Magnetary, neutronové hvězdy výjimečných vlastností

Magnetické pole ve vodivé tekutině

Magnetické pole je ve vesmíru zpravidla vázáno na plazma, které se chová jako vodivá tekutina. Měnit se může jen dvojím způsobem, samovolnou difuzí a tím, že je unášeno plazmatem. Samovolná difuze je způsobena konečným odporem plazmatu. Magnetické silokřivky difundují do okolí podobně jako vůně z otevřené lahvičky s parfémem. Druhou možností je pohyb silokřivek spolu s plazmatem. Silokřivky jsou vázány na vodivou tekutinu a chovají se, jako by do ní zamrzly. Pojem zamrzlých magnetických polí poprvé zavedl švédský fyzik Hannes Alfvén (1908–1995), který za své práce ve fyzice plazmatu obdržel v roce 1970 Nobelovu cenu. ¹⁾

Důležitým parametrem popisujícím plazma je Reynoldsovo magnetické číslo, vyjadřující poměr změn magnetického pole vlivem unášení plazmatem a vlivem difuze. Je-li toto číslo podstatně větší než jedna, převládá zamrzání, je-li menší než jedna, pole se mění především difuzí. Například pro sluneční plazma má Reynoldsovo číslo hodnotu 10¹⁰, magnetické pole je unášeno plazmatem a difuze je zcela zanedbatelná.

Ve hvězdách je magnetické pole zamrzlé do plazmatu. V závěrečných fázích hvězdného vývoje dochází v nitru hvězdy jaderné palivo. Hvězda se smršťuje, a pokud nejsou zapáleny další reakce, skončí buď jako bílý trpaslík držený tlakem elektronového plynu, nebo jako neutronová hvězda držená tlakem neutronů. U obou konfigurací lze očekávat velmi silná magnetická pole, neboť spolu se smršťováním jsou zamrzlé magnetické silokřivky původního pole stlačeny do velmi malého objemu. Pro bílé trpaslíky jsou typické rozměry srovnatelné s velikostí Země a indukce magnetického pole může dosáhnout hodnot až 10⁴ T. ²⁾ Pro srovnání: magnetické pole Země je pouhých 5 stotisícin T, většinu magnetických paměťových nosičů vymaže pole o indukci tisíciny T, pole malého magnetu pro připevnění obrázku na lednici má indukci setiny T, magnetická pole supravodivých magnetů největších urychlovačů se pohybují kolem 10 T a nejsilnější pole, krátkodobě dosažitelné v laboratoři, má hodnotu 1000 T. Takové pole dokážou vytvořit na aparatuře „Z“ v Sandia National Laboratories.

V neutronových hvězdách je pole ještě silnější, jejich rozměry jsou jen několik desítek kilometrů a pole dosahuje hodnot 10⁸ T až 10⁹ T. Pokud neutronová hvězda rotuje s velkou rychlostí, může její pole efektem tekutinového dynama dokonce zesílit na hodnotu 10¹⁰ T až 10¹¹ T. A právě objekty s tak extrémním polem se nazývají magnetary.

Pro magnetické pole existují dvě zajímavé hranice. První je kvantová mez. Jde o tak silné pole, že pro popis elektronu rotujícího kolem magnetických silokřivek je třeba vzít v úvahu kvantové jevy. ³⁾ Kvantová mez má hodnotu 4,4 × 10⁹ T a magnetary jsou jediné známé objekty s magnetickým polem vyšším, než je tato mez. Nad kvantovou mezí lze očekávat zcela nové fyzikální jevy. Podle současných znalostí budou samotné atomy protažené ve směru pole v poměru 100 : 1, molekuly vytvoří polymerní struktury, vakuum bude vykazovat dvojlomné vlastnosti (podobně jako krystaly islandského vápence) a bude zde probíhat bouřlivá kreace elektron-pozitronových párů. Silná anizotropie ⁴⁾ vakua potlačí vzájemný rozptyl elektronů a fotonů. Obraz vzdálené galaxie procházející takovým prostředím bude silně deformován a za jistých podmínek dojde k jevu magnetické čočky. ⁵⁾ Jak už bylo zmíněno, magnetary jsou jediné objekty ve vesmíru, u kterých takové exotické jevy můžeme studovat.

