Magnetárok, Lágy Gamma Ismétlők és erős mágneses mezők

Az amerikai védelmi minisztérium 1960-ban állította pályára a Vela műholdat, hogy gammasugárzást keresve, ellenőrizhesse az űrbéli nukleáris tesztekről szóló egyezményt. Mindenki nagy meglepetésére nagyon sok gammsugárzás-forrást érzékelt az égbolt minden irányából. Ezt az új természeti jelenséget, a "gammakitörést" (GRB, Gamma Ray Burst) 1973-ban jelentették be először a csillagászok.

A gammasugárzás nagy energiájú fotonokból áll. Sokkal erősebb, mint a röntgen -, az ultraibolya -, a látható fény-, az infravörös -, a mikrohullámú-, a rádiósugárzás fotonjai. (A felsorolás az energia csökkenése szerint történt.) A gammasugarak csak az űrből vizsgálhatók, mert elnyelődnek a Föld légkörében. Szerencsére a gammafotonokat detektáló készülékek olcsók, kicsik és könnyen rászerelhetők bármely űrszondára, úgyhogy az 1970-es években mindig bekerültek egy-egy küldetés feladatkörébe adatgyűjtés céljából. 1979-re már csaknem egy tucat gammafoton detektor került Föld körüli pályára.

1979 fantasztikus év volt a Lágy Gamma Ismétlők tanulmányozása szempontjából. A legelső észlelt gammakitörés a Sagittarius-kitörés (1979. január 7-én). Aztán a legnagyobb eddig észlelt kitörést két hónappal késsőbb észlelték 1979 március 5-én. Ennek kivételesen nagy energiája volt. 3 nappal később a Tejútrendszer egy másik részén már a 3. kitörést fedezték fel, ami háromnapos kitörési periódussal rendelkezett. A megfigyelés első három hónapjában a jelenleg ismert négy (esetleg öt) Lágy Gamma Ismétlőből tehát már hármat felfedeztek.

A csillagászok évekig nem tettek különbséget a Lágy Gamma Ismétlők (SGRs, Soft Gamma Repeaters) és a "hagyományos" gammakitörések között (GRB). A "Lágy Gamma Ismétlők" név abból ered, hogy ott a gammafotonok átlagos energiája kisebb, mint a gammakitörésekben (GRB). Valójában a legtöbb SGR-beli foton nagy energiájú röntgenfoton, s nem gammafoton! Forrásukat azért nevezzük Lágy Gamma Ismétlőknek, mert ez volt az a módszer, amellyel először felfedezték őket. További különbség a kétféle kitörés között, hogy míg az "Ismétlők" egy-egy forrásból többször észlelhetők, addig a gammakitörések az ég egy pontján csak egyszer történnek meg.

Hubble-képek a GRB 970228-ről

A Hubble teleszkóp által, optikai tartományban készített széleslátószögű felvétel a kitörés környezetéről. A forrás a kép közepén található.

A kitörés után nem sokkal készített kislátószögű optikai felvétel a pontszerű forrásról.(a fényes terület középen), és
a "szülő" galaxisról (halványabb; jobbra lejjebb)

Szeptemberben készített felvétel a térségről. Még mindig látható a kitörés optikai "maradványa". A kutatók úgy vélik, hogy a kitörés az Univerzum igen távoli részében történt.

Vissza

A "lágy" a Lágy Gamma Ismétlők nevében nem azt jelenti, hogy halvány. A fényesség a kibocsátott fotonok számával van kapcsolatban. Minél "fényesebb" egy kitörés, annál több foton távozik belőle, és annál nagyobb energiát sugárzoz szét. A Lágy Gamma Ismétlőkből kibocsátott fotonok száma viszont óriási. A "lágy" megnevezés egyszerűen csak az egy fotonra jutó energiáját jelöli, mely kisebb, mint egy "igazi" gammakitörésbeli fotoné. A Lágy Gamma Ismétlők csak a gammakitörésekhez viszonyítva kisebb energiájúak, minden más csillagászati "gamma-jelenségnél" hevesebb intenzitásúak.

Egy átlagos Lágy Gamma Ismétlő annyi energiát sugároz szét egy másodperc alatt, mint a Nap egy egész év alatt. (Az átlagos alatt azt kell érteni, hogy nem számítjuk az 1979. március 5-i kitörést, ami 1000-szer hevesebb volt.) A Lágy Gamma Ismétlők kitörési időtartama általában csak néhány tizedmásodperc. Az eddig észlelt Lágy Gamma Ismétlők közül 3 a Galaxison belül van.

