Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 15 – vyšlo 13. dubna, ročník 15 (2012) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

15/2012

Pulzar obřím permanentním magnetem?

Jiří Hofman

Když Jocelyn Bellová a Antony Hewish 28. listopadu 1967 pozorovali první pulzar, později nazvaný PSR B1919+21, bylo jim hned jasné, že objevili něco velmi záhadného. Od té doby lidstvo v poznání pulzarů pokročilo, přesto ale tento druh neutronové hvězdy, který pravidelně bliká převážně v radiovém oboru kvůli skloněné ose jejího magnetického dipólu vůči ose rotace, je stále zahalen mnoha tajemstvími.

Záznam prvního objeveného pulzaru z 28. 11. 1967.

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. Pulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe. 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. Curieova teplota – teplota fázového přechodu u magneticky aktivních materiálů. Nad touto teplotou jsou elementární magnety uspořádány chaoticky, pod touto teplotou se vytvářejí magnetické domény jednotně uspořádaných elementárních magnetů a materiál má magnetické vlastnosti. LTU – Luleå Tekniska Universitet, Luleåská technická univerzita, nejsevernější technická univerzita ve Skandinávii. Byla založena roku 1971 ve švédském Luleå. Nabízí 11 magisterských programů.

Problémy současných teorií

Stávající představa pulzaruPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe. přináší některé obtížně vysvětlitelné jevy. Problémem je již vznik samotného magnetického pole pulzarů. Magnetické pole je vázáno na plazmaPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné reagovat na elektrická a magne­tická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektric­ké­ho obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Pro plazma jsou typické silně nelineární jevy a nestability. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. hvězdy (vmrznuté do něho) a při závěrečné explozi supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi. se vnitřní části vybuchlé hvězdy zhroutí na neutronovou hvězduNeutronová 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., a tím by mělo dojít k mnohonásobnému zesílení intenzity pole (siločáry se dostanou blíže k sobě). Takové vysvětlení má ale závažný nedostatek, protože výbuch spolu se značnou částí materiálu odnese i značnou část magnetického pole.

U magnetarůMagnetar – 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. může být pole velmi silné, až 10¹² T. Teorii vzniku takového pole předložili v roce 1992 R. Duncan z McDonaldovy observatoře a C. Thompson z Torontské univerzity [6]. Pokud neutronová hvězda rotuje s frekvencí vyšší než 200 otáček za sekundu, vytvoří kombinace intenzivní rotace spolu s prouděním látky podmínky pro krátkodobý 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 magnetaru přibrzdí, nicméně vzniklá pole mohou dosáhnout až hodnoty 10¹² T. Teorie ale neřeší chování neutronůNeutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10⁻²⁷ kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní se střední dobou života 886 s (15 minut) a poločasem rozpadu 10 minut. V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron. samotných v podmínkách supratekutostiSupratekutost – stav látky, při kterém poklesne viskozita na nulu a extrémně vzroste tepelná vodivost. Látka je schopná protékat malými kapilárami bez vnitřního odporu nebo vzlínat po stěnách nádoby. Supratekutost objevil v roce 1937 ruský vědec Pjotr Leonidovič Kapica u ⁴He při teplotách nižších než 2,17 K. Nezávsile objevili seupratekutost John Allen a Don Misener v Cambridži., která by měla dle dalších modelů v nitru neutronové hvězdy nastat.

Předpokládá se, že ať již magnetické pole pulzaru vzniklo jakkoli, je nadále udržováno díky pohybům elektricky nabitých částic uvnitř hvězdy. Protože se ale tyto nabité částice chovají jako supratekutina, měly by se jejich pohyby časem uspořádat podél osy rotace pulzaru. To se u pozorovaných pulzarů neděje – snad proto, že pole je zamrzlé v povrchové kůře pulzaru tlusté přibližně 1 kilometr. Tato supratekutinaSupratekutost – stav látky, při kterém poklesne viskozita na nulu a extrémně vzroste tepelná vodivost. Látka je schopná protékat malými kapilárami bez vnitřního odporu nebo vzlínat po stěnách nádoby. Supratekutost objevil v roce 1937 ruský vědec Pjotr Leonidovič Kapica u ⁴He při teplotách nižších než 2,17 K. Nezávsile objevili seupratekutost John Allen a Don Misener v Cambridži. by měla být také velmi nestabilní, což by se mělo projevovat v náhlých změnách magnetického pole. Jenže pulzaryPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe. jsou obdivuhodně stabilní zdroje záření. Stávající teorie původu a udržení magnetického pole pulzarů proto přinášejí mnohé nevyřešené otázky.

