Przejdź do treści

Najnowsze badania mechanizmu generowania pól magnetycznych w gwiazdach neutronowych

Na ilustracji: wizja artystyczna gwiazdy neutronowej o ekstremalnie silnym polu magnetycznym, czyli magnetara z zaznaczonymi liniami sił pola magnetycznego. Źródło: Wikipedia

Istnieje dychotomia pomiędzy pulsarami radiowymi (szybko rotujące gwiazdy neutronowe o względnie słabych polach magnetycznych) i magnetarami (wolno rotujące gwiazdy neutronowe o ekstremalnie silnych polach magnetycznych). Astrofizycy z Princeton University i University of California próbują wyjaśnić to obserwowane rozdwojenie za pomocą mechanizmu podobnego do tego, który generuje pole magnetyczne Ziemi, czyli dynama. Wstępne symulacje potwierdzają słuszność tego modelu.

Pola magnetyczne na powierzchni gwiazdy neutronowej mogą osiągnąć natężenie biliard (jedynka i 15 zer) razy większe niż na Ziemi. Gdyby postawić stopę na powierzchni takiej gwiazdy utrata danych z karty kredytowej byłaby najmniejszym problemem. Przypuszcza się, że ekstremalnie silne pola magnetyczne modyfikują przestrzeń tak, że przechodzące światło staje się spolaryzowane (tzw. dwójłomność próżni), a samo światło rozszczepia się na materię i antymaterię.

Niezwykłe właściwości ekstremalnych pól magnetycznych. Wizja artystyczna zjawiska dwójłomności próżni, które zostało zaobserwowane najprawdopodobniej w promieniowaniu elektromagnetycznym gwiazdy neutronowej RX J1856.5-3754 (patrz również materiał na portalu Urania). Światło emitowane przez gwiazdę neutronową (po lewej) staje się liniowo spolaryzowane, gdy podróżuje w próżni niedaleko gwiazdy neutronowej w swej drodze do obserwatora na Ziemi (po prawej). Kierunki pól magnetycznych i elektrycznych dla promieniowania elektromagnetycznego zostały pokazane odpowiednio linią czerwoną i niebieską. Źródło: L. Calçada / ESONiezwykłe właściwości ekstremalnych pól magnetycznych. Wizja artystyczna zjawiska dwójłomności próżni, które zostało zaobserwowane najprawdopodobniej w promieniowaniu elektromagnetycznym gwiazdy neutronowej RX J1856.5-3754 (patrz również materiał na portalu Urania). Światło emitowane przez gwiazdę neutronową (po lewej) staje się liniowo spolaryzowane, gdy podróżuje w próżni niedaleko gwiazdy neutronowej w swej drodze do obserwatora na Ziemi (po prawej). Kierunki pól magnetycznych i elektrycznych dla promieniowania elektromagnetycznego zostały pokazane odpowiednio linią czerwoną i niebieską. Źródło: L. Calçada / ESO

Jeżeli żaba lewituje w polu 100 tysięcy razy silniejszym niż pole magnetyczne Ziemi (szczegóły w eksperymencie z diamagnetyczną lewitacją żywej żaby w polu magnetycznym 16 Tesli na Uniwersytecie Radboud), to kto wie co mogłoby się zdarzyć z żabą na gwieździe neutronowej?
Więc w jaki sposób powstają tak niezwykle silne pola magnetyczne w gwiazdach neutronowych?
Ale po kolei ...


Jak powstają gwiazdy neutronowe?

