Magnetarlar

Bir nötron yıldızı olan magnetarlar, oluşturdukları olağanüstü derecelerdeki manyetik alanlarıyla dikkat çekmektedirler. Evrendeki en yoğun manyetik alanı meydana getirebilen magnetarların şu ana kadar sadece 31 tanesi gözlemlendi. Diğer bir nötron yıldızı türü olan ve şimdiye kadar 1500’den fazla kez gözlemlenen pulsarlarla karşılaştırılınca bu sayının ne kadar az olduğu göze çarpıyor. Magnetarlar, yüksek manyetik alanlarının sonucu olarak yüksek enerjili X-ışını ve gama ışını, pulsarlar ise düşük enerjili radyo dalgaları yaymaktadır. Süpernova patlamalarının yaklaşık olarak onda birinin magnetar meydana getirdiği tahmin edilmektedir [1].

Diğer nötron yıldızlarına benzer şekilde magnetarlar ortalama 20 km çapında ve yaklaşık 1.4 Güneş kütlesindedir, ancak Güneş’in 10–25 katı kütlesindeki bir yıldızın çökmesiyle meydana gelir. Yaklaşık 10000 yıl içinde manyetik alanı sönen magnetarların ömürlerinin diğer yıldızlara göre daha kısa olduğu söylenebilir.

Evrendeki en manyetik nesneler olan magnetarların manyetik alanı 1 katrilyon (10¹⁵) gauss değerine kadar çıkabilir. Bu değer, Dünya’nın yaklaşık 1 gauss büyüklüğündeki manyetik alanı ile mukayese edilemeyecek kadar büyüktür. Aynı zamanda sıradan bir nötron yıldızının manyetik alanının da bin katı kadardır. Ancak, magnetarların bu kadar güçlü manyetik alanı nasıl barındırdıklarına dair kesin bir açıklama bulunmuyor.

Magnetarların manyetik alanını açıklayan birkaç teori bulunmaktadır. 2005’te Ferrario ve Wickrammasinghe tarafından yayımlanan bir makalede bu manyetik alanın, magnetarı meydana getiren yıldızdan kaynaklanabileceği öne sürüldü [2]. Iwazaki (2005) ise nötron yıldızlarındaki manyetik alanın, kuark maddesinin “renk” ferromanyetizmasından kaynaklanabileceğine vurgu yaptı [3]. Burada geçen renk kavramı, kuarkların güçlü kuvvetle etkileşimini belirleyen özelliktir. Renk manyetik alanının etrafında dönen elektrik yüklü kuarklar, Savvidy mekanizmasına tabi olarak güçlü bir manyetik alan oluşturabilir.

Qui-he Peng vd. 2016’da yayımlanan makalede, nötron süperakışkanındaki nötron Cooper çiftinin (Cooper çifti, iki adet elektronun ya da diğer fermiyonların düşük sıcaklıklarda bir araya gelerek oluşturdukları yapıdır) manyetik momentinin güçlü manyetik alanı oluşturabileceğini ileri sürmektedir. Bir nötron yıldızında eşyönlü ve eşyönsüz olmak üzere (ing. isotropic ve anisotropic) iki farklı türde nötron süperakışkanı bulunmaktadır [4]. Yıldızın iç sıcaklığının, faz geçiş sıcaklığından düşük olması halinde, eşyönsüz ³P_2 nötron süperakışkanının, nötron yıldızının manyetik alanını magnetarların seviyesine taşıması ihtimal dahilindedir [4]. Ancak bu seviyenin de bir üst limiti vardır, ki bu da eşyönsüz nötron süperakışkanının kütlesiyle ilintilidir. Bu değerin 3 ya da 4 x 10¹⁵ gauss olması beklenmektedir [4]. Magnetarlara dair daha detaylı gözlemlerle bu modelin geçerliliği incelenmelidir. Sonuç olarak 0.1 M_Güneş kütlesinde ve 10⁷ K sıcaklığındaki nötron süperakışkanı, magnetarlardaki güçlü manyetik alanı izah edebilmektedir.

