Magnetar

Magnetar je neutronová hvězda s extrémně silným magnetickým polem. Rozpad nestabilní kůry doprovází mohutné emise vysokoenergetického elektromagnetického záření, především rentgenového a gama záření.

Teoreticky tyto objekty předpověděli Robert Duncan a Christopher Thompson v roce 1992. Během následujícího desetiletí byla magnetarová hypotéza široce akceptována jako možné fyzikální vysvětlení pozorovaných objektů jako jsou SGR (Soft gamma repeater – zdroj opakovaných záblesků měkkého gamma záření) a AXP (Anomalous X-Ray Pulsar – nepravidelný zábleskový zdroj rentgenového záření). První magnetar detekovala v roce 1998 Chryssa Kouveliotou z Marshallova kosmického letového centra v NASA.

Vývoj magnetaru

Když se supernova zhroutí do neutronové hvězdy, síla jejího magnetického pole dramaticky vzroste. Duncan a Thompson vypočítali, že magnetické pole neutronové hvězdy, běžně dosahující ohromných 10⁸ T, může za jistých okolností narůst ještě více, na více než 10¹¹ T. Takovou vysoce magnetickou neutronovou hvězdu nazýváme magnetar.^[1]

Ve vnějších vrstvách magnetaru, které se skládají z plazmatu těžkých prvků (většinou železa), může tlak vzrůst natolik, že to vede k „hvězdotřesení.“ Energie těchto seismických vibrací je extrémně vysoká a má za následek záblesk rentgenového a gama záření (gama záblesk). Astronomové takové objekty znají jako SGR.

Odhaduje se, že asi desetina explozí supernovy vyústí v magnetar a ne v obvyklejší neutronovou hvězdu nebo pulsar. To se stává, jen pokud má hvězda rychlou rotaci a silné magnetické pole, ještě než vybuchne jako supernova. Předpokládá se, že magnetické pole magnetaru způsobuje konvekcí řízené dynamo horké neutronové hmoty z jádra hvězdy, které začne fungovat asi v prvních 10 sekundách života neutronové hvězdy. Pokud neutronová hvězda na počátku rotuje stejně rychle, jako je perioda konvekce, asi deset milisekund, mohou konvekční proudy působit globálně a přenášet významné množství své kinetické energie do energie magnetického pole. U pomaleji rotujících neutronových hvězd se konvekční proudy formují jen místně.

Život magnetaru jako SGR je krátký: energie vydávaná explozemi při hvězdotřesení zpomaluje rotaci (způsobuje, že magnetary rotují mnohem pomaleji než jiné neutronové hvězdy srovnatelného věku) a oslabuje magnetické pole, takže hvězdotřesení asi po 10 000 letech utichnou. Hvězda pak ještě vyzařuje rentgenové paprsky a změní se tak v objekt nazývaný astronomy AXP. Po dalších 10 000 letech přestane vydávat i tyto záblesky. Na počátku svého života je však zdrojem obrovských vzplanutí, z nichž některá byla přímo pozorována, např. SGR 1806-20 27. prosince 2004, a s růstem přesnosti dalekohledů se očekává zaznamenání mnoha dalších.

K prosinci 2022 byly známy 24 magnetary a 6 nepotvrzených kandidátů (12 + 4 SGR a 12 + 2 AXP).^[1][2]

Vliv supersilných magnetických polí

Magnetické pole přes 10 GT je dost silné, aby smazalo data z kreditní karty z poloviny vzdálenosti Měsíce od Země.^[3] Malý neodymový magnet má pole kolem 1 T, Země má geomagnetické pole 30-60 mikrotesla a většinu záznamových médií lze vymazat polem 1 militesla.

Magnetické pole magnetaru by bylo smrtelné na vzdálenost do 1000 km kvůli deformaci atomů v živé hmotě.^[4]

Odkazy

Reference

Externí odkazy

• Obrázky, zvuky či videa k tématu magnetar na Wikimedia Commons
• Vznik magnetarů vyřešen vytvářejí se při explozích největších hvězd (anglicky)
• NASA: Objev „magnetarů“ vyřešil záhadu starou 19 let Citát: „…nasvědčovalo magnetickému poli o síle asi 800 biliónů gaussů…“ (anglicky)
• Robert C. Duncan, Texaská univerzita v Austinu: 'Magnetary', SGR & velmi silná magnetická pole (anglicky)
• NASA Astrophysics Data System (ADS): Duncan & Thompson, Ap.J. 392, L9) 1992 (anglicky)
• NASA ADS, 1999: Objev magnetaru spojený s SGR 1900+14 (anglicky)
• Chryssa Kouveliotou, Robert Duncan, and Christopher Thompson, „Magnetars,“ Scientific American, Feb. 2003, pp. 34-41 (anglicky, PDF)
• Robert C. Duncan a Christopher Thompson, „Vznik velmi silně magnetických neutronových hvězd: Souvislosti se záblesky gama paprsků,“ Astronomical Journal, ročník 392, číslo 1 (10. června 1992), pp. L9?L13. (anglicky)

Autoritní data	GND: 1168430526