W skrócie – gwiazdy neutronowe są pozostałościami po śmierci masywnych gwiazd. Gdy w gwieździe ciągu głównego o masie od 8 do 25 mas Słońca kończy się w jądrze paliwo do reakcji syntezy jądrowej, to jądro gwiazdy staje się „zdegenerowane” – co oznacza, że efekty mechaniki kwantowej zapobiegają jego kolapsowi. Jednak, gdy coraz więcej materii odkłada się w zdegenerowanym jądrze i osiągnie ono masę Chandrasekhara - następuje jego gwałtowny kolaps. W ułamku sekundy materia nagrzewa się do miliardów stopni, następuje wymuszone połączenie się elektronów i protonów w neutrony, i uwolnienie niewyobrażalnie wielkiej ilości energii w postaci wysokoenergetycznych cząstek zwanych neutrinami. Powstaje gwiazda protoneutronowa (astronomowie oznaczają skrótem PNS z j.ang. Proto-Neutron Star), która nadal ulega kontrakcji, aż do osiągnięcia gęstości jądra atomowego. W międzyczasie opadająca materia z zewnętrznych obszarów gwiazdy „odbija się” od zdegenerowanego jądra i jest odrzucana przez „morze” neutrin, które poruszają się na zewnątrz. Wywołuje to gwałtowny wybuch supernowej w wyniku kolapsu grawitacyjnego jądra masywnej gwiazdy. Po rozproszeniu się materii w mgławicę w okolicach miejsca wybuchu pozostaje gwiazda neutronową (czasami może również pozostać czarna dziura).


Jaki jest związek kolapsu jądra z ekstremalnymi polami magnetycznymi gwiazd neutronowych?

Zgodnie z jednym z wyjaśnień ilość linii sił pola magnetycznego przechodząca przez powierzchnię kurczącej się gwiazdy protoneutronowej (PNS) musi pozostać stała. Więc, gdy PNS kurczy się, to linie sił pola magnetycznego coraz bardziej zacieśniają się i wzmacnia się pole magnetyczne. Jednak ten model zawodzi w wyjaśnieniu dychotomii pomiędzy pulsarami radiowymi, które są szybko rotującymi gwiazdami neutronowymi o względnie słabych polach magnetycznych (na ogół pomiędzy 1011 i 1013 razy silniejsze niż pole magnetyczne Ziemi) i magnetarami, które są wolno rotującymi gwiazdami neutronowymi o nadzwyczaj silnych polach magnetycznych (posiadają 1015 razy silniejsze pola magnetyczne niż pole magnetyczne Ziemi). Pamiętając o tej dychotomii, autorzy omawianej publikacji proponują nowe wyjaśnienie na wzmocnienie pola magnetycznego gwiazd neutronowych - mechanizm dynama konwekcyjnego w zapadających się gwiazdach protoneutronowych.


Jak działa mechanizm dynama konwekcyjnego w gwiazdach protoneutronowych (PNS)?

Mechanizm dynama jest odpowiedzialny za wytwarzanie i podtrzymywanie pól magnetycznych w wielu obiektach astronomicznych – od młodych protogwiazd, słabe czerwone karły typu widmowego M, po planety-olbrzymy w zewnętrznych obszarach Układu Słonecznego i samą Ziemię (patrz rysunek poniżej).

Schematyczna ilustracja działania mechanizmu dynama konwekcyjnego wewnątrz Ziemi. Ruch ciekłego żelaza uczestniczącego w ruchach konwekcyjnych w zewnętrznym obszarze jądra (ang. outer core) jest porządkowany w spirale przez ziemską rotację. W ten sposób generuje się wielkoskalowe pole magnetyczne Ziemi. Źródło: Andrew Z. Colvin / WikipediaSchematyczna ilustracja działania mechanizmu dynama konwekcyjnego wewnątrz Ziemi. Ruch ciekłego żelaza uczestniczącego w ruchach konwekcyjnych w zewnętrznym obszarze jądra (ang. outer core) jest porządkowany w spirale przez ziemską rotację. W ten sposób generuje się wielkoskalowe pole magnetyczne Ziemi. Źródło: Andrew Z. Colvin / Wikipedia

Jeżeli obiekt astronomiczny jest wypełniony cieczą przewodzącą prąd, w której cały czas występują ruchy konwekcyjne (np. płynne żelazo w zewnętrznym obszarze jądra Ziemi), to rotacja tego ciała niebieskiego sprawia, że elektryczne prądy konwekcyjne zostają poskręcane w wydłużone spirale, generując wielkoskalowe pola magnetyczne – tak ogólnie wygląda działanie dynama.

Siłę dynama konwekcyjnego określa się za pomocą bezwymiarowego parametru zwanego liczbą Rossbiego, która jest stosunkiem prędkości cieczy podlegającej konwekcji do prędkości rotacji obiektu. Liczba Rossbiego jest duża dla wolno rotujących płynnych obiektów, w których zachodzi silna konwekcja. Natomiast szybko rotujące obiekty o słabej konwekcji mają małą liczbę Rossbiego.

