Con il termine di magnetars (magnetic stars) vengono riassunte due classi di oggetti astrofisici con alcune caratteristiche simili, le Anomalous X-ray Pulsars AXP e le Soft Gamma-ray Repeaters SGR. Entrambi gli oggetti con buona probabilità sono stelle di neutroni isolate con un campo magnetico elevatissimo, oltre il valore critico da QED $B_{QED} = \frac{m_e c}{\hbar}[==\frac{2\pi}{\lambda_c}] \cdot \frac{m_e c^2}{q_e}$. Questo livello è quello al quale i livelli energetici secondo la quantizzazione di Landau di una particella carica sottosposta a un campo magnetico, sono uguali alla massa a riposo della particella. Oltre questo valore lo spazio a disposizione di un elettrone è minore della dimensione della lunghezza d'onda di Compton, cioè fondamentalmente oltre questo limite la posizione degli elettroni è indeterminata.
I loro campi magnetici sono 2-3 ordini maggiori dei valori tipici delle radio pulsar (energia rotazionale della stella) e delle accreting x pulsars (energia gravitazionale liberata dalla materia accrescente), cioè 2-3 ordini maggiori di $10^{12-13}$: emissione dovuta a energia magnetica.
La loro importanza sta nell'incremento di conoscenza riguardo alle stelle di neutroni, come si formano e evolvono, anche indizi sulla equazione di stato al loro interno.
Le magnetars sono divise in due gruppi scoperti e studiati indipendentemente tramite le rispettive emissioni ad alta energia e poi accomunati: AXP e SGR.
SGR scoperti tramite la rivelazione di burst brevi in X hard e soft gamma, inizialmente considerati sottoclassi dei $\gamma$ray burst. Successivamente è stata osservata l'emissione X persistente che le ha associate sempre più alle AXP, e poi sono state viste altre proprietà: come derivate del periodo simili ma spettri generalmente più hard.
AXP sono state rivelate inizialmente nel soft X (sotto 10 keV) e quindi venivano pensate come NS in accresimento, ma raccogliendo dati si è capito per prima cosa che non c'era compagna.
Dinamo Amplificazione dinamo turbolenta che avviene o in una novella proto NS rotante in maniera differenziale o nella regione convettiva della stella progenitrice. In questo scenario si argomenta che esistano stelle di neutroni con un forte campo magnetico toroidale interno, che può arrivare a più di $10^{15} G$, prodotto dalla rotazione differenziale della proto NS. Dice che il campo magnetico di $\sim 10^{16-17}\cdot (P_0/1 ms)^{-1} G$ può essere formato da una dinamo efficiente se la NS è nata con un periodo abbastanza piccolo, 1-2 ms e se è presente convezione. Periodi iniziali così piccoli non sono comuni, uno spin iniziale più tipico è nell'ordine delle decine di ms, ma sono stati modellizzati meccanismi che possano portare a P_o di pochi ms, con un contributo fondamentale dal raffreddamento da neutrino che guida la convezione turbolenta amplificando ancora di più il campo "seme". Questo tipo di dinamo opera per una decina di secondi soltanto, ma può generare B di $10^{16} G$, molto probabilmente con struttura multipolare.
L'effetto dinamo richiede quindi che la magnetar nasca con periodo rotazionale molto piccolo. Questo porta a due conseguenze osservative:
Il fatto che nessuno di questi due test osservazionali sembra essere valido, se non sufficientemente significativi da abbandonare il modello a dinamo, ha certamente portato a supportare differenti scenari di formazione.
GlitchÈ stato proposto che le magnetars, come le pulsar radio con alto B possono essere discendenti di NS giovani caratterizzate da un alta attività di glitch, dato che di solito i glithch nelle pulsar radio sono seguite da un incremento permanente del rate di spindown.
Modello fossil Uno scenario alternativo basato sulla conservazione del flusso magnetico, argomenta e postula che la distribuzione della forza dei campi nelle NS semplicemente riglette quella dei loro progenitori. In questo modello da campo fossile, la magnetar dovrebbe semplicemente discendere da una stella massiccia con un campo magnetico molto forte. La larga distribuzione di forza di campi magnetici in WD si pensa dipenda dallo spread nei campi magnetici dei loro progenitori. Nulla vieta che quindi anche per le stelle più massiccie formanti NS possa valere ciò.
La perdita di energia rotazionale per periodi di 2-12 s e con i $\dot{P}$ misurati è troppo bassa per spiegare un'emissione persistente di $\sim 10^{34-36} erg/s$. Quindi la sorgente primaria di energia per le magnetar non può essere rotazionale, come per le radio pulsar. Le luminosità over-eddington di molti bursts ($L_E \sim 10^{38} erg/s$, per NS di 10km e qualche $M_{odot}$, mentre i bursts sono anche fino a $10^{42}$), in particolar modo per i giant flares, escludono anche l'accrescimento come fonte primaria, a differenza delle accreting X pulsar. Invece un campo B di $10^{14-15}G$ è richiesto per fornire lo spindown osservato, tramite perdita di radiazione da dipolo.
