Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 30 (vyšlo 26. července, ročník 2 (2004)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Extrémní magnetická pole

Michal Stránský

Magnetická pole, se kterými se můžeme setkat na Zemi, zdaleka nedosahují takové velikosti jako pole, která existují v dalekém vesmíru. Rekordní hodnoty magnetických polí dosažené v laboratořích jsou o mnoho řádů menší.

Neutronová hvězda – jedno z možných závěrečných stádií vývoje hvězdy. Jedná se o kompaktní objekt s poloměrem 10 až 100 km s hustotou dosahující hodnot atomového jádra 1010 kg/cm3 až 1012 kg/cm3, v němž gravitaci odolává tlak degenerovaného neutronového plynu.

Pulsar – rychle rotující neutronová hvězda u které nesouhlasí směr rotační a magnetické osy. Vytvářejí se zde výtrysky světelného záření a nabitých částic ve směru magnetické osy, které pozorujeme jako pravidelné záblesky, podobně jako od majáku policejního automobilu.

MHD dynamo – tekutinová varianta klasického dynama. Elektrické proudy vznikají při pohybu plazmatu a generují magnetické pole.

Gauss – jednotka indukce magnetického pole, 1 G = 10−4 T = 10−4 NA−1m−1.

Srovnání velikostí magnetických polí ve vesmíru a na Zemi

Kde Velikost [G]
mezigalaktický prostor 10−11 až 10−6
mezihvězdný prostor 10−5 až 10−2
zemské pole na povrchu u pólů 0,6
Slunce 50
udržené (stacionární) pole v laboratoři 4,5×105
v laboratoři v pulsním laserovém plazmatu 109
radiový pulsar 1012 až 1013
magnetar 1014 až 1015

Jak je v tabulce vidět, maximální magnetická pole generovaná na Zemi jsou o 6 řádů menší, než mohou být pole u magnetarů. Maximálních laboratorních hodnot indukce bylo dosaženo v laboratoři Rutherford Appleton Laboratory nedaleko Oxfordu na zařízení VULCAN v říjnu roku 2002, jednalo se o plazma buzené pikosekundovým pulsním laserem.

Magnetary

Magnetary jsou objekty, u kterých nalézáme nejsilnější magnetická pole, co známe. Magnetar je jedno z možných závěrečných stádií vývoje hvězd, které není příliš časté. Jedná se o zvláštní typ neutronové hvězdy, u které se vyvinulo magnetické pole mnohem větší než u běžnějších pulsarů (viz srovnání), což jsou rovněž neutronové hvězdy.

Neutronové hvězdy vznikají jako pozůstatek exploze supernovy. Po kolapsu do neutronové hvězdy je hmota dostatečně horká pro tvorbu velkých konvektivních proudů, bez pevné kůry (crust) na povrchu, principem magnetického dynama se může vytvořit pole až 1016 G. U normální neutronové hvězdy tato fáze trvá 10÷20 s. Pak se vytvoří na povrchu pevná vrstva cca 1 km tlustá, která zabrání dalšímu vývoji magnetického pole dynamem a pole se ustálí na nižších hodnotách typických pro pulzary (maximálně 1013 G). Podle numerických simulací založených na MHD dynamu je nutná počáteční rychlost rotace magnetaru alespoň 200 s−1. Jedině tak se magnetické pole během doby chladnutí rozvine do hodnot dosahujících 1015 G. Díky silnému magnetickému poli a velké vodivosti se rotace magnetaru rapidně zpomalí během 10 000 let na periodu 5÷10 s.

Základní vlastnosti magnetarů

  • Magnetická indukce může být až 1015 G.
  • Silné pole způsobuje rapidní zpomalování neutronové hvězdy (10 000 let starý magnetar může být zpomalen na periodu řádově 10 s). Jde o efekt brždění magnetickým polem, tzv. magnetickou brzdu.
  • Silné magnetické pole působí silou až 1,5×109 N na povrchu a způsobuje pnutí, zvrásnění a hvězdotřesení s erupcemi energie v měkkém gama oboru.
  • Povrchová teplota: 106 K.

Projevy magnetarů

  • Magnetary mají málo aktivní, temnější stav, bez projevů typických u pulzarů.
  • Občas zjasní o 2 až 3 řády v měkkém gama či tvrdém rentgenovém oboru po dobu několika milisekund až sekund. Potom následuje fáze doznívání periodických pulsů, čímž se podobají pulzarům, s odpovídající rotací 5÷10 s. Těmto zábleskům se říká SGR (Soft Gamma Repeater) nebo AXP (Anomalous X-Ray Pulsar), fáze SGR a AXP se mohou střídat. Objevují se nepravidelně.
  • Vývoj závisí hlavně na počátečním magnetickém poli.

SGR 1900+14

Ukázka emise SGR.

Magnetar burst

Časová posloupnost vývoje záblesku magnetaru z MHD simulací (avi, 600 kB).
Robert Mallozzi, NASA Marshall Space Flight Center.

Obří erupce

Pnutím povrchu magnetaru způsobeným magnetickým polem vznikají silné otřesy a erupce hmoty z povrchu. Díky velké vodivosti se magnetické pole strhává spolu s vyvrhnutou hmotu a později se jeho energie uvolňuje rekonekcí (přespojováním) magnetických silokřivek. Při rekonekci vzniká vysoce intenzivní měkké gama záření. SGR ze dne 5. 3. 1979 uvolnil během 0,2 s stejné množství energie jako Slunce za 3 000 let.

Intenzivní emise energie magnetickým polem je podmíněna malou celkovou vyvrženou hmotou. Shluk hmoty s magnetickým polem má obrovskou hustotu energie pro vytvoření značného množství lehkých párů elektronů a pozitronů. Tyto částice driftují a u magnetických pólů, kde je jejich největší koncentrace, postupně anihilují vyzařujíce měkké gama či rentgenové, postupně slábnoucí záření. V této fázi magnetar pulzuje díky tomuto vyzařování jako pulzar.

Vlastnosti látky při silných magnetických polích

Při indukci větší než je BQ (Quantum Limit, kvantově elektrodynamická mez, 1013 G, elektrony i v nejnižších normálních orbitalech mají rychlost blížící se rychlosti světla) se děje množství zajímavých jevů. Tato pole nejsou k dispozici u pulzarů, ale u magnetarů ano. Atomy jsou protáhnuty do tyčinkovitého tvaru podél pole, kde tloušťka může být 1 % délky či normálního tvaru. Vakuum v tomto stavu vykazuje dvojlom, způsobený produkcí elektron-pozitronových párů. Projevy těchto zvláštních jevů mohou být pozorovány spektroskopicky na Zemi při pečlivé analýze dat ze záření pocházejícího od těchto objektů.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage