Maqnit ulduzlar

Maqnetar və ya maqnitar — neytron ulduzu, çox güclü maqnit sahəsinə malik olan bir obyekt(10 üstü 11 Tesla və ya 10 üstü 14 Qaussa qədər).

Maqnetarların mövcudluğu ilə bağlı ilk fərziyyələr 1992-ci ildə astronom Robert Dunkan və Kristofer Tompson tərəfindən irəli sürülmüşdür, lakin 1998-ci ildə Qartal bürcündə yerləşən SGR 1900+14 maqnetarından alınan qamma-rentgen şüalar maqnetarların mövcudluğunu təsdiqlədi.5 mart 1979-cu ildə əldə olunan qamma-şüaların da bir maqnetar mənbəyindən gəldiyi güman olunur. Maqnetarların orta ömür müddəti 1 milyon ildir. Bu obyektlər kainatda ən güclü maqnit sahəsinə malikdirlər.

Haqqında

Maqnetarların diametri adi neytron ulduzlarında olduğu kimi ortalama 10–20 km-dir, lakin bir maqnetarın kütləsi Günəşin kütləsindən ortalama 2 dəfə çoxdur. Bir qaşıq maqnetar maddəsinin çəkisi Yer kürəsində 1000 milyard tona bərabər olacaqdır. Bir maqnetarın maqnit sahəsinin gücü Günəşin maqnit sahəsinin gücündən 1000 trilyon dəfə çoxdur. Formalaşdıqdan 10.000 il sonra maqnetarların maqnit sahələri yox olur və onların aktivliyi və rentgen şüalanması dayanır. Bu hesabla Süd Yolu qalaktikasında 30 milyon aktiv olmayan maqnetarın mövcud olduğu düşünülür.

2004-cü ildə Avstraliya radioteleskopları böyük enerji axını aşkar etdilər. Bu, bizdən 50.000 işıq ili uzaqlığında yerləşən SGR 1806-20 maqnetarından gələn dalğalar idi. Bu dalğalar Yer kürəsinin üst atmosferinə daxil oldular. Bu həmin maqnetarın səthində tektonik plitələrin hərəkəti nəticəsində baş verən partlayışdır. Həmin partlayışın bizə gəlib çatması üçün 50.000 il lazım oldu, lakin bu maqnetarın Yer kürəsi üçün böyük bir təhlükəsi olmadı. Əgər bu maqnetar Günəş sisteminin yaxınlığında olarsa, effekt Yer kürəsi üçün çox dağıdıcı ola bilər. Yer kürəsi və Günəş sistemi tamamilə məhv olar.

İlk baxışda maqnit ulduzları eyni növ adi normal ulduzlardan fərqlənməyən ulduzlardır. Hələ təxminən 100 il bundan əvvəl ulduzların spektrlərinə görə onların məşhur Henri Dreper kataloqunu tərtib edərkən məşhur Amerika alimi Antoniya Maury (1866–1952) qeyri-adi (pekulyar) bir ulduz spektrinə rast gəldi. Bu ulduz o vaxtlarda məlum olan Tazılar bürcünün ən parlaq ulduzu "α² Canium Vinoticorum" (α² CVn) ulduzu idi. Bu ulduza bəzən də "XII Karlın Ürəyi" deyilirdi. Onun spektrində qeyri-adi anomal (pekulyar) güclü spektral xətlər müşahidə olunur. Həmin vaxtlarda bu ulduza bənzər bir çox ulduzların da olması müşahidə olundu. Bunların əksəriyyəti temperaturu təxminən 10000 dərəcə olan A spektral sinfə mənsub olan ulduzlardan ibarət idi. O dövrlərdə bu cür ulduzları başqalarından fərqləndirmək üçün, A-qəribə və yaxud A-pekulyar (Ap) ulduzları adı verildi. Bəzən də bunlara Tazılar bürcünün ən parlaq ulduzu α² CVn tipli ulduzlar da deyilirdi.

