Þann 27. desember árið 2004 mældu stjörnufræðingar öflugustu orkusprengingu sem hefur nokkru sinni verið skrásett. Á einungis 0,2 sekúndum losnaði meiri orka en sólin sendir á 250 þúsund árum frá stjörnunni SGR 1806-20. Þær greiningar sem fylgdu í kjölfarið sýndu að gammageislarnir gátu einvörðungu verið upprunnir frá segulstjörnu, þ.e.a.s. nifteindastjörnu með ógnar öflugu þyngdarsviði. Þar með var að endingu búið að sanna tilvist stjarna af þessari gerð – nokkuð sem hafði annars verið umdeilt um áratuga skeið.
Nú hafa stjörnufræðingar tekið enn eitt skref í viðleitni við að skilja þessar fágætu og dularfullu stjörnur. Tyrkneski stjarneðlisfræðingurinn Tolga Güver og samstarfsfélagar hans hafa reiknað út að þessar feiknarlegu sprengingar hljóti að koma frá svæðum sem er að finna rétt undir yfirborði segulstjörnunnar og sem er einvörðungu 3,5 km í þvermál.
Güver og félagar hans hafa fengið niðurstöður sínar með tölvugreiningu. Árið 2003 sáu þeir að fyrirbæri er nefnist XTE J810-197 óx hundraðfalt í ljósstyrk. Fram til 2006 fylgdust þeir reglulega með fyrirbærinu með aðstoð evrópsku geimferðastofnunarinnar ESA og XXM-Newton-sjónaukanum meðan ljósstyrkurinn þvarr smám saman.
Með því að reyna fjölmörg möguleg líkön á öflugum tölvum kom í ljós að framvindan samsvaraði best ef sprengingin stafaði frá litlu svæði rétt undir yfirborði stjörnunnar.
Þessar öflugu sprengingar eru sérkenni segulstjarna, enda eru þær engar venjulegar stjörnur.
Segulstjarna er skilgreind sem nifteindastjarna með segulsvið sem er minnst þúsund sinnum meira en hjá venjulegum nifteindastjörnum.
Nifteindastjarna er ofurþétt fyrirbæri sem myndast þegar þung stjarna með massa, sem er um fimm sinnum stærri en massi sólar, líkur æviskeiði sínu í einni fimbulsprengingu. Við sprenginguna tætist stjarnan í sundur og langmest af efni hennar þeytist út í geim á miklum hraða.
En innsti hlutur stjörnunnar helst saman vegna þyngdarafls hennar og þjappast saman í afar þéttan kjarna sem samanstendur einvörðungu af nifteindum. Nifteindastjörnur eru dæmi um eitthvað öfgafyllsta form efnis sem hægt er að ímynda sér og þrátt fyrir að þær hafi einungis um 10 km þvermál vegur ein nifteindastjarna meira en Sólin.
Það felur í sér gríðarlega þétt efni. Reiknað hefur verið út að eldspýtustokkur fullur af slíku efni myndi vega meira en milljarður tonna. Reyndar má líta á nifteindastjörnur sem einn risastóran atómkjarna sem samanstendur einvörðungu af nifteindum.
Við þyngdarhrunið varðveitist snúningsorka stjörnunnar sem verður til að kjarni hennar spinnst svo hratt upp að nifteindastjarnan sjálf öðlast afar stutt snúningsskeið.
Nifteindastjörnur eru of litlar til að sjást beint en þær senda frá sér geislun, einkum útvarpsgeisla, sem stafa frá pólum segulsviðsins. Þar sem snúningsöxullinn fellur ekki nauðsynlega saman við stefnu segulsviðsins mun geislunarkeilan sveiflast gegnum alheiminn eins og kosmískur viti, og lendi hann á Jörðinni er unnt að skoða púls útvarpsgeislunarinnar með föstu millibili.
Það var með slíkum hætti sem menn uppgötvuðu fyrst nifteindastjörnurnar árið 1967. Á grundvelli púlserandi geislunar voru þær nefndar á ensku „Pulsars“. Snúningstími þeirra og þar með bilið milli geislunarpúlsana er í flestum tilvikum um ein sekúnda, en menn vita einnig af nifteindastjörnum sem snúast um sjálfar sig á undir einni millisekúndu.