Druhou hranicí je maximální možná indukce magnetického pole, která se odhaduje na 10⁴⁷ T. Nad touto hodnotou by samovolně vznikající magnetické monopóly měly zabránit dalšímu zvyšování indukce pole. Taková pole se ale ve vesmíru s největší pravděpodobností nevyskytují a jsou zcela mimo naše představy.

Tekutinové dynamo

Do roku 1934 fyzikové věřili, že za magnetické pole Slunce a planet je odpovědný prstencový elektrický proud tekoucí v jejich nitru. V roce 1934 anglický astronom Thomas George Cowling (1906–1990) dokázal, že stacionární magnetické pole nemůže být vytvořeno tímto jednoduchým mechanizmem. Dnešní teorie tekutinového dynama pochází od amerického astrofyzika Eugena Parkera (*1927) a skotského astrofyzika Henryho Keithe Moffatta (*1935).

Představme si, že například Slunce má na počátku přibližně dipólové pole. Uvnitř Slunce je toto pole zamrzlé ve slunečním plazmatu, a proto se celý dipól otáčí spolu se Sluncem. Na rovníku se ale Slunce otočí jednou za 25 dní, na pólech jednou za 36 dní. Na rovníku se tedy silokřivky předbíhají a jsou vytahovány v rovníkovém (azimutálním neboli toroidálním) směru. Takto vytahovaná silokřivka se omotá kolem Slunce přibližně za 8 měsíců. Azimutální pole Slunce sílí a dipólové (poloidální) slábne. Jev samotný nazýváme omega-efekt, podle řeckého písmena, kterým se ve fyzice označuje úhlová rotace (viz. obrázek 4).

Existuje i jev opačný, který z azimutální složky generuje složku dipólovou. Je poněkud složitější a souvisí s chaotickým prouděním sluneční tekutiny. Pod povrchem Slunce existuje konvektivní zóna, což je oblast vzestupných a sestupných proudů, které zajišťují přísun energie z nitra Slunce na povrch. Spodní hranice této zóny leží přibližně 220 000 km pod povrchem Slunce (poloměr Slunce je 700 000 km). V oblastech bližších k jádru se energie přenáší zářením, hovoříme o zářivé zóně. A právě na hranici těchto oblastí dokáže chaotické proudění měnit směr magnetického pole. Vznikající turbulence tekutiny si můžeme představit jako malé víry, které mají na severní polokouli vlivem Coriolisovy síly jiný směr rotace než na jižní. Stejná síla na Zemi způsobuje, že se atmosférické víry točí na severní polokouli opačně než na jižní. Zamrzlé magnetické pole samozřejmě sleduje i drobné turbulence a jeho silokřivky se vychylují z azimutálního do dipólového směru. Jev nazýváme alfa-efekt (podle tvaru vychýlené magnetické silokřivky).

Kombinace obou jevů způsobuje vždy postupné narůstání jedné složky pole na úkor druhé a přepólování dipólu. U Slunce trvá celý cyklus 22 let. Stejným mechanizmem je pole udržováno, popřípadě zesilováno i u ostatních hvězd. V závěrečných fázích hvězda kolabuje a tekutinové dynamo přestává fungovat. Zbytkové pole zamrzlé do plazmatu hvězdy je zesíleno kolapsem do menšího objemu (silokřivky při kolapsu zhoustnou). Proto je pole bílých trpaslíků a neutronových hvězd silnější než pole hvězd podobných Slunci.