Hələ 1913-cü ildə məşhur rus astronomu A. A. Belopolski α² CVn ulduzunda qəribə bir xüsusiyyət aşkar etdi. O, ilk dəfə olaraq Pulkovo Rəsədxanasında α² CVn ulduzunun spektrlərində zamandan asılı olaraq dəyişən və çox güclü spektral xətlərin olmasını aşkar etdi. Sonrakı müşahidə və spektral tədqiqatlar vasitəsilə müəyyən oldu ki, bu xətlər bir çox məlum kimyəvi elementlərin – xrom, silisium, stronsium, avropa və s.elementlərin xətləridir. Daha çox dəyişən və olduqca güclü spektral xətlər nadir torpaq elementlərinin xətləri idi.

XX əsrin ortalarından başlayaraq məlum oldu ki, bu tip ulduzların spektrlərində müşahidə olunan qeyri-adilik – spektral anomallığın əsas səbəbi fiziki şəraitlə deyil, həqiqətən bu tip ulduzlarda bir çox kimyəvi elementlərin miqdarı adi ulduzlardan və eləcə də Günəşdən 100 – 10000 dəfələrlə çox olması ilə əlaqədardır. Ona görə də bu tip ulduzlara kimyəvi anomal və yaxud kimyəvi pekulyar (CP) ulduzları adı verildi. Hələ XX əsrin əvvəllərində ümumiyyətlə, ulduzlarda güclü maqnit sahəsi müşahidə oluna bilməmişdi.

Ulduzlarda , o cümlədən, Günəşdə maqnit sahəsinin olmasını 1908-ci ildə ilk dəfə məşhur astronom Hole müəyyən etmişdir. Bundan sonra, uzun illər ərzində digər ulduzlarda da maqnit sahəsinin olmasına çoxlu sayda cəhdlər edilmişdir, lakin o dövrlərdə texniki çatışmazlıqlara görə buna nail ola bilmədi. Sonralar, 1941-ci ildə məşhur Amerikan alimi H. W. Babckock Günəşdən daha böyük kütləsi olan (m"2–4) B və A tip ulduzlarda güclü maqnit sahəsi olmasını aşkar etdi. Sonrakı tədqiqatlar göstərdi ki, ümumi güclü maqnit sahəsi olan bu tip ulduzların hamısı güclü kimyəvi anomallığa malik olan ulduzlardır. O vaxtdan etibarən bu ulduzlara maqnit Bp/Ap ulduzları adı verildi. İndiyə kimi məlum olan maqnit ulduzlarının hamısı kimyəvi anomal ulduzlardır, lakin kimyəvi anomal ulduzların yalnız bir qismində maqnit sahəsi müşahidə olunur. Ona görə kimyəvi pekulyar (anomal) ulduzlar iki yerə bölünürlər – maqnitlər və qeyrimaqnitlər.

Maqnit ulduzların ŞAR-da tətqiqi

Sonrakı tədqiqatlar vasitəsilə maqnit kimyəvi pekulyar (MCP) ulduzlarında çox qəribə və maraqlı xüsusiyyətlər aşkar edildi. Bu xüsusiyyətlərin aşkar edilməsində AMEA N. Tusi adına ŞAR-ın əməkdaşlarının da olduqca böyük xidmətləri vardır. Belə ki,1960-cı illərin sonlarında Şamaxı Astrofizika Rəsədxanasında (ŞAR) məşhur 2 metrlik teleskop istismara verildikdən sonra maqnit ulduzlarının intensiv müşahidələri aparılmasına başlandı. 1969-cu ildə S. H. Əliyev tərəfindən 2 metrlik teleskopun Kude fokusunda ilkin olaraq HD220825 (k Psi) maqnit ulduzunun yüksək keyfiyyətli spektrləri alındı. O vaxtdan başlayaraq ŞAR-ın bir cox əməkdaşları tərəfimizdən, müntəzəm olaraq 2 metrlik teleskopda maqnit ulduzlarının spektrral müşahidələri aparılır. 1914-cü ildə məşhur alman astronomu Paul Guthnik ε U Ma və a2 CVn klassik maqnut ulduzlarında parlaqlığın dövri olaraq dəyişməsini müşahidə etmişdir. O vaxtdan etibarən maqnit ulduzlarının müntəzəm olaraq fotometrik müşahidələri aparılır.