Segulsvið vex hratt
Þegar stjarna hrynur saman undan eigin þyngdarafli vex styrkur segulsviðsins hratt þar sem efnið þéttist í minna rými.
Þannig mun helmingur af rúmmáli stjörnunnar fela í sér fjórföldun í afli segulsviðs hennar. Í segulstjörnu eykst segulsviðið ennþá meira vegna svokallaðra „rafals-áhrifa“ og segulsviðið verður svo öflugt að það virðist vera fært um að stöðva gjörvalla nifteindastjörnuna í snúningi hennar.
Þetta er einmitt eitt af kennimörkum segulstjarna, að þær snúast nokkru hægar en venjulegar nifteindastjörnur, jafnan með millibili sem nemur milli 5 og 10 sekúndum.
Jafnframt má einnig greina hvernig snúningshraðinn minnkar smám saman vegna segulsviðsins, kannski einungis um fáeina milljónustu hluta úr sekúndu á dægri. En það nægir til að stjarneðlisfræðingar geta metið styrk sviðsins sem er mældur í hundruðum milljarða tesla, staðaleiningar fyrir styrk segulsins.
Annað einkenni segulstjarna eru hinar öflugu sprengingar eins og á SGR1806-20. Vísindamenn eru sammála um að slíkar sprengingar orsakast að líkindum af losun á mikilli spennuuppbyggingu í hinu flókna segulsviði stjörnunnar. Fyrirbærinu mætti líkja við jarðskjálfta á Jörðu niðri.
Við segulskjálfta af þessari gerð rifnar sjálf skorpa stjörnunnar. Útreikningar sem grundvallast á framvindu sprengingarinnar sýna að uppruna hennar má finna á aðeins um kílómetra dýpi.
Þetta passar afar vel við niðurstöður Tolga Güver og félaga, sem sýna að sprengingin stafar frá svæði í botni skorpunnar. Enn er óljóst hvaða ferli eiga sér þar stað, en Tolgar Güver og félagar hans vænta þess að komast brátt nær svari. Þau tölvulíkön sem þeir þróuðu til að finna uppruna sprenginganna hyggjast þeir nú nota við nýjar mælingar frá XXM-Newton. Vonandi geta þær leitt til nákvæmari lýsinga á hvaða ferli eiga sér stað við sprengingar í segulstjörnum.
Fleiri leiðir að segulstjörnunum
Jafnframt leitast aðrir stjörnufræðingar við að finna annars konar leiðir til að svipta hulunni af hinum dularfullu segulstjörnum. Það leikur nefnilega vafi á hvort rannsóknir á snúningstíma og orkuúthleðslu geti veitt fullnægjandi svör.
En kannski má læra eitt og annað um þær stjörnur sem hafa þróast yfir í segulstjörnur – og þannig um segulstjörnurnar sjálfar – með því að rannsaka þau svæði í alheimi þar sem þær myndast.
Þessa nálgun hefur Bryan Gaensler m.a nýtt sér, en hann hefur rannsakað álitlega segulstjörnu með kennimerkið AXP 1E 1048.1-5937, sem er að finna í 9.000 ljósára fjarlægð.
Rannsóknarteymi hans athugaði útvarpsgeislun vetnis utan um segulstjörnuna og uppgötvaði að umhverfis hana var að finna tómarúm, sem vafalítið hefur myndast þegar upprunalega efni stjörnunnar þeyttist út í geim vegna sprengingar hennar.
Þar sem finna má samhengi milli stærð tómarúmsins og útvíkkunarhraða þess annars vegar, og massa upprunalegu stjörnunnar hins vegar, mátti álykta að fyrirrennari segulstjörnunnar hafi haft massa sem nam um fjörutíuföldum massa sólar.
Það felur í sér að þetta hefur verið óvenjulega þung stjarna, sem hefur þróast yfir í að vera segulstjarna.
Á samsvarandi máta hefur Michael Muno rannsakað stjörnuklasa er nefnist Western 1 með Chandra-útvarpssjónauka NASA og fundið annan góðan segulstjörnukandídat.
Slíkir klasar eru hreint fyrirtak við að rannsaka lífshlaup stjarna, þar sem allar stjörnur klasans eru nokkurn veginn jafn gamlar, en aldur þeirra getur annars verið örðugt að ráða í.