Rotující neutronové hvězdy se ve většině případů projevují jako radiové pulzary. V oblasti magnetických pólů má magnetické pole indukci přibližně 10⁸ T. Rotace neutronové hvězdy magnetické silokřivky „rozvlní“. Tyto magnetické vlny vynášejí v polárních oblastech ven nabité částice, které emitují radiové vlny. Oblast magnetických pólů se vzdálenému pozorovateli jeví jako horká radiová skvrna. Pokud není rotační a magnetická osa totožná, dochází k majákovému efektu. Pozorovatel vidí skvrnu jen v některých fázích, neutronová hvězda vysílá pravidelné radiové pulzy, jejichž perioda je totožná s periodou rotace. Energie, kterou hvězda ztrácí únikem nabitých částic podél magnetických silokřivek, způsobuje prodlužování periody rotace. Právě měřením změny periody pulzarů lze odhadnout indukci jejich magnetického pole.

Neutronová hvězda není složena jen z neutronů. Pod povrchem se nacházejí i volné elektrony a protony, a tak je nitro neutronové hvězdy vodivou kapalinou, jejíž Reynoldsovo magnetické číslo se odhaduje na 10¹⁷, tedy magnetické pole je do této kapaliny zcela zamrzlé. Numerické simulace, které prováděli na konci osmdesátých let dvacátého století Robert Duncan a Christopher Thompson v Princetonu, ukázaly zajímavý fakt. Pokud by nově vzniklá neutronová hvězda rotovala s úhlovou frekvencí vyšší než 200 otáček za sekundu (perioda 5 milisekund), opět se nastartuje tekutinové dynamo a magnetické pole může zesílit až na neuvěřitelných 10¹² T, což je pole s hodnotou nad kvantovou mezí. K tomu je ovšem potřeba vysoká teplota a turbulence v nitru neutronové hvězdy. Rychlé ochlazování a zklidňování procesů v nitru způsobí, že tekutinové dynamo přestane fungovat pouhých 10 až 20 sekund po vzniku neutronové hvězdy. Nicméně krátkodobě zesílené pole zamrzne do vodivé tekutiny nitra neutronové hvězdy a ta si silné pole ponechá po desítky tisíc let. Vznikne objekt zcela výjimečných vlastností, který nazýváme magnetar. ⁶⁾

Katastrofická „přepojení“ magnetarů

U magnetarů dochází často k povrchovému magnetotřesení, které má za následek opakované uvolnění energie a opakující se záblesky. Objevují se po několika dnech, poté magnetar na mnoho let utichne, ale za čas zase svou činnost obnoví. Existují i extrémy, například gama-záblesk, který se v osmdesátých letech opakoval více než stokrát, a v devadesátých letech se odmlčel.

Podle současné teorie by v naší Galaxii mělo být snad milion magnetarů. Opakované záblesky způsobené hledáním minima magnetické energie jsou ale typické pro prvních 20 000 let života magnetaru, který se již v tomto věku stává poklidným pozůstatkem bývalé hvězdy. Proto pozorujeme v Galaxii magnetarů jen asi deset.

Opakovaná magnetotřesení způsobená přepojováním magnetických silokřivek jsou sama o sobě impozantním jevem. Tu a tam ovšem zcela výjimečně dojde ke gigantické explozi gama-záření, která odpovídá kompletnímu přebudování topologie magnetických silokřivek. Na Zemi se podobný úkaz podařilo zaznamenat jen třikrát:

1979. Dne 5. března 1979 zahltil gigantický gama-záblesk všechny dostupné přístroje, které zaznamenaly maximální možné hodnoty intenzity gama-záření. Jako první reagovala sonda Veněra 11, poté následovaly v několikasekundových odstupech sondy Veněra 12, Helios 2, Pioneer Venus, u Země tři družice (VELA, Prognoz 7 a Einstein) a na druhé straně sluneční soustavy sonda ISEE (dnešní ICE), kde záblesk prošel družicí z opačné strany, než kam mířil gama-senzor, a přece byly měřicí přístroje zahlceny. Zaznamenaly pouze obří záblesk, který trval 0,2 sekundy, a poté tříminutový dosvit modulovaný s periodou 8 sekund (perioda odpovídala rotaci magnetaru). Ze zpoždění detekce postupující rovinné vlnoplochy na jednotlivých družicích bylo možné s vysokou přesností určit polohu zdroje (výpočty ovšem trvaly celý rok). Ukázalo se, že záblesk přišel z pozůstatku po explozi supernovy ve Velkém Magellanově mračně, označovaném N 49. Celková energie uvolněná při záblesku se odhaduje na neuvěřitelných 6 × 10³⁷ J. Magnetar byl aktivní do roku 1983 a poskytoval další 4 menší záblesky ročně.