Naturalna dychotomia dotycząca siły pól magnetycznych wynika z istnienia pewnej granicznej wartości na liczbę Rossbiego. Dynama z liczbą Rossbiego poniżej tej wartości granicznej mają tendencję do generowania silniejszych pól dipolowych (np. Ziemia) zależnych od siły ruchów konwekcyjnych. Natomiast dynama z liczbą Rossbiego powyżej tej wartości granicznej mają tendencję do generowania słabszych pól magnetycznych z wieloma biegunami. Ponieważ oczekuje się, że w PNS występuje konwekcja podczas kolapsu, dlatego działanie dynama i wspomniana dychotomia liczby Rossbiego mogą wyjaśnić podział na pulsary i magnetary.

Astrofizycy przeprowadzili symulacje numeryczne formowania się PNS podczas kolapsu jądra gwiazdy masywnej, aby sprawdzić tą hipotezę. W zestawie 12 symulacji supernowych z nierotującymi progenitorami o masach od 9 do 25 mas Słońca (+ jedna symulacja rotującego progenitora o masie 9 mas Słońca) analizowali siłę konwekcji i geometrię przepływów cieczy we wnętrzu ewoluujących PNS.

Z tych symulacji można oszacować siłę pola magnetycznego gwiazdy neutronowej. Okazało się, że konwekcja wewnątrz PNS jest tym silniejsza, im większa jest masa nierotującego progenitora supernowej. Rotacja bardzo komplikuje geometrię przepływów w rotującym PNS (autorzy wykonali jedną symulację rotującego PNS!). Mechanizm dynama w PNS powinien być zdolny do generowania silnych pól magnetycznych, ponieważ wnętrze rotującej gwiazdy protoneutronowej jest zdolne do podtrzymania silnych ruchów konwekcyjnych i skomplikowanych przepływów cieczy.

Na podstawie przeprowadzonych symulacji autorzy omawianej publikacji doszli do wniosku, że konwekcja w PNS może odgrywać istotną rolę w określeniu właściwości powstających gwiazd neutronowych.

Jeżeli PNS rotuje wystarczająco szybko, to działanie mechanizmu dynama spowoduje, że wygeneruje się silne dipolowe pole magnetyczne, które w sposób naturalny w krótkiej skali czasowej zmniejszy jej rotację. Więc powstanie wolno rotująca gwiazda neutronowa z bardzo silnym polem magnetycznym, czyli magnetar.
Z drugiej strony, względnie wolniejsza rotacja PNS sprawia, że rozwinie się słabsze pole magnetyczne i w ten sposób przez długi czas zachowa się szybka rotacja powstającej gwiazdy neutronowej – co wyjaśnia powstanie pulsarów.

W symulacjach została szczegółowo uwzględniona mechanika płynów i fizyka neutrin podczas kolapsu jądra gwiazdy masywnej. Jednak głównym mankamentem przeprowadzonych rachunków było nie uwzględnienie pól magnetycznych. Włączenie pól magnetycznych do tych bardzo wyrafinowanych symulacji jest trudne pod względem rachunkowym. Jednak warto to zrobić, ponieważ przy takiej w pełni realistycznej symulacji trójwymiarowej kolapsu jądra gwiazdy masywnej, dopiero wtedy będzie to kompletny opis zjawiska przeobrażenia się masywnej gwiazdy w zwartą gwiazdę neutronową z polem magnetycznym.

 


Więcej informacji:


Publikacja naukowa (wersja darmowa arXiv przed publikacją w Ap.J.): On the Origin of Pulsar and Magnetar Magnetic Fields

A New Recipe for Neutron Star Magnetic Fields


Źródło: Astrobites

Opracowanie: Ryszard Biernikowicz

Na ilustracji: wizja artystyczna gwiazdy neutronowej o ekstremalnie silnym polu magnetycznym, czyli magnetara z zaznaczonymi liniami sił pola magnetycznego. Źródło: Wikipedia

Reklama