FRB Keşfi

Hızlı radyo patlamaları ( fast radio bursts) radyo dalgalarının birkaç milisaniye içinde oluşturduğu, kaynağı tam olarak çözülememiş ani patlamalardır. Bugüne kadar yüzden fazla kez gözlemlendi.

2007 yılında, West Virginia Üniversitesi profesörlerinden Duncan Lorimer, radyo dalgalarından gelen verilerde ani bir artışın farkına vardı. Lorimer vd. 2007’de yayımlanan makalede, Macellan Bulutlarındaki pulsara ait olan bu verilerin, tamamen yeni bir radyo kaynağından geldiğini tespit etti [5].

Kanada hidrojen yoğunluğu haritalama deneyinin (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment) yaptığı son gözlemde FRB 180916’nın 16.35 günlük bir periyodu olduğu gösterildi ki daha önceki keşiflerde bu biçimde bir tekrar periyodu gözlemlenmemişti. 500 milyon ışık yılı uzaktaki bir kaynaktan gelen bu patlamalar, 5 gün boyunca faaliyette bulunup 11 gün boyunca ise sakin kalmaktadır. Sardinia radyo teleskobu tarafından yapılan son gözlemde ilk defa 300–400 MHz bandında bir FRB keşfedildi [6]. 328 MHz frekansındaki bu FRB, şimdiye kadar bilinen en düşük frekanslı patlama olma özelliğini taşıyor. Bu keşif sayesinde, kaynağı çevreleyen ortamın salınım frekanslarını etkilemediği ve FRB salınımlarının asgari enerjisinin sanılandan daha düşük olabileceği gösterilmiş oldu. Bu keşif, FRB’lerin neden kaynaklandığına da ışık tutacaktır.

FRB’lerin magnetarlarla ilişkilendirilmesinin en önemli sebeplerinden biri, FRB’lerin ve magnetar patlamalarının benzer istatistiksel özellikleri göstermesidir. Yingjie Cheng (2019) hem magnetar patlamalarının hem de FRB 121102’nin üstel yasasına (ing. power-law) uyduğunu, enerji ve süre dağılımlarının benzerliğini vurgulayarak FRB 121102’nin kaynağının bir magnetar olduğuna dair kuvvetli deliller sunmaktadır. Ancak magnetar modelinin FRB’leri açıklayabilmesi için FRB’lerin parlaklığının galaktik magnetarlarda görülenin onlarca katı olması gerekmektedir. CHIME tarafından 2020 Nisan ayında yapılan bir gözlemde SGR 1935+215 adlı galaksimizde bulunan magnetardan kuvvetli bir radyo patlaması elde edildi [7]. 3 x 10³⁴ erglik bu patlama, şu ana kadar herhangi bir magnetardan elde edilen radyo ışınımdan 1000 kat daha fazla enerji taşımaktadır [7]. Bu ışınımın yakın bir galaksiden gelmesi durumunda herhangi bir FRB’den hiçbir farkı olmayacaktı. Daha önceden de bazı magnetarlardan gelen radyo dalgaları tespit edilmiş olsa da, hiçbiri bu derece parlak değildi. Dolayısıyla bu keşif, magnetarların yoğun ve yüksek enerjili radyo ışınımları yapabileceğini kanıtlayarak FRB’lerin magnetar modelini kuvvetlendirmektedir.

HIZLI RADYO PATLAMASININ NEDENLERİ

FRB’lerin doğasıyla ilgili en büyük belirsizlikler, kaynağı ve radyasyon mekanizmalarıdır. Birçok FRB modeli açıklamasında nötron yıldızlarını kullanmıştır; çünkü nötron yıldızları, patlamanın kısa süresini, yüksek enerji gereksinimini, tutarlı salınım için gerekli olan sıralı manyetik alanları ve belirli aralıklarla tekrar etmesini doğal olarak açıklayabilir [8].