1998. K obdobnému případu došlo 27. srpna 1998 (záblesk nese označení SGR 1900-14). Situace se opakovala a opět byly zahlceny všechny přístroje na sondách a družicích. Záblesk pozorovaly například sondy Konus, Wind, Ulysses, Beppo-Sax, NEAR, RXTE a další. Intenzita záblesků z roku 1979 i z roku 1998 překročila zhruba tisícinásobně intenzitu běžných opakujících se záblesků, způsobených pukáním kůry na magnetarech. Záblesk přišel ze vzdálenosti 20 000 světelných roků, ze souhvězdí Orla, měřená perioda byla 5,2 sekundy a celková uvolněná energie byla odhadnuta na 2 × 10³⁷ J, tedy srovnatelná se zábleskem z roku 1979.

2004. Asi vůbec největší nebeskou podívanou nám příroda připravila po Vánocích roku 2004, dne 27. 12. 2004. Celková uvolněná energie byla doposud nejvyšší, a to 10³⁹ J. Vzniklá exploze byla tak silná, že způsobila ionizaci horních vrstev atmosféry. Záblesk byl pozorován mnoha detektory rentgenového, gama i radiového záření a samozřejmě také částicovými detektory. Za všechny jmenujme pozorování z rentgenových observatoří SWIFT a INTEGRAL, z radio teleskopické sítě VLA (Very Large Array) a z částicového experimentu RHESSI. Tento magnetar (katalogové označení SGR 1806-20) je od nás vzdálen 50 000 světelných roků (průměr Galaxie je přes 100 000 světelných roků), rotuje kolem osy s periodou 7,5 s a poloměr má pouhých 20 kilometrů. Kdyby obdobný záblesk vznikl ve vzdálenosti do deseti světelných roků, poškodil by přirozenou ozonovou vrstvu a mohl by vážně zasáhnout do rovnováhy v biosféře Země. Naštěstí v takové blízkosti žádné magnetary nejsou a v celé naší Galaxii jich známe pouhou desítku.

Postupně jsme si začali uvědomovat roli magnetických polí ve vesmíru, jejich uplatnění v hvězdném vývoji od kolébky v protohvězdné mlhovině po závěrečné fáze. A právě hvězdy s extrémním magnetickým polem mohou ve svých posledních životních okamžicích vyslat gigantické gama-záblesky, které nám umožní studovat jevy jinde v přírodě nepozorovatelné.

Jaké vlastnosti má magnetar

Rotuje velmi pomalu. Na první pohled by se zdálo, že magnetary jsou nejrychleji rotující neutronové hvězdy, ale ve skutečnosti jsou nejpomalejší. Extrémně silné pole a vlny indukované rotací rychle odnášejí rotační energii ven v podobě výtrysků nabitých částic. Ve velmi krátké době se magnetar zbrzdí na rotační periodu několika sekund a rotuje mnohem pomaleji než běžné radiové pulzary. Rotační energie magnetarů je oproti ostatním neutronovým hvězdám zanedbatelná, rychle ustanou i magnetické vlny vynášející nabité částice do oblasti magnetických pólů, a tak se magnetar nikdy nemůže projevit jako pulzar.

Září v rentgenovém oboru. Povrchová teplota magnetaru udržovaná vnitřním třením je dostatečná na to, aby celý povrch magnetaru zářil v rentgenovém oboru (tak jak pro příslušnou teplotu odpovídá Planckovu zákonu). Dalším zdrojem rentgenového záření (netepelného) jsou nabité částice rotující relativistickými rychlostmi podél magnetických silokřivek. V oblasti pólů tyto částice zahřívají povrch magnetaru a vytvářejí zde horké skvrny, které opět září v rentgenovém oboru. Magnetar je tak zdrojem tepelného i netepelného rentgenového záření, zejména v prvních několika desítkách tisíc let po svém vzniku.

