Τα μάγναστρα (Magnetars)
Μέρος 2ο

Άρθρο της Χρύσας Κυβελιώτου, Robert Duncan και Christopher Thomson από το Scientific American, Μάρτιος 2005

1o, 2ο, 3ο

Η συνεχής ελάττωση της στροφορμής

Η τελική έκρηξη της πηγής μετά τον Μάρτιο του 1979 ανιχνεύτηκε τον Μάιο του 1983, ενώ δεν καταγράφηκε καμία άλλη στα επόμενα χρόνια. Οι άλλες πηγές SGR που βρίσκονταν και οι δύο εντός του γαλαξία μας, έσβησαν το 1979 και έχουν παραμείνει ενεργές, εκπέμποντας εκατοντάδες παλμών κατά τα επόμενα χρόνια.. Ένα τέταρτο SGR εντοπίστηκε το 1998. Τρία από τα 4 αυτά αντικείμενα έχουν πιθανό αλλά όχι αποδεδειγμένο συσχετισμό με υπολείμματα νεαρών σούπερ-νόβα. Δύο επίσης βρίσκονται πολύ κοντά σε πυκνά σμήνη άστρων μεγάλης μάζας, υποδεικνύοντας ότι τα SGR τείνουν να σχηματιστούν από τέτοια άστρα. Ένα πέμπτο υποψήφιο SGR έχει εμφανιστεί μόνο δύο φορές και η ακριβής θέση του είναι ακόμη άγνωστη.

Οι επιστήμονες του Εθνικού Εργαστηρίου του Los Alamos, Baolian L.Cheng, Richard I. Epstein, Robert A. Guyer και C. Alex Young υπέδειξαν το 1996, ότι οι παλμοί των SGR είναι στατιστικά όμοιοι με των σεισμών. Οι ενέργειες έχουν παρόμοιες στατιστικές κατανομές, με τα συμβάντα μικρότερης ενέργειας να είναι πιο συχνά. Ο μεταπτυχιακός σπουδαστής Ersin Gögüs του πανεπιστημίου της Αλαμπάμα στο Huntsville, πιστοποίησε αυτή τη συμπεριφορά για ένα μεγάλο δείγμα παλμών από διάφορες πηγές. Αυτή αλλά και άλλες στατιστικές ιδιότητες είναι ένα βασικό σημείο, του κρίσιμου σημείου για αυτοοργάνωση, με την οποία ένα σύνθετο σύστημα φτάνει σε μια κρίσιμη κατάσταση στην οποία μια μικρή διαταραχή μπορεί να πυροδοτήσει μια αλυσιδωτή αντίδραση. Τέτοια συμπεριφορά συμβαίνει σε τελείως διαφορετικά συστήματα, όπως κατολισθήσεις άμμου σε αμμώδεις πλαγιές και στις μαγνητικές εκλάμψεις στον Ήλιο. Αλλά γιατί να συμπεριφέρεται έτσι ένα άστρο νετρονίων; Η λύση πρόκυψε από τη δουλειά σε ένα τελείως διαφορετικό πεδίο: Την κατανόηση των ράδιο-πάλσαρς. Τα πάλσαρς πιστεύεται γενικά ότι είναι μαγνητικά άστρα νετρονίων που περιστρέφονται πολύ γρήγορα. Το μαγνητικό τους πεδίο το οποίο δημιουργείται από ηλεκτρικά ρεύματα που κυκλοφορούν βαθιά στο εσωτερικό του άστρου, και περιστρέφονται μαζί με το άστρο. Δέσμες ραδιοκυμάτων εκπέμπονται από τους μαγνητικούς πόλους του άστρου, και σαρώνουν το διάστημα σαν τις δέσμες φωτός ενός φάρου. Έτσι εξηγούνται οι περιοδικοί παλμοί των πάλσαρς. Το πάλσαρ επίσης εκτινάσσει προς τα έξω έναν άνεμο φορτισμένων σωματιδίων, και ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία μικρής συχνότητας, τα οποία μεταφέρουν ενέργεια και στροφορμή, κάνοντας έτσι την στροφορμή του άστρου να ελαττώνεται συνεχώς.