Habár eddig még csak 4 Lágy Gamma Ismétlőt sikerült felfedezni, sok millió létezhet még a Galaxisunkon belül, és valószínűleg hasonló számú található minden galaxisban. Eddig valószínűleg csak a fiatalokat lehetett érzékelni.

Érdekes összehasonlítani a Lágy Gamma Ismétlőket más galaxisbeli ismétlő-kitörésekkel és azok forrásaival. A csillagászok sok ilyen objektumot fedeztek fel, például: I-II típusú röntgenkitöréseket, fekete lyukak környezetének röntgensugárzását, kataklizmikus változókat és nóvákat. Ezek mind nagy sűrűségű objektumokkal (fehér törpék, neutroncsillagok vagy fekete lyukak) kapcsolatosak, amelyekre egy tárcsillagról behullik az anyag. Mindezek kb. 10 000-szer halványabbak, mint a Lágy Gamma Ismétlők. Ez alól kivételt képez a fekete lyukak környékéről eredő röntgensugárzás, ami "csak" 1000-szer halványabb. Bár ezen források kitöréseinek időtartama sokkal tovább tart, mint a Lágy Gamma Ismétlőké, összességében a kitörések energiája lényegesen kisebb azokétól.

Összességében a Lágy Gamma Ismétlők az eddig ismert legfényesebb periodikusan előtűnő objektumok. A szupernóvák és gammakitörések sokkal fényesebbek, de ezek egy kitöréssel felemésztik magukat, s többet nem "hallani" róluk. A szupernóvák és a gammakitörések nagyon ritkák a Galaxisunkban, kb. néhány száz évente fordul elő egy szupernóva, s talán millió évente egy gammakitörés. Ez azt jelenti, hogy csaknem mindegyik szupernóva - és gammakitörés észlelés a mi Galaxisunkon túl van.

Vissza

1979. március 5.

Két szovjet szonda - Venyera 11 és 12 - sodródott a Naprendszerben, mikor addig példanélküli gammasugár-áradat érte őket. A francia és orosz kutatók által készített "gammadetektorok" számlálói 0-ról, hirtelen 40000-re ugrottak és egyben "kiakadtak" (telítődtek) - mivel nem ekkora energia mérésére lettek tervezve -, s nem tudták pontosan megmérni a sugárzás intenzitását. 11 másodperccel később egy amerikai Nap körül keringő szondát, nevezetesen a Helios 2-t érte el a sugárdózis, amelynek kijelzői szintén maximumra ugrottak.

A gammasugár-hullám természetesen fénysebességgel száguldott át a Naprendszeren. Hamarosan elérte a Vénuszt, ahol a Pioneer Venusz Orbiter nevű szonda gamma-detektorai is "kiakadtak". Csak 7 másodperc múlva érték el a Földet. Senki sem vette észre amikor történt, mivel az atmoszféránk elnyeli a gamma-fotonokat. Eközben a Föld körül keringő 3 Vela műholdat és a szovjet Prognoz 7-et is elérte a sugárzás. Az Einstein Röntgen Obszervatórium is erős fotonáramot érzékelt.

Mikor a hullámfront áthaladt a Naprendszeren, még két szondával "találkozott". A Nemzetközi Nap-Föld Felfedezővel (International Sun-Earth Explorer (ISEE), ami a Nap-Föld rendszer gravitációs nullpontja körül tartózkodott és a Nemzetközi Üstökös Felderítővel (International Cometary Explorer (ICE)). Az ICE gamma-detektorai nem a sugárzás irányába "néztek", de még így is maximumra ugrottak kijelzőik.

Az összes detektor úgy érzékelte, hogy a kitörés egy 0.2 másodpercig tartó erős gammsugárzással kezdődött. Ez a kitörés kb. 100-szor erősebb volt, mint az addig észlelt kozmikus gammasugárzás. Ezt egy sokkal gyengébb, 3 percig halványuló gammasugárzás követte. Halványodás közben az intenzitása hasonlított a szinusz-görbére, de 8 másodpercenkénti ciklusonként 2 maximummal. Ezt a 8 másodpercet egyértelműen észlelték a detektorok egészen 20 ciklusig. Hasonló kitörést eddig még nem lehetett észlelni. (Klikkelj ide a március 5-ei kitörés fényességgörbéjének megtekintéséhez).