Má pevnou kůru. Na povrchu všech neutronových hvězd se z atomárních jader vytváří krystalická mříž. Elektronové obaly zde chybějí, a tak je kůra mimořádně hustá. Krystalovou mříží se volně pohybují záporné elektrony a neutrony. Celá kůra má tloušťku kolem jednoho kilometru. Na její spodní straně se volné neutrony nabalují na atomární jádra a vyplňují mezery v krystalické mříži. Spodní část kůry má charakter obrovského atomárního jádra. Kostka na hru „Člověče, nezlob se“ vyrobená z této látky by měla hmotnost deset milionů tun. Pokud by si v některých chladnějších oblastech povrchu jádro udrželo elektron v obalu a vytvořilo atom, byl by tento atom protažený ve směru pole na více než stonásobek svého průměru. Kdyby takových atomů bylo dokonce víc, vytvořily by v dané chladnější oblasti na povrchu magnetaru polymerní koberec z velmi neobvyklé látky.

Kůra mu praská. U běžných neutronových hvězd je kůra stabilní, u magnetarů je ale vystavena enormním tlakům magnetického pole, které vzniklo v bouřlivých procesech utváření neutronové hvězdy a nemá ani minimální možnou energii. Jeho silokřivky se stáčejí, přetrhávají a opět spojují (přepojují neboli rekonektují), což je provázeno praskáním kůry, magnetotřesením. Změna povrchu je provázána se změnou topologie magnetického pole a s uvolněním energie pole v podobě záblesku v tvrdé rentgenové oblasti až v měkké gama-oblasti. Bouřlivá perioda hledání stavu s minimální energií magnetického pole nemůže trvat déle než 10 až 20 tisíc let. Opakující se záblesky mladých magnetarů byly pozorovány od roku 1979 a nazývají se SGR (Soft Gamma Repeaters).

Hrozí mu katastrofická rekonekce (přepojení magnetických silokřivek). V některých situacích může být energie nahromaděná v magnetickém poli natolik veliká, že se úplně změní topologie pole a popraská kůra. Katastrofická rekonekce pak vede k obřímu gama-záblesku, jehož okamžitý výkon je větší než zářivý výkon všech hvězd v celé naší Galaxii. Takové obří záblesky byly pozorovány zatím jen tři, v letech 1979, 1998 a 2004: první ve Velkém Magellanově mračnu (trpasličí galaxii ve vzdálenosti 157 000 světelných roků), druhé dva přímo v naší Galaxii.

Vytváří ohnivou kouli. K přepojení magnetických silokřivek dochází i ve sluneční koróně. Uvolněnou energii magnetického pole převezme plazma, jež spolu se zamrzlým magnetickým polem opouští Slunce a vydává se na pouť sluneční soustavou. Jev nazýváme koronální výron. U magnetaru to začíná podobně. Energii magnetického pole převezmou nabité elektrony a protony. Pole je zde ale natolik silné, že těmto částicím nedovolí opustit magnetar. V místě přepojení vzniká žhavá koule elektronů a protonů, která ztrácí energii pouze zářením. Jde tedy o záblesk „čisté energie“, při kterém z magnetaru unikají jen fotony.

HISTORIE V DATECH

1932. Anglický fyzik James Chadwick (1891–1974) objevil neutron. O pouhý rok později předpověděli švýcarsko-americký astronom Fritz Zwicky (1898–1974) spolu s německo-americkým astronomem Walterem Baadem (1893–1960) existenci neutronových hvězd jako závěrečných stadií hmotnějších hvězd. V témže roce předpověděl existenci temné hmoty ve vesmíru Fritz Zwicky (1898–1974).

1967. Doktorandka Jocelyn Bellová Burnellová (1943) objevila pod vedením britského astronoma Antony Hewishe (1924) první neutronové hvězdy. Šlo o radiové pulzary, které byly nejprve nazvány LGM (Little Green Men – malí zelení mužíčkové). A. Hewish zjistil, že přesné periodické radiové pulzy nejsou způsobeny interferencemi ani mimozemšťany, ale novým druhem hvězd.