İndiyə kimi ŞAR-da 30-a qədər müxtəlif növ maqnit ulduzlarının demək olar ki, tam periodunu əhatə edən çoxlu sayda (1000-dən çox) spektral və fotometrik müşahidə materialları alınmışdır. Bu müşahidə materialları əsasında AMEA N. Tusi adına ŞAR-ın əməkdaşları tərəfindən olduqca mühüm elmi əhəmiyyət kəsb edən və dünya elmi ictimaiyyəti tərəfindən qəbul edilən bir cox elmi nəticələr alınmışdır. Bunlardan bəzilərini qeyd etmək yerinə düşər.

İlk dəfə olaraq maqnit ulduzlarının səthində Günəşə bənzər ayrı-ayrı irimiqyaslı ləkələr olması müəyyən edildi. Eyni zamanda nöqtəvi işıq mənbəyi kimi müşahidə edilən ulduzların səthində olan hər bir iri ölçülü (ulduzun səthinin 15–20 %-ni təşkil edən) ləkələrin koordinatlarını təyin etməyə nail olundu. Bu istiqamətdə aparılan tədqiqatlar bütün dünya Rəsədxanalarında çox böyük maraq doğurdu. Bu ulduzların ŞAR-da kompleks – spektral, maqnit və fotometrik tədqiq olunması ilə əlaqədar olaraq 1975 və 1977-ci illərdə maqnit ulduzlarına həsr olunmuş iki Beynəlxalq Konfrans keçirildi. Bundan sonra, Şamaxı Astrofizika Rəsədxanası maqnit ulduzlarının tədqiqi sahəsində dünya miqyasında tanınmağa başladı.

1970–1980-ci illərdə ŞAR və Almaniya astronomları və keçmiş Astronomiya Şurası (REA) ilə birgə kollektiv müqavilə bağlandı. Beləliklə, o dövrdən başlayaraq ŞAR-da maqnit ulduzlarının kompleks (REA və Almaniya ilə birgə) müşahidələr və tədqiqatlar aparılaraq mühüm elmi nəticələr alınmışdır. O vaxtdan etibarən indiyə kimi müntəzəm olaraq ŞAR-da maqnit ulduzlarının kompleks tədqiqat işləri davam etdirilərək aşağıda göstərilən bir cox fundamental nəticələr alınmişdır.

Proqrama temperaturu 7000 – 20000 K (F0-B0 sinif) olan 30 – a qədər müxtəlif pekulyarlıq tipinə mənsub maqnit ulduzları daxil edilmişdir.

ŞAR-da maqnit ulduzlarla bağlı alınmış əsas elmi nəticələr

• Maqnit ulduzlarının səthinin qeyri-bircins — ləkəli olması və ayrı-ayrı ləkələrin koordinatları müəyyən edilmişdir.
• Maqnit ulduzlarının ləkəli (pekulyar) oblastlarında temperaturun atmosferin normal (ləkəsiz) hissəsinə nisbətən təxminən 500–1500 dərəcə cox olması müəyyən edildi.
• Proqram ulduzlarının hər birinin radiusu, kütləsi və səthdə ağırlıq qüvvəsinin təcili müəyyən edilmişdir. Müqyisə vasitəsilə aşkar olundu ki, ulduzları xarakterizə edən bu kəmiyyətlr adi normal ulduzlarda olduğundan kəskin fərqlənmirlər.
• Tədqiq edilən MCP və eyni növ normal ulduzların fırlanma sürətləri müəyyən edilərək aşkar edilmişdir ki, maqnit ulduzları normallardan 2 – 3 dəfə yavaş fırlanırlar.
• Kompleks müşahidələr vasitəsilə müəyyən edilmişdir ki, maqnit ulduzlarının parlaqlığı, spektrləri və maqnit sahəsi onların fırlanma periodu ilə dövri olaraq dəyişirlər.
• Aşkar edilmişdir ki, maqnit ulduzlarında parlaqlığın dəyişmə xüsusiyyətləri onların maqnit sahəsindən, kimyəvi anomallıq növündən və temperaturlarından asılıdır.

Maqnit ulduzlarının kompleks tədqiqi N. Tusi adına ŞAR-da müntəzəm olaraq davam etdirilir.