14 és fél órával később, március 6-án újabb gyenge, 1.5 másodperces kitörést észleltek ugyanabból az irányból. Most már tudjuk, hogy az egy "sima" Lágy Gamma Ismétlő volt. Majd egy hónappal azután, április 4 -én, majd április 24-én újabb 0,2 másodperces Lágy Gamma Ismétlő típusú kitörést észleltek. Attól kezdve 16 SGR-típusú kitörést lehetett érzékelni ugyanabból a forrásból. Majd 1983 májusában a kitörések abbamaradtak. Azóta abból a pontból nem sikerült többet megfigyelni.

Sokan gondolták, hogy e Lágy Gamma Ismétlő kitörések csak hátramaradt kísérői a március 5-ei eseménynek, talán annak a jelei, hogy az objektum "beállt" a kitörés utáni állapotba. Orosz asztrofizikusok feljegyzéseiből kitűnik, hogy a március 5-ei kitörés gyenge sugárzásának spektruma nagyon hasonlított az utána következő Lágy Gamma Ismétlő-típusú kitörésekéhez.

Vissza

Az 1979. március 5-ei esemény után a tudósok analizálták a szondák által gyűjtött adatot. Minden detektorba egy óra volt beépítve, mellyel a gammakitörés időpontját milliszekundumra pontosan meg lehetett határozni. A Naprendszer különböző helyein lévő szondák különböző időadatai alapján ki lehetett számolni, hogy milyen szögben érte a Naprendszert a sugárnyaláb, így meg lehetett határozni, hogy az ég mely részéről érkezett. E számolgatás egy évig tartott. Az eredmény óriási meglepetést okozott.

A forrást egy szupernóva-maradványban azonosították: egy csillagrobbanásból származó "felhőben". Ám ez a maradvány - N49 - nem a mi Galaxisunkban található, hanem egyik kísérőnkben, a Nagy Magellán Felhőben (LMC) . A Nagy Magellán Felhő egy szabálytalan alakú galaxis, amit a déli égbolton lehet látni. Ez a hozzánk legközelebbi csillagváros: távolsága kb. 180 000 fényév.
Az SNR N49-ről készült röntgentérképhez klikkelj ide

Ez azt jelenti, hogy a kitörés 180 000 évvel ezelőtt történt, jóval történelmünk kezdete előtt, csak éppen a gammasugaraknak tartott ilyen sokáig ide eljutni. A hullámfront egy 180 000 fényév sugarú gömbfelület mentén terjedt.

Az a tény, hogy a forrás ilyen messze van, azt jelenti, hogy valójában borzasztóan fényes. A kitörés maximuma kb. 10-szer nagyobb energiájú volt, mint a galaxisunkban lévő csillagok energiakibocsátása együttvéve, vagy 10-szer erősebb, mint egy szupernóva sugárzása maximumakor. (Megjegyzendő, hogy a Galaxis csillagai és a szupernóvák nagyrészt optikai és UV fotonokat bocsátanak ki, míg a március 5-ei kitörés gammafotonokat produkált. Ám az energiájuk nagyságrendje összehasonlítható.)

Az első két tized másodpercben a kitörés több energiát sugárzott ki, mint a Nap 1000 év alatt.

Volt azonban még egy furcsa talány... A kitörés 8 különböző szonda által pontosan meghatározott helyzete nem a szupernóva-maradvány közepén található, hanem jelentősen arrébb, a széle felé. Ezt az eltolódást ellenőrizni tudták 1991-ben, mikor egy pontszerű röntgenforrást találtak a kitörés helyén. (Ezeket a röntgenfotonokat valószínűleg a kitörés sugározta. A csillagászok ezt "pontszerű forrásnak" hívják, mert alakjukat a jelenlegi teleszkópokkal nem lehet észlelni. )

Vissza

Mi okozhatta a kitörést? Tekintve, hogy a március 5-ei esemény az N49-es szupernóva-maradványban keletkezett, arra következtethetünk, hogy...

a kitörésnek a következő tulajdonságai vannak:

