Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 21 – vyšlo 23. května, ročník 3 (2005) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

21/2005

Gigantická exploze SGR 1806-20 aneb může být Země ohrožena?

Petr Kulhánek

Dne 27. prosince 2004 nám příroda připravila zcela mimořádné divadlo. Na obloze se objevil gigantický gama záblesk pocházející z magnetaruMagnetar – neutronová hvězda s mimořádně silným magnetickým polem až 10¹² T. Kůra je již nestabilní, praská, dochází k pravidelným magnetotřesením doprovázeným přepojením magnetických siločar a záblesky v retgenovém a měkkém gama oboru. První projevy magnetaru byly detekovány v roce 1979 (opakované záblesky gama neboli SGR). První magnetar detekovala v roce 1998 Chryssa Kouveliotou z Marshallova kosmického letového centra v NASA. Výjimečně mohou opakující se záblesky přejít v jeden mohutný, neopakovatelný záblesk. SGR 1806-20. Celková uvolněná energie se odhaduje na 10³⁹ J, což je stokrát více než u dvou obdobných záblesků pozorovaných v letech 1979 a 1998. Přestože k nám tento záblesk putoval přes půl Galaxie ze vzdálenosti 50 000 světelných let, byl tak silný, že dočasně narušil ionosféru Země a kdyby probíhal v optickém oboru, byl by jasný jako Měsíc v úplňku.

Neutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1017 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. Magnetar – neutronová hvězda s mimořádně silným magnetickým polem až 1012 T. Kůra je již nestabilní, praská, dochází k pravidelným magnetotřesením doprovázeným přepojením magnetických siločar a záblesky v retgenovém a měkkém gama oboru. První projevy magnetaru byly detekovány v roce 1979 (opakované záblesky gama neboli SGR). První magnetar detekovala v roce 1998 Chryssa Kouveliotou z Marshallova kosmického letového centra v NASA. Výjimečně mohou opakující se záblesky přejít v jeden mohutný, neopakovatelný záblesk. SGR – Soft Gama Repeater, zábleskové zdroje v měkkém gama oboru, jejichž původcem jsou magnetary. První SGR byl objeven v roce 1979, k identifikaci s magnetary došlo v roce 1998. AXP – Anomalous X-Ray Pulsar, nepravidelné zábleskové zdroje v RTG oboru, jejichž původcem jsou magnetary. Rekonekce – přepojení magnetických siločar, při němž siločáry prudce změní svou dosavadní topologii do jiné, energeticky výhodnější podoby. Při tom dojde k uvolnění energie, která zahřeje okolní plazma. Někdy natolik, že plazma zazáří i v rentgenovém nebo v gama oboru. Na mikroskopické úrovni jsou za rekonekci zodpovědné pohybující se nabité částice, které generují nová magnetická pole skládající se s polem původním. Světelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km.

Jedním z možných závěrečných vývojových stádií hvězd jsou neutronové hvězdyNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ kg m⁻³ dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století.. Jde o kompaktní objekty malých rozměrů, v jejichž nitru již neprobíhá termojaderná syntéza. Tlak degenerovaného neutronového plynu zabraňuje dalšímu gravitačnímu smršťování bývalé hvězdy. V některých případech se při smršťování vytvoří u neutronové hvězdy mimořádně silné magnetické pole, potom hovoříme o magnetaru. Pokud neutronová hvězda rotuje s frekvencí vyšší než 200 otáček za sekundu, vytvoří kombinace intenzivní rotace spolu s konvekcí látky podmínky pro vznik MHD dynamaMHD dynamo – magnetohydrodynamické dynamo, tekutinová varianta klasického dynama. Elektrické proudy vznikají při pohybu plazmatu nebo tekutého kovu a generují magnetické pole. Dipólová složka se mění na azimutální tzv. omega efektem a azimutální na dipólovou tzv. alfa efektem. Tekutinové dynamo nemůže být stacionární, jeho základní vlastností je překlápění magnetických pólů.. Vytvořená magnetická pole následně rotaci magnetaruMagnetar – neutronová hvězda s mimořádně silným magnetickým polem až 10¹² T. Kůra je již nestabilní, praská, dochází k pravidelným magnetotřesením doprovázeným přepojením magnetických siločar a záblesky v retgenovém a měkkém gama oboru. První projevy magnetaru byly detekovány v roce 1979 (opakované záblesky gama neboli SGR). První magnetar detekovala v roce 1998 Chryssa Kouveliotou z Marshallova kosmického letového centra v NASA. Výjimečně mohou opakující se záblesky přejít v jeden mohutný, neopakovatelný záblesk. přibrzdí, nicméně vzniklá pole mohou dosáhnout až hodnoty 10¹¹ T, ve výjimečných případech i 10¹² T. Jde o nejsilnější známá pole vůbec. Například ve slunečních skvrnách je indukce magnetického pole jen  0,1 T.