Giovani magnetars vanno incontro a un rapido spindown a causa della elevata perdita di energia a causa di intensa radiazione da dipolo magnetico forte, arrivando a periodi di alcuni secondi in alcune centinaia di anni. Questa evoluzione rapida è la famosa deathline nel diagramma di popolazione, e spiega perché non sono osservate magnetar a periodi rotazionali brevi, e possibilmente perché non sono radio attive.
Brevemente nella loro vita le magnetars rallentano fino al punto in cui la loro energia magnetica $E_m \sim 10^{47} (B/10^{15}G)^2(R/10km)^3 erg \sim 10^{46} (P/5s)(\dot{P}/10^{-11}) erg$ è molto maggiore della loro energia rotazionale. Una tale enorme riserva di energia è sufficiente per alimentare per 10mila anni l'emissione persistente X.
(L'emissione sporadica di un giant flare, nel quale possono essere rilasciati $10^{46} erg$ è più complicata. Ovviamente tale energia limita il numero di tali eventi che una magnetar può emettere nella sua vita.)
Vi sono diverse spiegazioni per la emissione persistente in X di $\sim 10^{35} erg/s$ (TODO vedere emissione persistente radio in pulsar a varie P rotaz e emissione persistente X in accreting pulsar):
Transienti due meccanismi sono proposti per spiegarle: profondo riscaldamento della crosta, a causa di un deposito di energia relativamente rapido nella crosta della NS a causa per esempio di una improvvisa frattura o una deformazione plastica graduale (in questo scenario la dipendenza temporale dell'eco termico dipende primariamente da proprietà termiche della crosta esterna, oltre alla profondità del deposito di energia) (modello inizialmente usato per afterglow di giant flares di SGR), e correnti nella twisted magnetosphere. Tuttavia le osservazioni non sono conclusive, anche se le curve di luce osservate potrebbero dare indizi sulla struttura della NS
Bursts e flares il meccanismo radiativo che li genera è spiegato nell'ambito del modello magnetar in termini di riconnessioni magnetiche. I short soft bursts possono essere innescati da rotture della crosta, causate dal forte B. Le fratture perturbano la magnetosfera e scatenano la fireball, cioè plasma in espansione relativistica che produce lo spike, di enormi dimensioni nel caso del giant flare. Secondo il modello l'energia è fornita alla magnetosfera in maniera impulsiva quando fratture locali della crosta lasciano propagare fuori dell'elicità magnetica, dando origine ai burs di varia ampiezza. La durata del burst è dettata dal tempo di raffreddamento, ma dipende anche dall'espansione verticale degli strati superficiali della crosta e dalla profondità di deposito di energia (di riscaldamento cioè). La coda oscillante dei giant, della durata di molte decine di rotazioni della NS è interpretata come una "fireball intrappolata", che rimane ancorata dentro la magnetosfera e si raffredda in alcuni minuti. Un'altra spiegazione è il modello a crollo veloce (fast mode breakdown), in termini di processi QED che avvengono in campi magnetici maggiori di $B_{QED}$. Anche in questo modello ci sono onde di Alfven indotte da moti della crosta che vengono iniettate nella magnetosfera e sviluppano discontinuità simili a shocks idrodinamici, dovute a polarizzazione del vuoto. Le onde di energia vengono dissipate da produzione di coppie e+e- e quindi dalla produzione di fireballs otticamente spesse nella magnetosfera, che irradiano principalmente termicamente nell'hard X, soft gamma.
Lo spindown secolare misurato nelle magnetar permette di dedurre il loro campo magnetico esterno tramite la relazione di frenamento di dipolo:
$$B=3.2\cdot (P\dot{P})^\frac{1}{2} G$$
Questo porta a valori di B$\sim 10^{13-15}$. Tuttavia queste stime sono soggette a incertezze dato che altri processi plausibili, come il rilascio di venti di particelle relativistici, possono contribuire al momento torcente che agisce su queste stelle di neutroni. Come detto in seguito, al momento non si è riusciti a misurare B direttamente da ciclofeatures.
La più importante evidenza della presenza di un alto campo magnetico viene dalle proprietà estreme dei giant flares osservate nei SGR: molte proprietà dei giant flares infatti possono essere naturalmente spiegate da un B molto grande.