A kitörés forrása valószínűleg egy neutroncsillag, mert azok képződnek szupernóva robbanásokkor. (Például a Rák-Pulzár, a Rák-ködben )	A neutroncsillag egy roppant sűrű, neutronokból álló égitest, melynek tömege elérheti a Nap tömegét, ám átmérője csak néhány 10 km. Akkor képződnek, mikor nagy tömegű csillagok "életük" végén a gravitációs kollapszus során összehúzódnak, majd szupernóva-robbanás közben ledobják külső burkukat.
A forrás csillagászati léptékkel nézve fiatal: kevesebb mint 10 000 éves.	A csillagászok ki tudják számítani a szupernóva-maradvány korát, amiből a robbanás időpontja számítható úgy, hogy megmérik a maradvány méretét és annak tágulási ütemét. A szóban forgó szupernóva (N49), ahol a kitörés is történt, kb. 10 000 éves.
A nyolc másodperces "felvillanások" azt mutatják, hogy a csillag ennyi idő alatt fordul meg a tengelye körül.	Ez meglehetősen lassú egy neutroncsillagnak. Például a Rák-pulzár 33 milliszekundumonként fordul egyet.
A pontszerű röntgenforrás azt mutatja, hogy a csillag állandóan energiát ad le.

Senki nem értette, hogy miért vannak egy neutroncsillagnak ilyen furcsa tulajdonságai, és hogy mi okozta ilyen látványos felfénylését.

Sok elmélet született az 1980-as években; például, hogy egy üstökös vagy egy nagyobb aszteroida csapódott a neutroncsillagba, vagy hogy a csillag magjában állapoptváltozás történt (valahogy a neutroncsillag állapota hirtelen megváltozott, mint ahogyan a víz halmazállapota is megváltozik, mikor megfagy.), vagy olyen spekulatív feltételezések, mint hogy egy "quarkcsomó" csapódott be egy quarkcsillagba. A legtöbb ilyen ötletet gyorsan elvetették.

Az elméleti szakembereknek nehéz feladatot jelentett a március 5-ei esemény hatalmas gammasugárzásával elszámolniuk. Ha például a külső anyagbehullást nézzük, akkor az így keletkező gammasugárzás egy szint felett megállította volna az anyag behullását és ezzel az egész történést is. Ha viszont azt vesszük, hogy az energia egy csillag belsejéből származik, akkor nem valószínű, hogy elég nagy lehessen ahhoz, hogy gammasugárzás formájában távozzék.

Vissza

SGR 1806-20	A Nyilas csillagképben található forrásból csak röntgensugárzást észleltek. (Az objektum nevében lévő számok az ekvatoriális koordinátáit jelölik: 18 óra 6 perc rektaszcenzió, -20 fok deklináció.) Helyzete közel fekszik a Galaxis középpontjához. A röntgen- és rádióteleszkópok megfigyelései alapján bizonyossá vált, hogy az SGR 1806-20 - akárcsak a márc. 5-ei kitörés (SGR 0526-66) - egy szupernóva-maradvány belsejében van, kb. 10 000 fényévnyire tőlünk. További hasonlóság a SGR 0526-66- hoz viszonyítva, hogy ez a forrás is pontszerű röntgenforrás, mintegy 7,5 másodperces periódussal. Az SGR 1806-20 nagy sebességű részecskesugárzást eredményez, s ezzel a környező teret rádióhullámhosszon "fényessé" teszi. Mindent összevetve elmondhatjuk még, hogy egy nagyon sűrű csillag (nem neutroncsillag) körül kering.
SGR 1900+14	Csak 6 kitörést detektáltak eddig ebből a forrásból 1998 előtt, így ezt még nem lehetett olyan vizsgálatnak alávetni, mint a többit. Az SGR 1900+14 is röntgenforrás, ám ez egy a Galaxisunkban található szupernóvamaradványon éppenhogy csak kívül található, kb. 10 000 fényévnyire. Mivel a többi Lágy Gamma ismétlő mind szupernóva-maradványokhoz kapcsolódik, így a kutatók feltételezik, hogy ez sem kivétel. Ha így van, akkor akkora hatásnak kellett érnie, ami kirepíthette a szupernóva-maradvány körzetéből. (Gyorsabban mozog, mint ahogy maradvány tágul.) Ez lehetséges, ahogy a maradváy tágulása idővel lassul, amint a csillagközi anyaggal találkozik. Az objektumot ért lökés sebessége kb. 2000 km/s lehetett. Néhányan feltételezik, hogy az SGR 1900+14 egy az infravörös tartományban észlelhető kettőscsillaghoz tartozik. Bár ha az SGR fizikai kapcsolatban van a szupernóva-maradvánnyal, akkor nem lehetne kapcsolatban ezekkel a csillagokal, mert egy kettős nem okozhat ilyan nagy sebességű lökést. Így lehet, hogy a feltételezett kapcsolat hamisnak bizonyul. Valóban, még nincs bebizonyítva, hogy a két csillag és a kitörés egy helyen van. A NASA AXAF nevű műholdja képes lehet a közeljövőben megválaszolni ezt a kérdést úgy, hogy az SGR 1900+14 röntgenforrás pontos helyét meghatározza. 1998 volt az objektum tanulmányozásában a legfontosabb időszak. 1998 májusának utolsó hetén több mint 50-szer produlált kitörést, melyek között volt addig még nem tapasztalt erősségű is. Majd augusztusban jelentették be, hogy egy 5,16 másodperces pulzálást fedeztek fel röntgentartományban az objektum felől. Ez azt jelentheti, hogy a csillag forog, s felszínén fényes és sötétebb foltok találhatók, melyek felvillannak, mikor szembe kerülnek velünk. Megfigyelték, hogy a forgás lassul. A csillagot ekkora sebességre felgyorsító mágneses mező erősségének 5* 10¹⁴ Gauss-nak kell lennie. Fantáziakép egy röntgen-kettősről. Látszik, amint a csillagról anyag hullik be a társcsillag körül húzódó akkréciós korongra.
SGR 1815-13	Ezt a forrást csak 1997-ben sikerült felfedezni, mikor is 3 kirörést produkált. Koordinátái még nincsenek elég pontosan meghatározva ahhoz, hogy tudjuk, kapcsolatban van-e pontszerű röntgenforrásal vagy szupernóva-maradvánnyal.
SGR 1627-41	Az 5. ismert SGR-t 1998. június 15-én fedezték fel a NASA csillagászai. 26 kitörést észlelt 4 különböző röntgen-, és gammaműhold. Pozíciója megegyezik egy galaxis-széli szupernóva-maradványéval. Ez a maradvány röntgen- és rádiótartományban fényes maggal rendelkezik.