Magnetar – nejsilnější magnet ve vesmíru.

Povrch magnetaruMagnetar – neutronová hvězda s mimořádně silným magnetickým polem až 10¹² T. Kůra je již nestabilní, praská, dochází k pravidelným magnetotřesením doprovázeným přepojením magnetických siločar a záblesky v retgenovém a měkkém gama oboru. První projevy magnetaru byly detekovány v roce 1979 (opakované záblesky gama neboli SGR). První magnetar detekovala v roce 1998 Chryssa Kouveliotou z Marshallova kosmického letového centra v NASA. Výjimečně mohou opakující se záblesky přejít v jeden mohutný, neopakovatelný záblesk. tvoří několik kilometrů tlustá kůra z neutronů a magnetického pole s vlastnostmi pevné látky. Právě zde občas dochází k typickým magnetotřesením, která jsou doprovázena disipací energie do magnetické koróny. V ní dochází k přesunům a proplétání magnetických silokřivek, k rozvoji nestabilit, které nakonec vedou k zpřetrhání a znovupřepojení magnetických silokřivek do nové, energeticky nižší konfigurace a k uvolnění energie ve formě vzplanutí v měkkém gama záření. Objekty, u kterých probíhají opakovaná gama vzplanutí byly nazvány SGRSGR – Soft Gama Repeater, zábleskové zdroje v měkkém gama oboru, jejichž původcem jsou magnetary. První SGR byl objeven v roce 1979, k identifikaci s magnetary došlo v roce 1998., první byl detekován v roce 1979. Obdobné objekty v RTG oboru se nazývají AXPAXP – Anomalous X-Ray Pulsar, nepravidelné zábleskové zdroje v RTG oboru, jejichž původcem jsou magnetary.. V roce 1992 publikovali R. C. Duncan (McDonald Observatory) a C. Thompson (University of Toronto) první ucelenou teorii magnetarů. V roce 1998 identifikovala první magnetar Chryssa Kouveliotou z Marshallova kosmického letového centra v NASA. Detailní vysvětlení vzplanutí pomocí katastrofické rekonekceRekonekce – přepojení magnetických siločar, při němž siločáry prudce změní svou dosavadní topologii do jiné, energeticky výhodnější podoby. Při tom dojde k uvolnění energie, která zahřeje okolní plazma. Někdy natolik, že plazma zazáří i v rentgenovém nebo v gama oboru. Na mikroskopické úrovni jsou za rekonekci zodpovědné pohybující se nabité částice, které generují nová magnetická pole skládající se s polem původním. magnetických silokřivek podal M. Lyutikov z McGillovy  univerzity v roce 2003. Ukázal, že časová konstanta nárůstu exploze je geometrickým průměrem Alfvénova časuAlfvénův čas – doba, za kterou magnetoakustická vlna šířící se Alfvénovou rychlostí v_A projde plazmatem s charakteristickým rozměrem L. Alfvénův čas je dán vztahem: τ_A ~ L/v_A. τ_A (mikrosekundy) a rezistivní časové konstantyRezistivní časová konstanta – charakteristická doba procesů spojená s konečnou vodivostí η plazmatu o rozměru L. Je dána vztahem: τ_R ~ L²/η. τ_R (sekundy) a je dána vztahem τ_REC = (τ_Aτ_R)^1/2. Pro typický magnetar vychází hodnota 10 milisekund.

Rozložení některých známých SGRSGR – Soft Gama Repeater, zábleskové zdroje v měkkém gama oboru, jejichž původcem jsou magnetary. První SGR byl objeven v roce 1979, k identifikaci s magnetary došlo v roce 1998. a AXPAXP – Anomalous X-Ray Pulsar, nepravidelné zábleskové zdroje v RTG oboru, jejichž původcem jsou magnetary. zdrojů v Galaxii.