Þyngstu stjörnurnar þróast hraðast og þess vegna geta sumar þeirra í hverjum klasa þegar hafa þróast í rauðar risastjörnur og sprengistjörnur. Niðurstöður Munos pössuðu ágætlega við útkomu Gaenslers þar sem hann gat sett neðri mörk fyrir þyngd stjarnanna sem geta þróast í segulstjörnur við um fertugfaldan massa sólar okkar.
Vonir stjörnufræðinga í nánustu framtíð eru að geta ákvarðað massa þeirra stjarna sem verða að segulstjörnum svo skekkjan nemi ekki meira en fimmföldum massa sólar. Takist það kann að vera kleift að reikna út hversu margra stjarna bíður slíkt hlutskipti og hve margar þeirra er að finna í gjörvöllum alheimi.
Finna á alla stjörnuklasa
Eitt skref fram á við felst í verkefni sem er ennþá metnaðarfyllra en hjá Gaensler og Muno. Það er Donald Figo, prófessor við Rockester Institution Technology, sem vinnur nú að kortlagningu allra stjörnuklasa í Vetrarbrautinni er innihalda meira en 1.000 stjörnur.
Það gerist m.a. með skoðun á hinni rykfylltu skífu Vetrarbrautar með geimsjónaukunum Hubble og Spitzer.
Markmiðið með kortlagningunni er að finna líklega fæðingarstaði segulstjarna. Þegar möguleg vagga þeirra er fundin, munu síðari rannsóknir með Chandra gervihnetti NASA sýna hvort þar er í raun að finna púlserandi himintungl í klasanum. Þessu næst má ákveða þann hraða sem dregur úr snúningshraðanum og bera saman við aðra þekktar segulstjörnur til að öðlast nákvæmari mynd af lífshlaupi þessara fyrirbæra.
Fram til þessa hefur leitin að segulstjörnum verið á bernskuskeiði og vísindamenn vita ekki hversu margar stjörnur af þessari gerð er að finna í alheimi.
Nú hafa tólf slíkar verið athugaðar í Vetrarbrautinni ásamt tveimur í hinu stóra og litla Magellan skýi sem er að finna í nágrenni Vetrarbrautar.
Donald Figer áætlar að menn hafi einungis fundið tíunda hluta þeirra stóru klasa sem geta hýst segulstjörnur meðan aðgangurinn liggur falinn í rykinu í skífu Vetrarbrautar. Út frá því ályktar hann að það finnist um 100 segulstjörnur í Vetrarbrautinni.
Gaensler telur hins vegar að ef segulstjörnur séu upprunnar frá stjörnum með meira en fertugfaldan massa sólar eru þær svo áberandi að við ættum þegar að hafa fundið allar slíkar.
Hann hefur þegar ásamt öðrum farið í gegnum allar upptökur í skjalasafni Chandra og XNM-Newton sjónaukanna í leit að púlserandi útvarpsgeislum sem gætu afhjúpað segulstjörnur en einungis fundið þær sem þegar eru þekktar.
En óháð því hvort fjöldi þeirra er nær 10 eða 100, liggur enginn vafi á að segulstjörnur eru sjaldgæfustu stjörnur Vetrarbrautar. Jafnvel þó gengið sé út frá hærri tölunni, er hún einungis milljónasti hluti stjarnanna í hinni stóru stjörnuþoku okkar.
Það felur vissulega í sér mikla áskorun að rannsaka svo sjaldgæft fyrirbæri og á síðustu árum hefur mikill vöxtur átt sér stað á þessu rannsóknarsviði.
Því má teljast kaldhæðnislegt að fæstir vísindamenn vildu koma nærri því fyrir áratugi síðan og þeir sem fengust við slíkar rannsóknir voru nánast litnir hornauga.
Ennfremur getum við glaðst yfir því að þessir ofurseglar séu svo sjaldgæfir sem raun ber vitni. Ef sprenging af þeirri gerð sem sást árið 2004 ætti sér stað í nágrenni sólar væru afdrif mannkyns ráðin. Þó væri ekki óhugsanlegt að eitthvað sambærilegt hafi gerst í fyrri tíð. Vísindamenn telja nefnilega að segulstjörnur viðhaldi segulsviði sínu í um 10 þúsund ár. Því gæti verið að finna fleiri en 30 milljón dauðar segulstjörnur víðsvegar í Vetrarbrautinni.