Vissza

A Lágy Gamma Ismétlők magnetár-elmélete abból fakadt, hogy a kutatók megértsenek egy teljesen ismeretlen történést, nevezetesen: a rádiópulzárok mágneses mezejének eredetét.

A rádiópulzárok tulajdonképpen neutroncsillagok, amik rádióhullámot bocsátanak ki, s ahogy forognak, a sugárzás is velük "forog". (Ahogyan a világítótorny fénye is körbefordul.) Pontos mérések kimutatták, hogy a forgásuk kis mértékben lassul, mivel közben energiát veszítenek. A lassulás mértékéből kiszámítható, hogy milyen erős a mágneses mező. Majdnem minden fiatal rádiópulzárnak néhányszor 10¹² Gauss erősségű mágneses mezeje van a mágneses pólusoknál.

A neutroncsillagok keletkezésükkor nagyon forróak. A szimulációk azt mutatják, hogy a sűrű, folyékony neutron a csillagban forrong, s ezzel hő távozik kifelé (úgy, mint az éppen forró vizből). Ezeket a hősugárzó áramlásokat konvekcióknak nevezzük. Úgy néz ki, hogy a neutroncsillagok elektromosan tölthetők, mivel szabad elektronokat és protonokat tartalmaznak. Ez azt jelenti, hogy a mágneses erővonalak a konvektív mozgások miatt arrébb sodródnak, hiszen nem tudják a mozgó folyadékot kikerülni, mivel az elektromosan vezető.

Ha a csillag születésekor elég gyorsan forog, akkor a forgás és a konvekció hatására, ami a mágneses mezőt a csillagban arrébb húzza, kialakítja a csillag hatalmas mágneses mezejét. Hasonlóan a dinamóelvhez.

Ha ez a dinamó nagy hatásfokkal működik a forró, éppen születő neutroncsillagban, akkor legalább 10¹⁶ Gauss erősségű mezőt hoz létre. Ez 10 000-szer erősseb, mint az átlagos pulzárokban lévő! Ahogyan a csillag hűl, a konvekció és a dinamóhatás csökken. Ez kb. 20 másodperc alatt történik a neutroncsillagban, de ez elég arra, hogy létrejöjjön egy nagyon nagy erősségű mező. Ezután a mező már megmarad a forró, rétegződött neutron-folyamban.

Vissza

Kiszámították, hogy a pólusoknál lévő mágneses mező végül elérheti a 10¹⁴ - 10¹⁵ Gausst - 1000-szer nagyobb értéket, mint más pulzároknál. Az ilyen "szupererős" mágneses térrel rendelkező neutroncsillagok lennének a magnetárok ("mágnescsillagok"), az égitestek egy új típusa. Milyen lehet egy ilyen mágneses mezővel rendelkező neutroncsillag?