Το πιο γνωστό πάλσαρ είναι ίσως αυτό που βρίσκεται στο νεφέλωμα του Καρκίνου. Πρόκειται για τα υπολείμματα μιας έκρηξης σούπερ-νόβα, η οποία παρατηρήθηκε το 1054. Το πάλσαρ αυτό περιστρέφεται κάθε 33 milliseconds και η περιστροφή του επιβραδύνεται με ρυθμό περίπου 13 milliseconds κάθε αιώνα. Προεκτείνοντας τη σημερινή τιμή πίσω στο χρόνο, εκτιμάται ότι γεννήθηκε με ένα ρυθμό περιστροφής περίπου 20 milliseconds. Οι αστρονόμοι περιμένουν ότι θα συνεχίσει να επιβραδύνει το ρυθμό περιστροφής του, φτάνοντας προοδευτικά σ' ένα σημείο όπου η περιστροφή του θα είναι πολύ αργή για να τροφοδοτήσει με ισχύ τους ραδιοπαλμούς. Ο ρυθμός ελάττωσης της στροφορμής έχει μετρηθεί σχεδόν για κάθε ράδιοπάλσαρ, και η θεωρία δείχνει ότι εξαρτάται από την ένταση του μαγνητικού πεδίου του άστρου. Στηριζόμενοι σ' αυτή τη θεωρία, οι αστρονόμοι συμπεραίνουν ότι τα νεαρά ράδιοπάλσαρς έχουν μαγνητικά πεδία μεταξύ 10¹² και 10¹³ gauss. Για σύγκριση αναφέρουμε ότι οι μαγνήτες στα ψυγείο μας έχουν μαγνητικά πεδία έντασης περί τα 100 gauss.

Ο απόλυτος φούρνος με φαινόμενα διάδοσης

Η εικόνα αυτή αφήνει ένα βασικό ερώτημα αναπάντητο: Από που προήλθε το αρχικό μαγνητικό πεδίο; Η παραδοσιακή παραδοχή ήταν: έχει σήμερα αυτή τη μορφή γιατί στο παρελθόν είχε την τάδε μορφή. Οι πιο πολλοί αστρονόμοι υπέθεσαν δηλαδή ότι το μαγνητικό πεδίο είναι ένα λείψανο από την εποχή πριν να γίνει το άστρο σούπερ-νόβα. Όλα τα άστρα έχουν ασθενικά μαγνητικά πεδία, και αυτά τα πεδία μπορούν απλά να ενισχυθούν με τη φάση της συμπίεσης. Σύμφωνα με τις εξισώσεις του Maxwell στον ηλεκτρομαγνητισμό, καθώς ένα μαγνητισμένο αντικείμενο συρρικνώνεται κατά ένα παράγοντα 2, το μαγνητικό του πεδίο μεγαλώνει κατά ένα παράγοντα 4. Ο πυρήνας ενός άστρου μεγάλης μάζας καταρρέει κατά ένα παράγοντα 105 από τη γέννηση του άστρου μέχρι το σχηματισμό άστρου νετρονίων, έτσι το μαγνητικό του πεδίο θα έπρεπε να γίνει 10¹⁰ φορές ισχυρότερο. Αν το μαγνητικό πεδίο του πυρήνα άρχιζε με μια σημαντική τιμή, η συμπίεση αυτή θα μπορούσε να εξηγήσει τον σχηματισμό του πάλσαρ. Δυστυχώς, το μαγνητικό πεδίο βαθιά μέσα σ' ένα άστρο, δεν μπορεί να μετρηθεί, κι έτσι αυτή η απλή υπόθεση δεν μπορεί να ελεγχθεί.

