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