Bár születésekor gyorsabban forog mint más pulzárok, a magnetár gyorsabban is lassul le, mivel a hatalmas mágneses tér sokkal több energiát sugároz szét. Ez azt jelenti, hogy a magnetárok nem úgy sugároznak, mint a világítótornyok - ahogyan azt a rádiópulzárok teszik - kivéve egy rövid intervallumot a kialakulásuk után.

Másrészről a rádiópulzárok energiakibocsátását a "veleszületett" forgási energia lassú elvesztése eredményezi. A rádiópulzárok mágneses mezeje tartós, ami azt jelenti, hogy igencsak felelős az elvesztett forgási energiáért. A magnetár forgási energiája igen rövid idő alatt elhanyagolhatóvá válik, de a mágneses mező továbbra is észlelhető energiaforrás marad. A mágneses mező elég erős ahhoz. hogy a csillag belsejébe vagy a kéregbe anyagot "lökjön", ezzel az első 10 000 évben "elpocsékolva" a mágneses energia jelentős részét.

Néhány következtetés:

Állandó röntgensugárzás	A csillag forró marad a belsejében a mozgástól állandóan összeütköző anyagtól. A fiatal magnetárok esetében (kevesebb, mint 10 000 év) a felszín annyira forró, hogy a röntgentartományban sugároz. Ez lehet a Lágy Gamma Ismétlőkben lévő pontszerű röntgenforrás.
Lágy Gamma Ismétlő kitörések	Ahogyan az óriási mágneses mező átáramlik a magnetár erős kérgén, szétfeszíti azt egy "csillagrengés" közepette.

Miért van a neutroncsillagnak kérge?

A neutroncsillag többnyire sűrű, folyékony neutronmassza, s csak nyomokban fordul elő proton és elektron. Ez egy "nukleáris folyam": szabad nukleonokat tartalmaz, s több, mint 10¹⁴-szer sűrűbb, mint a Földön a folyékony víz. Egy evőkanálnyi anyag a csillag belsejéből a kb. 10 milliárd tonna anyagot tartalmaz; annyit, mint a Földön egy hegység.

Ez az ultrasűrű "neutronfolyam" egyszerűen felrobbanna a Földön, mint egy nukleáris bomba, de a neutroncsillag belsejében olyan hatalmas a nyomás, hogy egyben tartja. Bár a neutroncsillag külső rétegeiben (mint minden más csillagban) a nyomás és a hőmérséklet kisebb, de még így is óriási a gravitációs erő. Itt a neutronokból álló massza besűrűsödik, kb. 1,5 km mélységig. Így egy erős rácsréteg alakul ki, melyben elektronok mozognak valahogy úgy, ahogy a földi fémekben is. A neutroncsillag felszíne fémből van.

Egy átlagos pulzárban ez az erős réteg alapvetően stabil, de a magnetárban az erős mágneses mező heves mozgása miatt feszíti, deformálja és gyakran megtöri a kérget. Ekkor a bezárt energia kiszabadul, ahogy egy földrengés során is. Heves szeizmikus hullámok rengetik meg a felszínt, mágneses hullámokat keltve a csillagból kifelé, ami a csillag felszíne feletti részecskefelhővel lép reakcióba. Ez okozza a heves gamma- és röntgensugárzást. Feltehető, hogy a "csillagrengéseket" észleljük mi Lágy Gamma Ismétlőként.

Megjegyzendő, hogy a mágneses mező deformálja a pulzárok felszínét is, de egy tipikus pulzár mágneses mezeje nem elég arra, hogy a felszínt megtörje. A mezőnek legalább 10¹⁴ Gauss erősségűnek kell lennie ahhoz, hogy "csillagrengést" okozzon. Megjegyzendő az is, hogy a "csillagrengéseket" okozó "rázkódó" mágneses mező nem egyezik meg a forgó mágneses mezővel, ami a neutroncsillagot lassítja.

Az 1979. március 5-ei kitörés

Olykor a mágneses mező instabillá válik, és hirtelen alacsonyabb energiájú álapotba esik vissza. Ez gyakran megtörténik a Napban is; a robbanásszerű kitöréseket flare-nek nevezzük. Egy ilyen napkitörés közben a Nap felszínközeli mágneses erővonalai megváltoztatják egymáshoz való kapcsolódásuk módját, ami tiszta mágneses energiát bocsát ki. Mivel ez az esemény gyorsan történik és kevés anyag vesz részt benne, gamma-kitörést produkál. Valóban, a napkitörések gyakran sugároznak energiát a gamma-tartományban.