Podle stávající teorie se v prvních deseti sekundách v neutronové hvězdě s velkou počáteční rotací překrucují v nitru magnetické siločáry a zesilují se tekutinovým dynamem. Vznikne magnetar, který intenzivně září prvních 10 000 let svého života. Zdroj: R. Duncan, C. Thompson, Scientific American.

Nová hypotéza

V roce 2010 publikoval profesor fyziky Luleåské technické univerzityLTU – Luleå Tekniska Universitet, Luleåská technická univerzita, nejsevernější technická univerzita ve Skandinávii. Byla založena roku 1971 ve švédském Luleå. Nabízí 11 magisterských programů. Johan Hansson se svou studentkou Annou Pongovou hypotézu, že magnetické pole pulzarů není buzeno elektrickými proudy, ale uspořádáním magnetických polí neutronů hvězdy, podobně jako jako je tomu v permanentním magnetu. Toto uspořádání by mělo být samovolné, protože takový stav má nejnižší možnou energii jaderných sil mezi těmito částicemi. Uspořádaný stav by se měl objevit při poklesu teploty neutronové hvězdy pod Curieovu teplotuCurieova teplota – teplota fázového přechodu u magneticky aktivních materiálů. Nad touto teplotou jsou elementární magnety uspořádány chaoticky, pod touto teplotou se vytvářejí magnetické domény jednotně uspořádaných elementárních magnetů a materiál má magnetické vlastnosti. 10¹⁰ K. Tu vypočetli z odhadu, že energie uvolněná při uspořádání složek odpovídá asi deseti procentům celkové vazebné jaderné energie. Vzniklý magnet, který Hansson a Pongová nazvali neutromagnetem, je pak vysoce stabilní. Prvotní orientaci by určilo magnetické pole původní hvězdy, jehož osa nemusí být shodná s osou rotace hvězdy.

Tato hypotéza má i jednoduchou testovatelnou předpověď. Hmotnost neutronových hvězd je shora omezena tzv. TOV mezíTOV mez – horní mez stability neutronové hvězdy. Tuto mez odvodili na základě prací Richarda Tolmana americký teoretik Robert Oppenheimer a kanadský fyzik George Volkoff v roce 1939. Její hodnota je přibližně 2 až 3 hmotnosti Slunce.. Z této meze se dá vypočítat i jejich maximální indukce magnetického pole. Ta by měla dosahovat asi 10¹² T. To odpovídá současným pozorováním. Pokud by ale byl objeven pulzarPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe. se silnějším polem, hypotéza by byla vyvrácena. Prostý součet magnetických polí jednotlivých částic by na jeho vytvoření nestačil.

