Použité symboly: _ pro dolní index, ^ pro mocniny, takže
                                   třeba r_o^2 je ro2 .
==========================================================

      (Ne)detekce magnetických vln neutronových hvězd

               Jiří Grygar, FzÚ AV ČR, Praha
___________________________________________________________

  Předneseno na semináři k uctění památky českého fyzika
     Milana Odehnala (Praha, FzÚ AV ČR, 6. října 1998)
___________________________________________________________
.KP
     1. Úvod
Hned po svém nástupu v oddělení nízkých teplot FzÚ v Řeži
jsem se počátkem r. 1981 dostal při obědě do debaty s M.
Odehnalem, který uvažoval o přímé detekci magnetického pole
rychle rotujících neutronových hvězd pomocí supravodivého
magnetometru typu SQUID. Myšlenka mi zprvu připadala
naprosto nerealistická s ohledem na velkou vzdálenost
neutronových hvězd od Země, ale postupem času z našich
podrobnějších diskusí začalo být patrné, že taková přímá
detekce za jistých podmínek v zásadě vyloučena není.
Jako první se takovou možností teoreticky zabýval Kaplan
(1972), který naznačil možnost detekce záření rotujícího
magnetického dipólu rádiového pulsaru v pásmu velmi nízkých
frekvencí (ULF, řádově 1 Hz). Z pozorování rádiových pulsarů
víme, že jde o rychle (0,3 ? 640 Hz) a prakticky konstantně
rotující neutronové hvězdy, kde je osa magnetického dipólu
šikmo skloněna k ose rotační. Velikost magnetické indukce
/B_o/ lze odvodit z velmi povlovného soustavného
prodlužování impulsních period rádiových pulsarů. Kaplan
uvažoval o hodnotách /B_o/ ? 10^6 T a klasických detektorech
slabých magnetických polí.
Naneštěstí pro frekvence nižší než 5 Hz dochází k silnému
útlumu magnetického dipólového záření v zemské ionosféře,
takže pravděpodobnost detekce takových signálů se blíží
k nule. Kaplan proto později přišel s návrhem realizovat
měření nad hranicí ionosféry na umělých družicích Země,
a využít okolnosti, že perioda signálu (rovná impulsní
periodě rádiového pulsaru, a tedy i rotační periodě
neutronové hvězdy) je dobře známa z rádiových pozorování,
takže vhodným filtrováním lze podstatně zlepšit poměr
signálu k šumu v magnetických měřeních.
Zkušenost Milana Odehnala s měřením magnetických polí
lidského mozku pomocí SQUIDů naznačila, že tudy vskutku vede
cesta k přímé detekci magnetického pole neutronových hvězd
(Grygar aj., 1982 a 1984). Mezní citlivost SQUIDů totiž
dosahuje v uvedeném frekvenčním pásmu hodnot řádu 10^-14 T.
.KP
     2. Stav problému v r. 1985
V naši poslední společné práci (Odehnal aj., 1985) jsme
ukázali, že ULF magnetická složka elektromagnetického pole
ve vakuu B_e je dána vztahem:

     /B_e/ =  /B_o/.?^2.r_o^2 / c^2.R ,
kde /B_o/ je magnetická indukce na povrchu neutronové hvězdy
(rádiového pulsaru), ? je úhlová rotační rychlost neutronové
hvězdy (? = 2?f), r_o je poloměr neutronové hvězdy
(?10^4 m), c je rychlost světla a R je vzdálenost neutronové
hvězdy od Země.
Ze vztahu je patrno, že velikost ULF magnetické složky je
nepřímo úměrná pouze první mocnině vzdálenosti R - a to je
hlavní důvod, proč při dostatečně intenzívním magnetickém
poli neutronové hvězdy máme naději na detekci i při
vzdálenostech několik stovek světelných let. Úhlová
frekvence interstelárního plazmatu totiž leží v pásmu
2000 ? 7000 Hz a nepřispívá proto k zeslabování dipólového
záření, jehož úhlová frekvence bývá typicky ? ? 200 Hz.
Pro rádiové pulsary vycházely hodnoty /B_o/ ? 10^9 T
a vzdálenosti R ? 500 pc (? 1600 světelných let).
Kromě toho byly v té době na základě družicových pozorování
rozlišeny zábleskové zdroje záření gama, o nichž se většina
odborníků domnívala, že rovněž souvisejí s rotujícími
neutronovými hvězdami. Z nepřímých náznaků se zdálo, že tyto
neutronové hvězdy mají relativně pomalou rotaci s úhlovou
frekvencí kolem 0,1 Hz. Nepřímé argumenty svědčily rovněž ve
prospěch možnosti, že zábleskové zdroje záření gama mohou
být velmi blízko Země, tj. R ? 50 pc (160 světelných let).
Odtud pak vyplývalo, že magnetická indukce od blízkých
pulsarů by mohla v příznivém případě dosáhnout na Zemi
hodnot /B_e/ kolem 3.10^-14 T, a od zábleskových zdrojů
záření gama asi 3.10^-15 T. To znamená, že detekce těchto
polí na zemském povrchu by nebyla možná, ale jistou naději
by poskytovaly SQUIDy, umístěné na umělých družicích či
kosmických sondách nad hranicemi zemské ionosféry popř.
magnetosféry.
.KP
     3. Současný stav
Pokrok astronomie v mezidobí poukázal především na okolnost,
že odhad vzdáleností a magnetických indukcí na povrchu
neutronových hvězd, jež se projevují jako rádiové pulsary,
byl zcela realistický. Pokud bychom se soustředili zejména
na tzv. milisekundové pulsary, objevené r. 1982, a umístili
SQUID za hranicí ionosféry, získáváme proti klasickým
pulsarům téměř 2 řády v úhlové frekvenci, tj. téměř 4 řády
v hodnotě indukce /B_e/. Naneštěstí právě milisekundové
pulsary mají v průměru o 2 řády menší indukce /B_o/, takže
výsledný zisk proti našemu tehdejšímu výpočtu je necelé 2
řády. Při velmi přesně známé hodnotě rotační frekvence
z rádiových měření by to mělo docela pravděpodobně umožnit
detekci, i když zatím nikdo nemá zkušenosti s funkcí SQUIDu
v beztížném stavu.
Povaha zábleskových zdrojů záření gama zůstávala záhadou,
zejména proto, že až do r. 1997 nebyl jednoznačný názor na
to, jak jsou v průměru tyto zdroje daleko od Země. Podle
extrémních názorů mohlo jít na jedné straně o objekty na
hranici sluneční soustavy (několik světelných měsíců od
nás), a na druhé straně i o objekty na hranici viditelné
části vesmíru (ve vzdálenosti řádu miliard světelných let).
Tato nejistota dokonce znemožňovala rozlišit, zda se vůbec
jedná o neutronové hvězdy.
Teprve v polovině r. 1997 došlo ke zvratu zásluhou
vynikající funkce italsko-holandské družice BeppoSAX,
vypuštěné na oběžnou dráhu v dubnu 1996. Družice totiž
dokáže relativně brzy po krátkotrvajícím
(několikasekundovém) vzplanutí gama zamířit týmž směrem
rentgenové kamery, které mohou odhalit v udaném zorném poli
rentgenový dosvit energetického vzplanutí. Jelikož určení
úhlové polohy rentgenového zdroje je z fyzikálního principu
přesnější než určení polohy zábleskového zdroje záření gama,
lze tím natolik zmenšit nejistotu o poloze zdroje, že to pak
může stačit i pro následnou optickou identifikaci. Jakmile
nalezneme optický protějšek, lze ze spektra okamžitě
rozhodnout, jak je od nás příslušný objekt daleko.
To se pak vskutku podařilo poprvé v květnu 1997 pro
zábleskový zdroj v souhvězdí Žirafy, v jehož spektru byly
odhaleny čáry ionizovaného hořčíku a kyslíku s červenými
posuvy až 0,8, což odpovídá vzdálenosti přinejmenším
2,5 Gpc (8 miliard světelných let). Podruhé se tak stalo pro
vzplanutí gama ze 14. prosince 1997 v souhvězdí Draka, jehož
optický protějšek měl ve spektru, pořízeném koncem února
1998, červený posuv 3,4 , což odpovídá vzdálenosti alespoň
3,6 Gpc, tj. okrouhle 12 miliard světelných let. Za
předpokladu izotropního vyzařování lze odtud určit množství
energie, vyzářené v záblesku, na neuvěřitelných 10^ 46 J,
tedy asi o dva řády vyšším než u hvězdných explozí, jímž
říkáme supernovy (Grygar, 1998).
Nepřímé důkazy naznačují, že geometrické rozměry
explodujících objektů nepřekračují zprvu 100 km, takže
v zásadě by mělo jít buď o neutronové hvězdy, nebo o černé
díry, ale zmíněné rekordní vzdálenosti přirozeně vylučují
možnost detekce magnetických vln z těchto jedinečných
fyzikálních objektů.
.KP
     4. Objev magnetarů