Giant flares hanno un improvviso spike iniziale fino ai MeV che dura una frazione di secondo e poi seguito da una coda di alcuni minuti con uno spettro più soft che mostra chiaramente la modulazione periodica dovuta alla rotazione della NS. Il confinamento magnetico del plasma caldo è responsabile della coda pulsante, e ciò implica un campo alto, di minimo $\sim 10^{14}$.
Altri aspetti che portano a concludere alti B sono:
Una stima del B interno delle magnetar si può fare da considerazioni energetiche.: l'energia nel campo deve essere alta abbastanza da alimentare l'emissione di una magnetar per 10-100mila anni (stima ottenuta dai tempi scala di spindown e dall'età dei resti di supernova associati in alcuni casi). Per avere una emissione persistente di $10^{35} erg/s$ sono necessari all'interno del modello magnetar $10^{15}G$ di B. Discorso leggermente diverso vale per i giant flares. Nel flare del 2004 sono stati emessi circa $5\cdot 10^46 erg$ nello spike iniziale (trascuriamo coda 100 volte meno energetica), più di 100 volte più forte degli altri due giant flare osservati. Ciò significa che un giant flare emette quanto 30-3000 anni di emissione persistente, limitando il numero di eventi possibili di questo tipo. Tenendo conto di questa energia e di altri fattori come emissione di neutrini che non viene misurata ma dà contributo al bilancio energetico si deduce un $B\geq 10^{16}$, consitente con la previsione dal modello a dinamo di un campo di tale dimensioni generato dalla protoNS rotante differenzialmente con periodo al millisecondo, e con moti convettivi di neutrini. (TODO MANCA SPIEGAZIONE PULSAZIONI X, piegamento di particelle cariche nella magnetosfera twistata?)
Si pensa che il campo magnetico interno delle magnetar sia strettamente legato in una configurazione toroidale e che sia almeno 10 volte più intenso che all'esterno. Lo svolgimento del campo interno taglia la crosta della NS. Il moto rotazionale della crosta comporta che la magnetosfera esterna abbia una forma elicoidale, torcendo le linee di campo magnetico che sono ancorate alla superficie della stella. Pertanto globalmente sia ha una magnetosfera ritorta invece di una semplice configurazione dipolare. Questa potrebbe essere una delle principali differenze tra magnetard e radio pulsar magnetiche.
Conseguenza di questa configurazione è che vengono supportate correnti di svariati ordini di grandezza più grandi che nel modello goldreich julian delle pulsar normali. Il forte flusso di particelle cariche quindi
1 e 2 portano a hardening dello spettro, e dipendono anch'esse dall'angolo di twist, quindi è attesa una correlazione tra hardening e aumento di spinrate (trascuriamo la profondità ottica perché non vedendo ciclofeatures è immisurabile), che è stata anche misurata.
Dato che gli stress che si vanno formando sulla crosta portano alle fratture che si mostrano come burst, è atteso che il twist angle aumenta anche un'attività di burst più alta, e sembra così dallo studio SGR del giant flare del 2004 negli anni prima dell'evento.
Magnetar starquakes e campo magnetico vorticoso portano alla formazione di una corona di e+e- nella magnetosfera prossima, che consiste in tubi di flusso chiusi, ancorati a entrambi capi alla superficie della stella di neutroni e permeati dalle correnti, guidate dal moto vorticoso dei loro footpoints. La emissione persistente hard X che si spinge fino a 100keV si origina in uno strato di transizione tra la corona e l'atmosfera, dove ottico e infrarosso sono emessi dalla curvatura nella corona.
La dissipazione graduale delle correnti della magnetosfera porta ache a meccanismi plausibili per la generazione dell'emissione persistente soft $\gamma$.
L'emissione da corpo nero non è altro, probabilmente, che dovuta a molteplici scattering risonanti nella magnetosfera.
Stante il modello di magnetosfera vorticosa, due spiegazioni sono state date per l'emissione ad alta enegia dalle magnetars:
Dati di misura di cutoff insufficienti a discriminare i due casi.
Ma anche scattering risonante di ciclotrone si pensa giochi un ruolo importante nella produzione hard X. Con campi magnetici forti la sez urto di scattering compton è risonante alla frequenza di ciclotrone, molto più alta di quella di thomson; i fotoni termici della superficie attorno al keV si propagano verso fuori e a un certo raggio scatterano risonante, cioè vengono assorbiti e immediatamente riemessi se c'è plasma nella magnetosfera. Mentre nelle normali pulsar la densità del plasma è troppo piccola per produrre una grossa profondità ottica, non è il caso delle magnetar che ha densità di cariche molto maggiori che nel modello goldreich julian che scorrono nella magnetosfera e in questo caso permeano le linee chiuse di campo, portando quindi a scattering ripetuti dei fotoni termici provenienti dalla superficie e produzione quindi della coda hardX. Ovviamente in questo scenario la geometria del sistema è fondamentale, solo solo per la non omogeneità del campo mag.