1973. Byl oznámen objev gama-záblesků, náhlých vzplanutí neznámé povahy v oboru gama. Dnes je jasné, že existuje více mechanizmů vzplanutí gama, která jsou pozorována jak v kosmologických vzdálenostech, tak v naší Galaxii. K zábleskům gama dochází přibližně jednou denně a mají trvání od několika milisekund po několik stovek sekund. Může jít o vznik černé díry, splynutí dvou neutronových hvězd nebo o další, dosud neznámé mechanizmy. Záblesky byly pozorovány od konce šedesátých let 20. století vojenskými družicemi VELA; pozorování bylo odtajněno až v roce 1973.

1979. Byly objeveny první nepravidelně se opakující zdroje měkkého gama-záření, které se dnes označují jako zábleskové zdroje SGR (Soft Gamma Repeaters, viz také René Hudec, Vesmír 78, 187, 1999/4; 78, 265, 1999/5). V roce 1979 byly objeveny hned tři: 7. 1. 1979 v souhvězdí Střelce, 5. 3. 1979 ve Velkém Magellanově mračnu a 8. 3. 1979 v souhvězdí Orla. Záblesk z 5. 3. byl obřím gama-zábleskem dosud nevídané intenzity. Záblesk z 8. 3. byl trojitým zábleskem v průběhu dvou dní. Poté se zdroj odmlčel a opakovaně uvolnil další tři záblesky až v roce 1992. Z ostatních gama-záblesků byly SGR vyčleněny až v roce 1987, kdy již bylo zřejmé, že jde o samostatný jev. Na rozdíl od běžných gama-záblesků mají tyto zdroje opakovaných záblesků maximum vyzařované energie v tvrdé rentgenové oblasti (tedy na delší vlnové délce) a jde o náhodně se opakující záblesky z téhož místa. Při běžném vzplanutí SGR vyzáří objekt za sekundu tolik energie, kolik vyzáří Slunce za celý rok. Trvání těchto záblesků je od zlomků sekundy po několik sekund. Obdobné objekty v rentgenovém oboru se nazývají AXP (Anomalous X-Ray Pulsars). Jde o nepravidelné rentgenové pulzary, jejichž nepravidelnost je opět způsobena praskáním kůry magnetaru. Obří záblesky SGR, za něž je odpovědná katastrofická rekonekce magnetaru (viz rámeček 1 - „Jaké vlastnosti má magnetar“), mají dosvit několik minut a dosud byly pozorovány pouze tři, shodou okolností jeden z nich hned v roce 1979, kdy byly opakované záblesky objeveny, ovšem nebyla ještě známa jejich pravá podstata.

1992. Robert Duncan a Christopher Thompson publikovali první ucelenou teorii magnetarů, postavenou na zesílení pole tekutinovým dynamem a následných rekonekcích magnetických silokřivek. Jejich teorie je podložena četnými numerickými simulacemi. V populární podobě vyšla v únoru 2003 v prestižním časopise Scientific American, spoluautorkou se stala ještě objevitelka prvního magnetaru Chryssa Kouveliotou.

1998. Chryssa Kouveliotou z Marshallova kosmického letového centra v NASA identifikovala první magnetar. Šlo o objekt SGR 1806-20 z května 1998, magnetar s rotační periodou 7,5 sekundy. Objev publikovala v časopise Nature 21. května 1998. Tento magnetar za poslední květnový týden emitoval dalších 50 SGR záblesků! V roce 2003 získala spolu s Robertem Duncanem a Christopherem Thompsonem prestižní cenu Bruna Rossiho za observační potvrzení existence magnetarů. V témže roce obdržela Descartovu cenu za příspěvek k pochopení gama-záblesků. V roce 1998 byla také podruhé pozorována katastrofická rekonekce, a to 27. srpna 1998.

2004. Po Vánocích, 27. prosince, byl detegován třetí případ katastrofické rekonekce magnetarů, který uvolněnou energií předčil oba předchozí.