Z čím dál početnější sestavy zhruba 2000 rozpoznaných
zábleskových zdrojů záření gama se však postupně vydělila
nepatrná skupinka objektů, označovaných jako SGR (soft
gamma-ray repeaters; rekurentní zdroje měkkého záření gama).
Ty se na první pohled odlišují od hlavní skupiny rekurencí,
tj. opakováním aktivity téhož objektu v intervalu hodin,
dnů, ba i několika let, a velmi krátkým náběhem vzplanutí
pod 1 s. Odtud jednoznačně plyne, že nemůže jít
o jednorázovou katastrofu, ale o takříkajíc povrchový úkaz,
který nezničí samotný objekt.
Prototypem skupinky se stalo vzplanutí z 5. března 1979
v souhvězdí Mečouna, jež tehdy udivilo svou relativní
intenzitou a také polohou, odpovídající příslušnosti
k sousední galaxii - Velkému Magellanově mračnu, vzdálenému
od nás zhruba 50 kpc (160 000 světelných let). Ve shodě
s mnoha jinými astronomy jsem se tehdy domníval, že jde jen
o náhodou shodu, tj. že objekt se pouze promítá na pozadí
zmíněné galaxie poblíž mlhavého pozůstatku po dávné
supernově, a ve skutečnosti je od nás vzdálen pouze 50 pc
- pak by totiž jeho zářivý výkon zapadal mezi ostatní
zábleskové zdroje záření gama, zvláště když pak až do r.
1994 blýsknul ještě 14krát, byť v těchto případech již
s menšími intenzitami.
V r. 1993 však byl rozpoznán druhý příslušník skupinky SGR
v souhvězdí Střelce, vzdálený od nás 6 kpc, jenž tehdy během
12 dnů blýskl v pásmu měkkého záření gama 6krát a jenž
přitom vykázal rotační periodu 7,5 s, poměrně blízkou
rotační periodě SGR v Mečounovi (8,0 s). Třetí příslušník
skupinky SGR byl odhalen v r. 1997 v souhvězdí Štítu
s rotační periodou 11,8 s a konečně čtvrtý v r. 1998
v souhvězdí Orla s rotační periodou 5,2 s. Dne 27. srpna
1998 zablýskl posledně zmíněný objekt s takovou intenzitou,
že to zahltilo detektory záření gama na všech příslušných
umělých družicích či kosmických sondách - v dějinách
kosmické astronomie nemá takový případ obdobu.
Jelikož se mezitím prokázalo, že se všechny čtyři zdroje SGR
nacházejí  v bezprostřední blízkosti mlhavých pozůstatků
nedávných (stáří do 5500 let) supernov, je tím jejich původ
definován: naprosto jistě jde o kompaktní pozůstatky po
výbuchu velmi hmotných hvězd (supernov), tedy
nejpravděpodobněji o rotující neutronové hvězdy. Na rozdíl
od rádiových pulsarů se však v průběhu několika málo let
tyto rotační periody zřetelně prodlužují, což lze objasnit
ztrátou rotační energie hvězdy v extrémně intenzívním
magnetickém poli neutronové hvězdy. Rotační perioda řádu
10 s se totiž ročně prodlužuje o celé milisekundy, a to pak
odpovídá magnetické indukci na povrchu neutronové hvězdy
v rozmezí 10^9 ? 10^11 T !
Tak vznikl pojem m a g n e t a r ů - neutronových hvězd
s rekordními hodnotami indukce magnetického pole ve vesmíru,
k nimž patrně náleží asi 10% celkové populace neutronových
hvězd ve vesmíru (NASA, 1998; Kulkarni a Thompson, 1998).
Během prvního desetitisíce let po vzniku supernovy je
magnetické pole neutronové hvězdy tak mocné, že náhodně
a nepravidelně rozláme tuhou kůru neutronové hvězdy při
mocném hvězdotřesení, při němž se uvolní energie až 10^39 J
(22. stupeň na otevřené Richterově stupnici), která se
posléze vyzáří v gigantickém záblesku měkkého záření gama
(Kouveliotou aj., 1998). Pro detekci magnetických vln by se
pak hodily nejranější magnetary s rotační periodou pod 1 s,
které by se nacházely dostatečně blízko od Země. V tom
případě můžeme očekávat ve SQUIDu signál na úrovni
10^-12 T, což při dobré znalosti rotační periody by mělo
stačit k jeho spolehlivému odlišení od šumu.
Za čtvrtstoletí od prvního Kaplanova nápadu, jež zásluhou
Milana Odehnala dostal jasně definované fyzikální vymezení,
se tak možnosti otevření principiálně nového okna do vesmíru
nesporně zlepšily. Mám za to, že je nyní jen otázkou
trpělivosti - pro astronomii tak typickou - kdy ke skutečné
dálkové detekci nejsilnějších magnetických polí ve vesmíru
dojde.

.KP
     Literatura
Kaplan, B. Z.: 1972, Lett. Nuovo Cimento 4, 985.
Grygar, J.; Odehnal, M.; Petříček, V.: 1982,
     14. Internat. Symp. Tieftemperaturphysik u.
Kryoelektronik (Fr.-Schiller Univ. Jena), p. 145.
Grygar, J.; Odehnal, M.; Petříček, V.; Prikner, K.: 1984,
Ann. New York Acad. Sci. 422, p. 355.
Odehnal, M.; Grygar, J.; Prikner, K.; Petříček, V.: 1985,
Bull. Astron. Inst. Czechosl. 36, 369.
Grygar, J: 1998, Kozmos 29, č. 5, 17.
Kouveliotou, C. aj.: 1998, Nature 393, 235.
Kulkarni, S.R.; Thompson, C.: 1998, Nature 393, 215.
NASA Internet Report: 1998, č. 98-87 (20. 5.).

                           Obsah

     1. Úvod                                               1
     2. Stav problému v r. 1985                            1
     3. Současný stav                                      2
     4. Objev magnetarů                                    3
     Literatura                                            4