Magnetars, τα άστρα με το ισχυρότερο μαγνητικό πεδίο στο Σύμπαν

Από την ιστοσελίδα του PhysicsWeb,  10  Ιανουαρίου 2003

Τον Νοέμβριο του 1996 ένας δορυφόρος της NASA, κατέγραψε ένα σπάνιο τύπο pulsar, σε απόσταση περίπου 40.000 έτη φωτός μακριά από τη γη. Το άστρο αυτό ονομάστηκε  SGR 1806-20, και είναι ένα περιστρεφόμενο άστρο νετρονίων, το οποίο περιοδικά εκπέμπει τεράστιες εκλάμψεις ακτίνων γ. Τώρα μια ομάδα αστροφυσικών έχει βρει ενδείξεις ότι πρόκειται για ένα magnetar, το πιο ισχυρό μαγνητικό αντικείμενο του Σύμπαντος. 

Τα Πάλσαρ είναι περιστρεφόμενοι αστέρες νετρονίων, που εμφανίζονται σαν γιγάντιοι κοσμικοί φάροι. Με μάζα 1,5 φορές αυτή του ήλιου, συμπιεσμένη όμως σε μια σφαίρα ακτίνας 10km, οι αστέρες νετρονίων είναι τα πιο πυκνά αντικείμενα που γνωρίζουμε. Η περιστροφή τους μπορεί να δημιουργήσει ένα ρυθμικό ραδιοσήμα, και τότε το αστέρι νετρονίων λέγεται πάλσαρ. Το βασικό μοντέλο για ένα πάλσαρ, θεωρεί το αστέρι αυτό ως ένα μαγνητικό δίπολο, το οποίο σχηματίζει κάποια γωνία με τον άξονα περιστροφής. Το δίπολο αυτό εκπέμπει ραδιοκύματα κατά μήκος του άξονα του διπόλου, καθώς το άστρο περιστρέφεται. 

Πως μετράμε τα ισχυρά μαγνητικά πεδία

Η ηλεκτρομαγνητική εκπομπή από ένα πάλσαρ προκύπτει με απώλεια της ενέργειας περιστροφής του, πράγμα που έχει ως αποτέλεσμα την ελάττωση της γωνιακής ταχύτητας περιστροφής, όπως και της στροφορμής, και μας δίνει έτσι τη δυνατότητα να μετρήσουμε το μαγνητικό πεδίο. Ο ρυθμός της ελάττωσης της στροφορμής  είναι μόνο 1/1.000.000 του δευτερολέπτου στα 100 χρόνια, αλλά μπορεί να μετρηθεί με μεγάλη ακρίβεια στην περιοχή ραδιοκυμάτων του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Υποθέτοντας ένα απλό μοντέλο διπόλου, ο ρυθμός ελάττωσης της στροφορμής είναι ανάλογος προς το B²/P, όπου P  είναι η περίοδος περιστροφής και  B  είναι η ένταση του μαγνητικού πεδίου. 

Η άμεση όμως αυτή τεχνική μέτρησης του Β, δεν μπορεί να εφαρμοστεί όταν οι απώλειες της ενέργειας περιστροφής οφείλονται και σε ισχυρή εκπομπή ακτίνων Χ. Στις περιπτώσεις όμως που υπάρχει ένα ισχυρό μαγνητικό πεδίο εφαρμόζεται μια άλλη μέθοδος. Σ' ένα ισχυρό μαγνητικό πεδίο, τα ηλεκτρόνια ωθούνται να κινηθούν κατά μήκος των δυναμικών γραμμών του πεδίου, αλλά όταν ο περιορισμός αυτός των ηλεκτρονίων τα περιορίζει σε μια εγκάρσια διεύθυνση μεγέθους μικρότερου από το μήκος κύματος de Broglie, τότε τα κβαντικά φαινόμενα γίνονται σημαντικά. Η εγκάρσια κίνηση των ηλεκτρονίων κβαντίζεται, με διακριτά ενεργειακά επίπεδα. Τα επίπεδα αυτά της ενέργειας λέγονται στάθμες Landau. 

Στην περίπτωση αυτή η μέτρηση του μαγνητικού πεδίου επιτυγχάνεται με τη μέτρηση της συχνότητας κατά την εκπομπή φωτονίου όταν τα ηλεκτρόνια μεταπηδούν μεταξύ των ενεργειακών σταθμών Landau. Τυπικά οι φασματικές αυτές γραμμές ανήκουν στην περιοχή των σκληρών ακτίνων Χ και η ενέργειa των φωτονίων τους τους είναι αρκετές δεκάδες ΚeV. 

Οι αστέρες νετρονίων γνωρίζουμε ότι έχουν μαγνητικά πεδία της τάξης των 100 εκατομμυρίων Tesla. Η τιμή αυτή είναι 6 τάξεις μεγέθους μεγαλύτερη από το μαγνητικό πεδίο ενός συνηθισμένου αστεριού, η του πιο ισχυρού εργαστηριακού μαγνητικού πεδίου. Υπάρχουν όμως και κάποιες θεωρητικές προβλέψεις για τα μαγνητικά πεδία κάποιων πάλσαρς, τα οποία σε ορισμένες φάσεις τους μπορούν να έχουν μαγνητικά πεδία έως και 100 δισεκατομμύρια Tesla. Αστέρια με τέτοια τερατώδη μαγνητικά πεδία ονομάστηκαν magnetars, και οι αστρονόμοι άρχισαν να τα αναζητούν. 