Hansson s Pongovou se ale po popsání mechanizmu vzniku magnetického pole pulzarů nezastavili. Ve svém článku [1] uvažují, že pozorované poruchy v rychlostech otáčení pulzarů by mohly být způsobeny vzájemnou vazbou spinuSpin – vlastní (vnitřní) rotační moment částice souvisící s Lorentzovou symetrií. Pro částici v centrálním poli se přirozeným způsobem skládá s momentem hybnosti. Částice s nenulovým spinem se mohou chovat jako elementární magnetické dipóly μ, aniž by měly elektrický náboj. Takové částice reagují na vnější magnetická pole. neutronůNeutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10⁻²⁷ kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní se střední dobou života 886 s (15 minut) a poločasem rozpadu 10 minut. V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron. (S) a orbitálního momentu hybnosti (L) pulzaru. Obdobná vazba (tzv. LS vazba) je dobře známá u mikroskopických systémů. Ani to není vše. Autoři si dále pohrávají s myšlenkou, že vznikající pulzar může být skutečnou hybnou silou expanze supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi.. Náhle se objevené dipólové magnetické pole může být příčinou, proč se kolabující hvězda začne náhle rozpínat. Ve své práci ukazují, že elektromagnetické sílyElektromagnetická interakce – interakce působící na všechny částice s elektrickým nábojem. Má nekonečný dosah, mezi tělesy ubývá s druhou mocninou vzdálenosti. Polními částicemi jsou fotony, které vytvářejí mezi nabitými tělesy elektromagnetické pole. Nemají elektrický náboj, mají nulovou klidovou hmotnost a spin rovný jedné. Teorie elektromagnetické interakce se nazývá kvantová elektrodynamika (QED). by v takovém případě o mnoho řádů překonaly síly gravitačníGravitační interakce – interakce působící na všechny částice bez výjimky. Má nekonečný dosah a její intenzita ubývá s kvadrátem vzdálenosti. Současnou teorií gravitace je obecná relativita publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Podle této teorie kolem sebe každé těleso zakřivuje prostor a čas a v tomto pokřiveném světě se tělesa pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. Obecná relativita předpověděla řadu jevů, které z Newtonovy teorie gravitace nevyplývají.. Elektromagnetické síly by také mohly být příčinou vzniku nestabilit a pozorovaných asymetrií ve vybuchující supernově. Autoři zmiňují dokonce i možnost, že by se podobný mechanizmus mohl podílet i na explozích jiných menších hvězd.

Anna Pongo a Johan Hansson.

Možná ještě zajímavější je poznámka, že všechny neutronové hvězdy by po svém vzniku měly mít zhruba stejné magnetické pole, pokud by byly jednotlivé domény spinů orientovány shodně. Je to tím, že mají obdobnou hmotnost. O tom, zda bychom pozorovali obyčejnou neutronovou hvězdu, běžný pulzar, nebo dokonce magnetar by pak vedle periody rotace objektu rozhodovaly úhel sklonu osy magnetického dipólu vůči ose rotace a orientace vzniklých magnetických domén. Tato spekulativní hypotéza má pochopitelně i své problémy. Asi nejzásadnější námitkou, kterou uvádějí i Hansson a Pongová, je neznalost chování elementárních částic v extrémních podmínkách nitra neutronové hvězdy. Mnoho neutronů ve stejném stavu jako  by porušovalo Pauliho vylučovací princip. Je zřejmé, že musí v takovém mnohačásticovém systému docházet k degeneraci stavů a za extrémních podmínek v nitru hvězdy se neutrony od sebe liší dalšími kvantovými čísly nebo vytvářejí bosonové páry.

Myšlenka prezentovaná Hanssonem a Pongovou není zcela nová, podobný nápad se již v minulosti objevil několikrát. Hansson a Pongová ale ukázali, jak elegantní takový přístup je a co všechno by mohl vysvětlit při popisu chování neutronových hvězd. Na to, zda je tento přístup správný či nikoli, si budeme muset ještě počkat. Rozhodnout mohou jedině další pečlivá pozorování různých forem neutronových hvězd.

Pulzar v Krabí mlhovině je jedním z nejznámějších pulzarů vůbec. Nachází se ve vzdálenosti 6 000 ly a otočí se kolem své osy třicetkrát za sekundu. Fotografie pulzaru i s výtryskem byla pořízena v rentgenovém oboru observatoří Chandra.

Zvuk týdne: Pulzary

Pulzary. Nahrávka radiové intenzity pulzarů je snadno převeditelná na zvukový záznam beze změny frekvence. Pro nejznámější pulsary převedli intenzitu radiového signálu na zvuk astronomové z Jodrell Bank Observatory. Pulsary jsou neutronové hvězdy, jejichž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulsy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. Poslechněte si nahrávku druhého nejrychlejšího pulsaru B1937+21 (perioda 1,6 ms), krátkoperiodického pulsaru v Krabí mlhovině PSR B0531+21 (perioda 33 ms) a typického pulsaru B0329+54 (perioda 714 ms). Zdroj: Jodrell Bank Observatory, 2001.

Odkazy