2020’de yazdıkları makalede CHIME/FRB Birliği’nde yer alan yazarlar magnetarları kaynak olarak alan modellerin iki ana sınıfta incelendiğini açıkladılar. İlk kategoride bulunan, aktif magnetarın manyetosferinde üretilen radyo dalgalarını inceleyen modellerde radyo dalgasının kısa süreli olabileceğini ve iki farklı çeşitteki radyo dalgasının ayrılabileceğini ve manyetosferik magnetarları temel alan modeller, nötron yıldızının dönme hızında periyodik durumları önerse de bunun bazı FRB’lerde gözlenmemesinin nedeninin bazı magnetarlardaki patlamaların dönme aşamasından bağımsız olması ile açıklanabilir olduğunu söylediler.

İkinci kategoride bulunan magnetar modelleri ise nötron yıldızını kendisini çevreleyen nebulanın içindeki merkez motor olarak alır. Buradaki yüksek enerji patlaması magnetardan oldukça uzakta oluşan bir patlama dalgasıyla FRB’yi üretir [11]. Bu bölümde hızlı radyo patlamalarının (FRB) kaynağına ve üretim sürecine dair bazı teorilerden bahsedeceğiz.

2014’te yayınlanan makalede Heino Falcke ve Luciano Rezzolla hızlı radyo patlamalarının yüksek kütleli dönen nötron yıldızlarının (SURON) manyetik frenlemeden dolayı karadeliğe çökmesi sırasında oluşan bir son sinyal olabileceğini önerdiler. Manyetik frenleme yıldızın kendi manyetik alanı sebebiyle yavaşlayarak açısal momentumunu kaybetmesidir. SURON karadeliğe çökerken manyetik alan çizgilerinin değişmesiyle manyetosferde bir kopma meydana gelir ve manyetik akının parçacık kinetik enerjisine dönüşmesi sonucu güçlü bir elektromanyetik darbe oluşur [9].

2013’ te yayınlanan makalede Kazumi Kashiyama, Kunihito Ioka ve Péter Mészáros iki beyaz cücenin birleşmesi sonucu oluşan hızla dönen manyetize olmuş devasa beyaz cücenin polar bölgesindeki elektron yayılmasından kaynaklandığını önerdiler.

Bu modelde, birleşmeden sonra oluşan beyaz cücenin manyetik alanları birleşmeden çok kısa bir süre sonra büyümeye başlar ve iç manyetik alanlar konveksiyon ile beyaz cücenin yüzeyine yükselir. Bu alanlar beyaz cücenin polar bölgesinde beyaz cücenin dönüş hareketinden veya manyetik düzensizliklerden dolayı çeşitli yönlere bükülür ve elektron demetleri açığa çıkar. Bu elektron demetleri polar bölge ya da büyük iç enerji tarafından gama ışın patlamaları oluşturacak şekilde hızlandırılır. Bu elektronlar açık manyetik alan boyunca hareket eder ve radyasyon yayar [10].

Figür: Beyaz cücenin yüzeyindeki manyetik alan ve elektronların yüzeyden ayrıldıktan sonra radyasyon yaymasını gösteren şema.

2014’ te yayınlanan makalede Yun-Wei Yu, Kwong-Sang Cheng, Gary Shiu ve Henry Tyeb ışın miktarı yüksek ve kısa süreli elektromanyetik patlamaların kozmik manyetik alanlarda salınan süperiletken kozmik sicim (SCS) döngüleri ile üretilebileceğini önerdiler. Küçük ölçekli titreşimlere sahip süperiletken kozmik sicimler erken evren aşamasında simetri kırınımı fazında oluşan birtakım kusurlar sonucunda meydana gelen elektriği ileten oluşumlardır. O dönemde yeni keşfedilen FRB’lerde SCS patlamalarına ait olan elektromanyetik freakans ve enerji salınımı gibi özelliklerin sürekli olarak gözlenebileceğini açıkladılar [12]. Birçok birleşik modelde kozmik sicimlerin süperiletken teller olarak davranacağı tahmin edilir.