Pro aktivní magnetaryMagnetar – neutronová hvězda s mimořádně silným magnetickým polem až 10¹² T. Kůra je již nestabilní, praská, dochází k pravidelným magnetotřesením doprovázeným přepojením magnetických siločar a záblesky v retgenovém a měkkém gama oboru. První projevy magnetaru byly detekovány v roce 1979 (opakované záblesky gama neboli SGR). První magnetar detekovala v roce 1998 Chryssa Kouveliotou z Marshallova kosmického letového centra v NASA. Výjimečně mohou opakující se záblesky přejít v jeden mohutný, neopakovatelný záblesk. jsou typické série RTG nebo gama vzplanutí. Někdy výjimečně přejdou v gigantický záblesk s energií 1000 krát větší, než je energie běžného vzplanutí. Takové záblesky byly zatím pozorovány jen tři. První záblesk byl pozorován 5. března 1979 (SGR 0525-66) ve Velkém Magellanově mračně. Jeho celková vyzářená energie byla vyšší než 6×10³⁷ J. Další obdobný záblesk byl pozorován 27. srpna 1998  (SGR 1900+14) a celková vyzářená energie zde dosáhla hodnoty 2×10³⁷ J. Posledním pozorovaným gigantickým zábleskem je událost z 27. prosince 2004 (SGR 1806-20). Záblesk v souhvězdí Střelce byl tentokrát ještě stokrát silnější než v obou předchozích případech a dosáhl mimořádné celkové energie 2×10³⁹ J.

Záblesk SGR 1806-20 z 27  prosince 2004. Na grafu je zobrazen počet zachycených gama
fotonů při experimentu RHESSIRHESSI – Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager, malá družice NASA vypuštěná 5. 2. 1992. Jejím hlavním cílem je výzkum uvolňování energetických částic při náhlých slunečních vzplanutích. Pohybuje se na kruhové dráze kolem Země ve výšce 600 km. Pojmenována je podle Reuvena Ramatyho (1937–2001), který je průkopníkem sluneční fyziky, gama astronomie a výzkumu kosmického záření. Ramaty se narodil v Rumunsku, většinu života ale pracoval v USA v NASA.. Časová nula odpovídá 77 280 s UT. Zdroj: Nature.

Uvolněná exploze byla tak silná, že způsobila ionizaci horních vrstev atmosféry. Záblesk byl pozorován mnoha detektory RTG, gama i radiového záření a samozřejmě i částicovými detektory. Za všechny jmenujme pozorování z RTG observatoří SWIFTSWIFT – The Swift Gamma-Ray Burst Explorer. Gama observatoř NASA, která byla vynesena na nízkou oběžnou dráhu 20. 11. 2004 pomocí nosné rakety DELTA 7320. Družice je především určena pro pozorování záblesků gama. Řádově sekundy po detekci záblesku je schopna předat data o poloze po­zem­ským observatořím, které mohou zkoumat dosvit záblesku a hledat případný optický protějšek. Hlavní přístroj BAT (Burst Alert Telescope) v oboru 15÷150 keV je doplněn RTG dalekohledem XRT (X-Ray Telescope) v oboru 0,3÷10 keV a UV/V dalekohledem UVOT (UV/Optical Telescope) v oboru 170÷650 nm. a INTEGRALINTEGRAL – INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory. Gama observatoř ESA o hmotnosti 4 tuny, navedená na oběžnou dráhu 17. 10. 2002 pomocí ruské nosné rakety Proton z kosmodromu Bajkonur. Na konci roku 2003 bylo rozhodnuto o prodloužení mise o čtyři roky (do roku 2008). V současné době je jasné, že by observatoř mohla vydržet i do období po roce 2020. Jde o dosud nejcitlivější přístroj v oblasti gama záření. INTEGRAL je evropská mise ve spolupráci s Ruskem a USA., z radioteleskopické sítě VLAVLA – Very Large Array, síť 27 radioteleskopů poskládaných do tvaru písmene Y umístěná v Socorru v Novém Mexiku. Průměr jedné antény je 25 metrů, hmotnost 230 tun. Elektronicky zpracovaná data poskytují rozlišení odpovídající základně 36 kilometrů a citlivost odpovídající jednomu dalekohledu o průměru 130 metrů. Síť provozuje National Radio Astronomy Observatory (NRAO) od roku 1980. a z částicového experimentu RHESSIRHESSI – Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager, malá družice NASA vypuštěná 5. 2. 1992. Jejím hlavním cílem je výzkum uvolňování energetických částic při náhlých slunečních vzplanutích. Pohybuje se na kruhové dráze kolem Země ve výšce 600 km. Pojmenována je podle Reuvena Ramatyho (1937–2001), který je průkopníkem sluneční fyziky, gama astronomie a výzkumu kosmického záření. Ramaty se narodil v Rumunsku, většinu života ale pracoval v USA v NASA.. Tento magnetar je od nás vzdálen 50 000 světelných let (průměr Galaxie je přes 100 000 l.y.) a rotuje kolem osy s periodou 7,5 s. Pomalá rotace je způsobena brzděním objektu vlastním magnetickým polem.

Pokud by obdobný záblesk vznikl ve vzdálenosti do deseti světelných let, poškodil by přirozenou ozónovou 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 jednu desítku.

Odkazy