Το κυνήγι των magnetars

ΟΙ πρώτοι υποψήφιοι ως magnetar ήταν η σπάνια και ιδιόμορφη οικογένεια των γαλαξιακών πηγών ακτίνων γ και Χ, οι οποίες ονομάστηκαν επαναληπτικές πηγές μαλακών ακτίνων γ (SGR). Αυτά τα αργόστροφα πάλσαρ, εκπέμπουν ήσυχα στην περιοχή των ακτίνων Χ για αρκετά χρόνια, και τότε ξαφνικά γίνονται βίαια ενεργά για μια περίοδο μερικών εβδομάδων ή μηνών. Στη φάση αυτή εκπέμπουν εκατοντάδες βραχύβιων εκλάμψεων (~0.1 s), μαλακών ακτίνων γ, κάθε φορά με φωτεινότητα δισεκατομμυρίων φορών αυτής του ήλιου.  Οι εκλάμψεις αυτές πιθανόν να υποδεικνύουν ότι τα SGR περιέχουν κάποιο magnetar. Η θεωρία προβλέπει ότι καθώς το κολοσσιαίο μαγνητικό πεδίο των magnetar κινείται μέσα από το στερεό φλοιό του αστεριού, θα μπορούσε να στρεβλώσει και μερικές φορές να σπάσει τον φλοιό και να παράγει αυτό που ονομάζεται σεισμός στο αστέρι. 

Κατά τη διάρκεια του σεισμού, βίαια σεισμικά κύματα αλλοιώνουν τον φλοιό του αστεριού, μετατοπίζοντας τα ίχνη των δυναμικών γραμμών του πεδίου επί του φλοιού. Οι δυναμικές γραμμές δρουν σαν τεντωμένα νήματα, γεννώντας ελαστικά κύματα που λέγονται κύματα Alfven, τα οποία με τη σειρά τους επιταχύνουν νέφη σωματιδίων πάνω από την επιφάνεια του αστέρα. Αυτή η επιτάχυνση είναι που παράγει τελικά τις εκλάμψεις των ακτίνων γ. Αν αυτή η ερμηνεία είναι σωστή τότε η δραστηριότητα των SGR είναι περίπου όμοια με τις ηλιακές εκλάμψεις αλλά με πολύ μεγαλύτερη απελευθέρωση ενέργειας. Και στις δύο περιπτώσεις είναι η μετακίνηση των ιχνών του μαγνητικού πεδίου επί της επιφανείας (οφειλόμενη σε ισχυρά ρεύματα διάδοσης στον ήλιο και σε σεισμική δραστηριότητα στον αστέρα νετρονίων), που προκαλούν την γένεση των κυμάτων Alfven. 

Τα Magnetars, όπως και οι συνήθεις ραδιοαστέρες  pulsars, αναμένεται να χάνουν στροφορμή. Δεδομένου όμως ότι η ένταση του πεδίου ενός magnetar, είναι 1000 φορές μεγαλύτερη, ο ρυθμός ελάττωσης της στροφορμής είναι τώρα ουσιαστικός, περίπου 1 χιλιοστό του δευτερολέπτου ανά έτος. Στο τέλος της δεκαετίας του 1990 μια ομάδα υπό την καθοδήγηση της Χρύσσας Κουβελιώτου του Κέντρου Πτήσεων Marshall της NASA, και του Kevin Hurley του πανεπιστημίου της California στο Berkeley, πέτυχαν να μετρήσουν ένα ρυθμό ελάττωσης στροφορμής σ' αυτή την περιοχή τιμών για δύο SGR. Αυτό ενίσχυσε την άποψη για την δημιουργία των magnetar στα SGR. 

Παρά τις ισχυρές έμμεσες ενδείξεις όμως, η οριστική απόδειξη της ύπαρξης των magnetar έλειπε. Οι αστρονόμοι έπρεπε  να μετρήσουν απευθείας το μαγνητικό πεδίο, με την ανίχνευση της φασματικής γραμμής από μετάπτωση στις στάθμες Landau, για να σιγουρευτούν. Για ένα πεδίο όμως της τάξης των 100.000.000.000 Tesla, η ενέργεια που αντιστοιχεί στις μεταπτώσεις αυτές είναι αρκετές δεκάδες MeV. Η περιοχή αυτή δεν είναι μέσα στις παρούσες πειραματικές φασματοσκοπικές δυνατότητές μας στα διαστημικά προγράμματα. Η ακτινοβολία όμως που οφείλεται στις μεταπτώσεις μεταξύ ενεργειακών σταθμών πρωτονίων, αναμένεται να είναι της τάξης μερικών KeV και θα μπορούσε να ανιχνευτεί από τα εν ενεργεία παρατηρητήρια ακτίνων Χ. Μέχρι σήμερα όμως το ψάξιμο μεταξύ των υποψηφίων magnetar δεν έχει οδηγήσει στην ανίχνευση της φασματικής γραμμής από μετάπτωση μεταξύ ενεργειακών γραμμών πρωτονίων, τουλάχιστον στη φάση της ηρεμίας των υποψηφίων αυτών. 

Τα νέα αποτελέσματα που αναφέρθηκαν στην αρχή, βασίζονται σε δεδομένα κατά την διάρκεια έντονων εκλάμψεων του SGR 1806-20. Το 2002 διάφορες ομάδες βρήκαν την ύπαρξη φασματικών γραμμών με ενέργεια περί τα 5KeV που δικαιολογείται από ακτινοβολία πρωτονίου όταν αυτό παγιδευτεί σε  μαγνητικό πεδίο της τάξης των 100 δισεκατομμυρίων Tesla. Μια συντηρητική εκτίμηση του αριθμού των magnetar τα αναβιβάζει περίπου σε 1 εκατομμύριο στο γαλαξία μας, αλλά θα μπορούσαν κάλλιστα να είναι μεταξύ 30 και 100 εκατομμυρίων. 

Το κυνήγι της παρατήρησής τους μόλις τώρα αρχίζει.