Υπάρχουν επίσης αρκετοί λόγοι να πιστεύουμε ότι η συστολή του άστρου είναι μόνο ένα μέρος της όλης ιστορίας. Στο εσωτερικό ενός άστρου, μπορούν να κυκλοφορούν αέρια με τη μέθοδο διάδοσης θερμότητας δια μεταφοράς. Θερμές ποσότητες ιονισμένου αερίου ανυψώνονται και ψυχρές βυθίζονται. Επειδή το ιονισμένο αέριο είναι ηλεκτρικός αγωγός, οι μαγνητικές δυναμικές γραμμές κάθε μαγνητικού πεδίου που διασχίζουν το αέριο, σύρονται μαζί με το αέριο καθώς αυτό κινείται. Το πεδίο μπορεί έτσι να ανασχηματιστεί και μερικές φορές να ενισχυθεί. Το φαινόμενο αυτό που είναι γνωστό ως δράση του δυναμό, πιστεύεται ότι είναι εκείνο που γεννά το μαγνητικό πεδίο των άστρων και των πλανητών. Ένα δυναμό θα μπορούσε να λειτουργεί κατά τη διάρκεια κάθε φάσης στη ζωή ενός άστρου μεγάλης μάζας, όσο τουλάχιστον ο πυρήνας περιστρέφεται αρκετά γρήγορα. Επιπλέον, κατά τη διάρκεια μιας σύντομης περιόδου αφότου ο πυρήνας του άστρου μετατραπεί σε αστέρα νετρονίων, η διάδοση με μεταφορά είναι ιδιαίτερα βίαιη. Κάτι τέτοιο δείχθηκε για πρώτη φορά με εξομοίωση σε υπολογιστή το 1986 από τον Adam Burrows του πανεπιστημίου της Arizona και τον James M. Lattimer του πολιτειακού πανεπιστημίου της Νέας Υόρκης στο Stony Brook. Αυτοί βρήκαν ότι οι θερμοκρασίες σ' ένα νεογέννητο άστρο νετρονίων ξεπερνούν τα 30 δισεκατομμύρια βαθμούς Kelvin.

1. Τα πιο πολλά άστρα νετρονίων πιστεύεται ότι ξεκινούν τη ζωή τους ως συνηθισμένου τύπου αλλά μεγάλης μάζας άστρα, βαρύτερα κατά 8 έως 20 φορές από τον Ήλιο.
2. Τα μεγάλης μάζας άστρα πεθαίνουν με εκρήξεις σούπερ-νόβα τύπου ΙΙ, καθώς ο πυρήνας τους συμπιέζεται σε μια πυκνή σφαίρα υποατομικών σωματιδίων.
3Α. Αν το νεογέννητο άστρο νετρονίων περιστρέφεται αρκετά γρήγορα, δημιουργεί έντονο μαγνητικό πεδίο. Οι δυναμικές γραμμές του πεδίου εντός του άστρου συστρέφονται.
4Α. Το μάγναστρο αποτελείται από στρώματα υλικού με συστραμμένες δυναμικές γραμμές στο εσωτερικό, και ομαλές δυναμικές γραμμές στο εξωτερικό. Θα μπορούσε να εκπέμψει μια στενή δέσμη ακτινοβολίας ραδιοκυμάτων.
5Α. Το ηλικιωμένο μάγναστρο έχει ψυχθεί, και το μεγαλύτερο μέρος του μαγνητισμού του έχει χαθεί. Εκπέμπει τότε πολύ μικρά ποσά ενέργειας. 3Β. Αν το νεογέννητο άστρο νετρονίων περιστρέφεται αργά, το μαγνητικό του πεδίο αν και θεωρείται ισχυρό σύμφωνα με τα συνηθισμένα πρότυπα, δεν φτάνει τα επίπεδα ενός μάγναστρου.
4Β. Το ενήλικο πάλσαρ είναι ψυχρότερο από ένα μάγναστρο ίδιας ηλικίας. Εκπέμπει ραδιοκύματα σε πλατιές δέσμες τις οποίες τα ραδιοτηλεσκόπια μπορούν να ανιχνεύσουν.
5Β. Το γηρασμένο πάλσαρ έχει ψυχθεί και δεν εκπέμπει πια ραδιοδέσμες.