Egy magnetárban a mágneses kitörések ereje hatalmas, mivel nagyon erős a mező. Ez az energia lehetett felelős a március 5-ei kitörésért.

A fenti kép mutatja hogyan is néz ki egy neutroncsillag felépítése.
(A tömeg kb. 1,5 Naptömeg; kb. 1,5 km vastag kéreg; az átmérő kb. 12 km; belül sűrű, folyékony neutronmassza)

Vissza

A március 5-ei kitörés kezdeti energiasugárzása olyan fényes volt, hogy csak tiszta (csaknem anyagmentes) robbanás során keletkezhetett, vagy egy a csillagból kitörő, közel fénysebességgel száguldó "tűzlabda" eredménye volt. Ezt egy mágneses kitörés mozgathatta. Feltételezhető, hogy mikor a tűzlabda eltűnt, a maradványa megmaradt. Ebben az esetben a feltételezett maradvány az a forró részecskefelhő, ami a mágneses mező miatt képtelen megszökni.

Egy csillag mágneses mezeje hasonlít a vasmágnes mágneses mezejéhez: az erővonalak az északi pólusból indulnak ki, körbefutnak, majd a déli pólusban végződnek. A vonalak mindkét vége a csillag felszínéhez kötött. A töltött részecskék alkotta forró felhő (ebben az esetben többnyire elektronok, és anti-elektronok vagyis pozitronok) képtelen kiszivárogni ezeken az erővonalakon. Így történt ez március 5-én is: a részecskék nem tudtak elszökni, de fokozatosan röntgensugárzást bocsátottak ki.

A március 5-ei kitörés gyengébb részét képezte e mágneses "csapdába" esett forró részecskék röntgensugárzása. Amíg a mágneses erővonalak a forgó neutroncsillaghoz kötöttek, a forró gáz zónája minden 8. másodpercenként megfordul. Ahogy az idő múlik, a röntgensugárzás egyre több és több energiát szállít el, úgyhogy ezek a zónak egyre kisebbek lesznek.

Hasonló forró, csapdába esett részecskék keletkeznek a csillagrengésekkor bekövetkező mágneses hullám hatására. Ez megmagyarázhatja azt, hogy miért volt azonos a röntgenspektrum (a március 5-ei kitörés "gyengébb" része) a későbbi SGR kitörésekkel. A normális Lágy Gamma Ismétlők kitörése nem tart elég hosszú ideig ahhoz, hogy egy 8 másodperces forgási periódust hozzon létre a gamma-tartományban.

A csillag mágneses mezeje elég erős volt ahhoz, hogy "bebörtönözze" a forró részecskéket, amik a március 5-ei kitörés gyengébb részéért felelősek. E rész röntgensugárzás-méresei alapján ki lehet számítani, milyen energiájú az említett részecskefelhő. Az eredmény: a mezőnek nagyobbnak kell lennie, mint 4 * 10¹⁴ Gauss.

Mivel hatalmas mennyiségű energia távozott (a kezdeti erős kitörés mérése szerint), a mágneses erők nyilvánvalóan a legnagyobb lehetséges értéküket vették fel. Ezért a 4 x 10¹⁴ Gauss a mező erejének felülről való becslése, nem a legalsó határa.

A tény, hogy ez a becslés egyezik más független mefigyeléssel (pl. a forgás lassulásával) bátorító a továbbiakra nézve. A legtöbb ilyen becslés az 1979. március 5-ei kitörés számításain alapul.

Vissza

A földrengések előidézője jórészt a Föld kőzetlemezeinek mozgásai. E mozgás, a köpeny forró anyagának lassú, konvektív mozgása miatt történik.

Ahogyan a kőzetlemezek elcsúsznak és összeütköznek, nagy nyomást gyakorolnak egymásra. A köztük felhalmozódó feszültség gyakran földrengések formájában oldódnak ki. A legtöbb energia szeizmikus úton terjed. Ezeket a hullámokat észlelni lehet szeizmográffal, így a földrengés energiáját mérni lehet.