4)2014’ te yayınlanan makalede Lyubarsky, magnetarların da pulsarlar gibi, kendisini çevreleyen, elektron pozitron çiftleri ve manyetik alanla kaplı nebulanın içerisinde; sürekli şişen, kalıcı olarak manyetize olmuş bir rüzgâr yaydığını söyler. Manyetize olmuş plazma magnetardan belli bir uzaklıkta oluşan rüzgâr şokuyla nebulaya enjekte olur. Magnetarın manyetosferi gama patlamasına sebep olacak şekilde yeniden yapılandığında güçlü bir manyetik darbe magnetarın rüzgarından dışarıya yayılır. Oluşan darbe nebulanın içindeki plazmayı dışarıya iterek güçlü bir şok yaratır. Bu sırada darbenin içinde ters yönde bir şok daha oluşur [13].

Yine magnetarların yaydığı rüzgârı temel alan benzer bir teori Baloncuk İçinde Patlama (Burst In Bubble) adıyla 2017 yılında Kohta Murase, Kazumi Kashiyama ve Péter Mészáros tarafından ortaya atılmıştır [14].

Figür 2: 2017 yılında yazılan makalede teoriyi modelleyen şema. Görselde plazmanın magnetardan yayılan rüzgarla nebulaya enjekte olması gösteriliyor.

Yazarlar:

Beril Bilici ve Eren Özdemir.

Kaynakça

[1] Popov, S. B.; Prokhorov, M. E. (April 2006). “Progenitors with enhanced rotation and the origin of magnetars”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 367 (2): 732–736. arXiv:astro-ph/0505406. Bibcode:2006MNRAS.367..732P. doi:10.1111/j.1365–2966.2005.09983.x.

[2] D.T. Wickramasinghe and L. Ferrario, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 356, 1576 (2005).

[3] A. Iwazaki and O. Morimatsu, Physics Letters B 571, (2003) https://arxiv.org/abs/nucl-th/0304005.

[4] Q. Peng, J. Zhang, M. Liu and C. Chou, Universal Journal Of Physics And Application 10, (2016).

[5] D.R. Lorimer, M. Bailes, M.A. Mclaughlin, D.J. Narkevic, and F. Crawford, Science 318, 777 (2007).

[6] Detection of Repeating FRB 180916.J0158+65 Down to Frequencies of 300 MHz,” P. Chawla et al 2020 ApJL 896 L41. doi:10.3847/2041–8213/ab96bf

[7] A bright millisecond-duration radio burst from a Galactic magnetar,Nature 587, 54 (2020) https://doi.org/10.1038/s41586-020-2863-y.

[8] Pawan Kumar, Wenbin Lu, Mukul Bhattacharya, Fast radio burst source properties and curvature radiation model, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 468, Issue 3, July 2017, Pages 2726–2739, https://0-doi-org.libunix.ku.edu.tr/10.1093/mnras/stx665 https://0-academic-oup-com.libunix.ku.edu.tr/mnras/article/468/3/2726/3077184?searchresult=1#74195163

[9] Falcke H. Rezzolla L., 2014, A&A, 562, A137

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014A%26A...562A.137F/abstract

https://physics.stackexchange.com/questions/559741/what-is-happening-when-magnetic-field-lines-snap-or-break

[10] Kashiyama K. Ioka K. Mészáros P., 2013, ApJ, 776, L39 https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...776L..39K/abstract

[11] Andersen B.C et al. (2020) “A Bright Millisecond-Duration Radio Burst from a Galactic Magnetar,” Nature, 587(7832), pp. 54–58. doi: 10.1038/s41586–020–2863-y.

https://kocuniversity.on.worldcat.org/oclc/8699092631

[12] Yu, Y.-W., Cheng, K.-S., Shiu, G., & Tye, H. 2014, J. Cosmology Astropart. Phys., 11, 40

https://arxiv.org/pdf/1409.5516.pdf

[13] Lyubarsky Y., 2014, MNRAS, 442, L9 https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014MNRAS.442L...9L/abstract

[14] Murase K. Kashiyama K. Mészáros P., 2016, MNRAS, 461, 1498

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016MNRAS.461.1498M/abstract

Koç Üniversitesi Bilim Kulübü Resmi Medium Hesabı | Official Medium Account of Koç University Science Club

Get the Medium app

A button that says 'Download on the App Store', and if clicked it will lead you to the iOS App store
A button that says 'Get it on, Google Play', and if clicked it will lead you to the Google Play store