Υπέρθερμο πυρηνικό ρευστό κυκλοφορεί σε μια περιστροφή κάθε 10 milliseconds ή λιγότερο, μεταφέροντας τεράστια κινητική ενέργεια. Μετά από 10 περίπου δευτερόλεπτα η διάδοση με μεταφορά σταματάει. Λίγο μετά αφότου οι Burrows και Lattimer έκαναν τις πρώτες εξομοιώσεις τους, οι Duncan και Thompson, τότε στο Princeton, υπολόγισαν ότι αυτή η βίαιη διάδοση με μεταφορά σημαίνει μαγνητισμό για το άστρο νετρονίων. Ο Ήλιος, στον οποίο συμβαίνει μια μετριασμένη εκδοχή της ίδιας διαδικασίας, μπορεί να χρησιμοποιηθεί σαν σημείο αναφοράς. Καθώς το ηλιακό ρευστό κυκλοφορεί, σέρνει μαζί του και τις μαγνητικές γραμμές και δίνει περίπου το 10% της κινητικής του ενέργειας στο μαγνητικό πεδίο.

Αν το κινούμενο ρευστό σε ένα νεογέννητο άστρο νετρονίων μεταφέρει επίσης 10% της κινητικής του ενέργειας στο μαγνητικό πεδίο του, τότε το πεδίο θα μπορούσε να γίνει ισχυρότερο από 10¹⁵ gauss, δηλαδή πάνω από 1000 φορές πιο ισχυρό από τα πεδία στα ράδιο-πάλσαρς. Αν το δυναμό αυτό λειτουργεί συνολικά αντί για περιορισμένες περιοχές του άστρου, θα εξαρτάται από το αν ο ρυθμός περιστροφής του άστρου ήταν συγκρίσιμος με το ρυθμό των φαινομένων μεταφοράς. Βαθιά μέσα στον Ήλιο, αυτοί οι δύο ρυθμοί είναι όμοιοι, και το μαγνητικό πεδίο είναι ικανό να οργανωθεί σε πολύ μεγάλες κλίμακες. Κατ' αναλογία, ένα άστρο νετρονίων που κατά τη γέννησή του περιστρέφεται πιο γρήγορα από την περίοδο του φαινομένου μεταφοράς που είναι 10 milliseconds, θα μπορούσε να αναπτύξει ένα ευρείας έκτασης, πάρα πολύ ισχυρό μαγνητικό πεδίο. στα 1992 ονομάσαμε αυτά τα υποθετικά άστρα νετρονίων, "μάγναστρα" (magnetars).

Ένα ανώτατο όριο στο μαγνητικό πεδίο ενός άστρου νετρονίων είναι περί τα 10¹⁷ gauss. Πέρα από αυτό το όριο το ρευστό μέσα στο άστρο θα έτεινε να αναμιχθεί και το πεδίο θα χανόταν. Δεν υπάρχουν γνωστά αντικείμενα στο σύμπαν που να μπορούν να δημιουργήσουν και να συντηρήσουν πιο ισχυρά μαγνητικά πεδία. Ένα πόρισμα των υπολογισμών μας είναι ότι τα ράδιο-πάλσαρς είναι άστρα νετρονίων στα οποία το μεγάλης κλίμακας δυναμό δεν μπόρεσε να δουλέψει. Στην περίπτωση του πάλσαρ στο νεφέλωμα του Καρκίνου, το νεογέννητο άστρο νετρονίων, περιστρεφόταν με περίοδο 20 milliseconds, δηλαδή πολύ αργότερα από τον ρυθμό μεταφοράς, κι έτσι το δυναμό δεν δούλεψε ποτέ.

1o, 2ο, 3ο