Ha a földrengést ábrázolni akarjuk az energia (E) fügvényében úgy, hogy N a bizonyos területen lévő rengések száma, akkor a kapott grafikon alakja olyan, mint az N = c *E^-1.6egyenleté, ahol c konstans. (Ezt a "-1,6 indexű erőtörvénynek" nevezik.) Teljesen mindegy, hogy a rengések a lemezek találkozásukkor való gyűrődéskor keletkeznek, mint a Himalája esetében, vagy oldalról találkozó lemezek hatására, mint Dél-Kaliforniában, vagy úgy, hogy az egyik lemez a köpenybe süllyed, a másik meg felemelkedik, a Föld bármely területén a rengések eloszlása és energiájuk közötti fügvény képe mindig ugyanolyan. Ezt hívják Gutenberg-Richter törvénynek.

1995-ben egy los alamosi kutatócsoport a kisugárzott energia fügvényében ábrázolta a Lágy Gamma Ismétlők számát, s megállapították, hogy kielégíti a Gutenberg-Richter törvényt. Ez a csoport az ismétlők más tulajdonságait is vizsgálta és rokonságot talált a földrengésekkel. Ez alátámasztja azt a feltételezést, hogy a Lágy Gamma Kitörések a kéreg töredezései miatt mennek végbe.

Mi okozhatja a töredezést? A konvekció a csillag születése után 20 másodperccel megszűnik, úgyhogy ez nem vezet a kéreg vetődéséhez, mint a Földön. (Itt a lemezmozgások a mélyben végbemenő konvekció miatt történnek.) Az Ismétlők túl lassan forognak ahhoz, hogy a rengések a forgás hatására alakuljanak ki. Így a 10¹⁴ Gaussnál is erősebb mágneses mező lehet a felelős a rengésekért és a Lágy Gamma Kitörésekért.

Vissza

Tudjuk, hogy az SGR 1806-20 7.5 másodperces forgási periódussal rendelkezik, ami szinte megegyezik az 1979. március 5-ei SGR periódusával (8.0 s). Ahhoz, hogy a csillag olyan kis idő alatt, mint ahány éves az őt tartalmazó szupernóva-maradvány ennyire lelassuljon, óriási mágneses mező kell. Kiszámították a lassulás mértékét, így ki lehet számolni a mágneses mező energiáját a pulzároknál már bevált módon.

Az új adatok alátámasztják azt a feltételezést, hogy a Lágy Gamma Ismétlők olyanok, mint az Anomáliás Röntgenpulzárok (AXPs). Eddig 6 ilyen különös objektumot sikerült találni a Galaxisban. Az AXP-k röntgensugárzást emittálnak, periódusuk 10 másodperc és lassulnak. Mindegyiket szupernóva-maradványban találták. Röviden: az AXP-k teljesen hasonlóak a Lágy Gamma Ismétlőkhöz, leszámítva azt, hogy náluk nem sikerült kitörést megfigyelni.

Ha feltesszük, hogy mindegyik SGR és AXP egyaránt magnetár, akkor már 10 (11) fiatal magnetárt ismerünk. Mivel mindegyik 10 000 évnél fiatalabb szupernóva-maradványban található, átlagban 1000 évenként kell egynek keletkezni. Ez kb. a galaxisunkban található szupernóva-maradványoknak a 10%-a. Ha a legtöbb szupernóva létrehoz egy neutroncsilagot, akkor mondhatjuk, hogy az összes neutroncsillag közül 10% magnetár.

Ha ez így van, akkor kb. egymillió magnetár létezhet a galaxisunkban, de mivel születésük után kb. 10 000 évvel elkezdenek lassulni, s energiát veszíteni, életük csillagászati mértékben mérve igen rövid. Ezek lassan forogva, sötét csillagokként sodródnak az űrben, s talán soha nem is bukkanunk rájuk.

Vissza

A Föld mágneses mezeje, mely az iránytűt elmozdítja	(Az É-i sarkon mért adat)	0.6 Gauss
Egy közönséges vasmágnes	Hasonló a hűtőkre ragasztható mágnesekhez	100 Gauss
Egy napfolt mágneses mezeje	Egy átlagos csillag mágneses mezeje	10³ Gauss
A legerősebb állandó mágneses mező, amit földi laboratóriumban elő lehet állítani	Állandó mező	*4 10⁵ Gauss**
A legerősebb mágneses mező, amit földi laboratóriumban elő lehet állítani	Ideiglenes (robbanásoknál lehet elérni, csak néhány milliszekundumig tart)	10⁷ Gauss
A rádiópulzárok tipikus mágneses mezeje	Normális neutroncsillag	10¹² Gauss
Magnetárok	Lágy Gamma Ismétlő, ami szupernóva-maradványokban képződik	10¹⁴ - 10¹⁵ Gauss