitissä Tyynen valtameren keskikohdan yläpuolella.

Varhain tänä aamuna sähköinsinööri Umran S. Inan ja hänen kollegansa Stanfordin yliopistosta keräsivät tietoja erittäin matalataajuisten radioaaltojen leviämisestä ympäri maata. Kello 3.22 Keski-Euroopan aikaa he havaitsivat jyrkän muutoksen ilmakehän ionisoiduissa ylemmissä kerroksissa: ionosfäärin alaraja putosi 85 kilometristä 60 kilometriin viidessä minuutissa. Tämän hämmästyttävän ilmiön aiheutti neutronitähti galaksin syrjäisessä osassa, 20 tuhannen valovuoden päässä Maasta.

Toinen dynamo

Soihdutus 27. elokuuta 1998 oli melkein kopio maaliskuun 1979 tapahtumasta. Itse asiassa sen energia oli kymmenen kertaa pienempi, mutta koska lähde oli lähempänä Maata, gammapurkaus oli paljon suurempi kuin mikään koskaan. tallennettu aurinkokunnan ulkopuolelta. Soihdun viimeisten muutaman sadan sekunnin aikana havaittiin selkeitä pulsaatioita 5,16 sekunnin ajanjaksolla. RXTE-satelliitin avulla Kouveliotoun tiimi mittasi tähden pyörimisen hidastuvuusnopeuden. Se osoittautui verrattavissa SGR 1806-20:n hidastusnopeuteen, joten niiden magneettikentät ovat lähellä. Siten magnetaarien luetteloon lisättiin toinen SGR. Lähteiden tarkka sijainti röntgensäteissä mahdollisti niiden tutkimisen radio- ja infrapunateleskooppien avulla (mutta ei näkyvässä valossa, joka imeytyy voimakkaasti tähtienväliseen pölyyn). Useat tähtitieteilijät ovat työskennelleet tämän ongelman parissa, mukaan lukien Dale Frail US National Radio Astronomy Laboratorysta ja Shri Kulkarni Kalifornian teknologiainstituutista. Muut havainnot ovat osoittaneet, että kaikki neljä vahvistettua SGR:ää edelleen säteilevät energiaa, vaikkakin heikommin, purkausten välillä.

MITEN MAGNETAARISOIVUT TAPAHTUVAT

Tähden magneettikenttä on niin voimakas, että kiinteässä kuoressa syntyy joskus halkeamia, jotka vapauttavat valtavia määriä energiaa.

1 Suurimman osan ajasta magnetaari on hiljainen, mutta sen kiinteässä kuoressa magneettikentän aiheuttamat jännitykset kasvavat vähitellen.

2 Jossain vaiheessa kuoren jännitys ylittää lujuusrajan ja se todennäköisesti hajoaa moniksi pieniksi paloiksi.

3 Tämä "tähtijäristys" tuottaa sykkivän sähkövirran, joka hiipuu nopeasti jättäen jälkeensä kuuman plasmapallon.

4 Plasmapallo jäähtyy ja lähettää pinnaltaan röntgensäteitä. Muutamassa minuutissa se haihtuu.

Nykyään voidaan sanoa, että magnetaarien magneettikentät on mitattu tarkemmin kuin pulsareiden magneettikentät. Yksittäisten pulsareiden tapauksessa ainoa todiste siitä, että niiden magneettikentät saavuttavat $10^(12)$G, on niiden pyörimisen mitattu hidastuvuus. Vaikka nopean hidastuvuuden ja kirkkaiden röntgensäteiden yhdistelmä tarjoaa useita riippumattomia argumentteja magnetaarien magneettikenttien puolesta, jotka vaihtelevat $10^(14)$ - $10^(15)$G. Alaa Ibrahim ja hänen kollegansa NASAn Goddard Space Flight Centeristä esittelivät lisätodisteita magneettikenttien suuresta voimakkuudesta, nimittäin röntgensyklotronispektreistä, jotka ilmeisesti synnyttävät protonit, jotka kiertävät noin $10^:n magneettikentässä. (15)$ Gs.

Mietin, liittyykö magnetaariin muihin kosmisiin ilmiöihin SGR:n lisäksi? Lyhyiden gammapurkausten luonnetta ei ole vielä vakuuttavasti selitetty, mutta jotkin niistä voivat johtua muiden galaksien magnetaareista. Erittäin suurilta etäisyyksiltä tarkasteltuna jopa jättimäinen leimahdus voi olla lähellä kaukoputken herkkyysrajaa. Tässä tapauksessa vain lyhyt, voimakas kova gammasäteilypurske voidaan havaita, joten kaukoputket rekisteröivät sen GRB:ksi, eivät SGR:ksi.

90-luvun puolivälissä. Thompson ja Duncan ehdottivat, että poikkeavat röntgenpulsarit (AXP:t) – monilta osin samankaltaisia ​​SGR:itä – voisivat olla myös magnetaareja. Mutta tällaisista pulsareista ei havaittu soihdutuksia. Victoria M. Kaspi ja Fotis P. Gavriil McGill Universitystä ja Peter M. Woods National Space Science and Technology Centeristä Huntsvillessä tallensivat kuitenkin soihdut kahdessa seitsemästä tunnetusta AXP:stä. Yksi näistä esineistä liittyy Cassiopeian tähdistössä olevan nuoren supernovan jäänteisiin, toinen AXP on ensimmäinen näkyvässä valossa havaittu magneettiehdokas. Kolme vuotta sitten sen löysivät Ferdi Hulleman ja Martin van Kerkwijk Utrechtin yliopistosta Hollannista, jotka työskentelivät Kulkarnin kanssa. Siitä lähtien Brian Kern ja Christopher Martin California Institute of Technologysta ovat havainneet sen kirkkautta näkyvässä valossa. Sen säteily heikkenee ja voimistuu ajanjaksolla, joka vastaa neutronitähden röntgensäteilyn pulsaatiojaksoa. Nämä havainnot tukevat ajatusta, että tämä AXP on magnetaari. Jos se olisi tavallinen neutronitähti, jota ympäröi ainekiekko, sen näkyvät ja infrapunasäteilyt olisivat paljon voimakkaampia ja niiden pulsaatiot paljon heikompia.

Lyhyiden gammapurkausten luonnetta ei ole vielä vakuuttavasti selitetty, mutta jotkin niistä voivat johtua muiden galaksien magnetaareista.

Viimeaikaiset löydöt ja suuren Magellanin pilven purkausten lähteen täydellinen hiljaisuus 20 vuoden ajan viittaavat siihen, että magnetaarit voivat pysyä lepotilassa useita vuosia ja vuosikymmeniä ja muuttua sitten yhtäkkiä erittäin aktiivisiksi. Jotkut tähtitieteilijät uskovat, että AXP on keskimäärin nuorempi kuin SGR, mutta kysymys jää avoimeksi. Jos sekä SGR että AXP ovat magnetaareja, ne muodostavat todennäköisesti merkittävän osan neutronitähtien kokonaismäärästä.

Magnetaarien historia on muistutus siitä, kuinka paljon meillä on vielä opittavaa maailmankaikkeudesta. Nykyään voimme tuskin erottaa tusinaa magnetaaria lukemattomien tähtien joukosta. Ne ilmenevät vain sekunnin murto-osan säteissä, jotka tallennetaan kehittyneimmillä moderneilla kaukoputkilla. Yli 10 tuhatta vuotta niiden magneettikentät heikkenevät ja ne lakkaavat lähettämästä voimakkaita röntgensäteitä. Näin ollen kymmenkunta löydettyä magnetaaria viittaa yli miljoonan ja mahdollisesti satojen miljoonien samanlaisten olemassaoloon. Vanhat, tummat, pitkään sukupuuttoon kuolleet magnetaarit vaeltavat kuin hämmästyttävät maailmat tähtienvälisessä avaruudessa. Mikä salaisuus meidän on vielä löydettävä?

LISÄTIETOJAKIRJALLISUUS:
Flash! Universumin suurimpien räjähdysten metsästys. Govert Schilling. CambridgeUniversity Press, 2002.

TIETOJA TEKIJÄSTÄ:
Chryssa Kouveliotou, Robert C. Duncan ja Christopher Thompson ovat tutkineet magnetaareja yhteensä 40 vuoden ajan. Kouveliotou on tarkkailija National Space Science and Technology Centerissä Huntsvillessä, Alabamassa. Sen havaitsemiin objekteihin kuuluu toistuvien pehmeiden gammasäteilypurskeiden (SGR:n) lisäksi "tavalliset" gammapurskeet ja binaariset röntgensädejärjestelmät. Duncan ja Thompson ovat teoreetikkoja, edellinen Texasin yliopistossa Austinissa ja jälkimmäinen Kanadan teoreettisen astrofysiikan instituutissa Torontossa. Duncan tutkii supernovaa, kvarkkiainetta ja galaksien välisiä kaasupilviä. Thompson on tutkinut aiheita kosmisista kielistä jättimäisten meteoriittien vaikutuksiin varhaisessa aurinkokunnassa.