( BOH Un ultima spiegazione, all'interno del modello fastmode breakdown per spiegare i bursts, predice la presenza di una distribuzione non termica di elettroni e positroni nella parte più esterna della magnetosfera, e quindi si avrebbe una produzione di radiazione da sincrotone. L'emissione hard X e forse anche ottica IR sarebbe associata a spostamenti della crosta di piccole dimensioni, che generano fast mode il cui breakdown non è sufficiente a produrre fireballs responsabili dei burst. BOH )
Accrescimento da un disco fossile, di una NS isolata che accresce materiale residuo e spiega il rapido spindown senza usare campi magnetici intensi. Quark stars come configurazione più stabile possibile per stelle compatte.
Con la scoperta dell'emissione persistente X dalle SGR, queste proprietà a grandi linee sono diventate standard per le magnetars:
AXP sono state scoperte come sorgenti X persistenti, e flussi X persistenti simili sono stati visti anche per le SGR, con distanze caratteristiche attorno a qualche kpc misurate usando l'assorbimento e reddening X, o anche in ottico a volte, e supportandosi quando possibile con i remnants. La luminosità persistente è attorno a $10^{34-36}erg/s$, ma il $\dot{P_0}$ (lo spindown corrisponde a un'età scala di circa 10mila anni) e il $P$ sono troppo basso per luminosità tali, quindi non può essere una macchina rotazionale (con ovviamente l'assunzione che questi oggetti sono NS e non WD con momento d'inerzia troppo grande).
Questi dati di luminosità sono più o meno quelli del valore di saturazione oltre il quale si ha un efficiente rapido raffreddamento della NS nel modello a magnetar.
SGR danno più problemi con le misure di distanza di AXP, perché sono molto lontane e molto assorbite. Pertanto si assume che abbiano la stessa luminosità delle AXP e si estrapola la distanza di circa 10kpc. Questa ipotesi è all'incirca confermata dal fatto che una magnetar situata nella nube di Magellano, quindi con distanza ben nota, ha una luminosità misurata di $10^36 erg/s$, anche se ci sono indizi che la luminosità delle SGR sia sistematicamente leggermente superiore delle AXP
NB: i flussi misurati in X, se messi in un grafico log-log di L vs dE/dt rotazionale misurata da $\dot{P}$ mostrano che mentre svariate pulsar ordinarie stanno su una retta , le AXP stanno molto sopra, cioè mostrano ordini di grandezza in più luminosità X con un dE/dt basso, che per pulsar normali richiede un dE/dt molto più alto per avere tali $L_x$. Sopratutto, le AXP stanno sopra la retta $L_x = \dot{E}_{rot}$, dove tutta la luminosità misurata è dovuta completamente a energia rotazionale, concludendo che la luminosità di ordini di grandezza in più misurata non sia dovuta a fonti rotazionali.
AXP hanno spettro soft sotto 10 keV fittati con successo con una combinazione di due componenti spettrali, di cui più spesso di un power law con esponente 3-4 e un bb a 500 eV (6 mln K), o a volte 2 bb, etc. Fondamentalmente servono a descrivere fenomenologicamente il fatto che, benché l'emissione nella banda soft x sia di origine prettamente termica, ciò che ne emerge è più compleso di una distribuzione di Planck (di bb), a causa di atmosfera fortemente magnetizzata e/o di scattering nella magnetosfera. Il problema sta nel fatto che non si riesce a modellare accuratamente l'emissione in modo da spiegare alcune caratteristiche, come l'assenza delle ciclofeatures nella coda hard.
SGR hanno uno spettro sotto 10 keV un po' più hard, ma soffrono di più assorbimento interstellare x rendendo più difficile misurare le componenti bb, stimabili solo in alcuni casi con molta statistica e misure di buoan qualità sempre sui $k_T T = 500 eV$ di picco, ma le powerlaw rimangono abbastanza ben fittabili con esponente $\sim 2$.
Inzialmente solo SRG già dalle prime misurazioni, coda persistente in intervallo 20-150 keV. Poi vista anche per AXP. Attualmente sono state misurate in 4 AXP e 2 SGR, e i limiti sulle tutte le altre sorgenti non escludono la presenza della coda. In molti casi vengono osservate pulsazioni sopra i 20 keV, e in alcuni anche variazioni su lungo periodo.
AXP spettro sopra 20 keV fittato con power law hard (cioè pendenza piccola), esp 1-2. Partendo da una plaw sotto i 15 keV, ciò implica che deve esservi un appiattimento dello spettro tra i 10 e i 20, indicando che questa coda hard fittata come PLAW, dai fit effettuati, risulta NON ESSERE la stessa della plaw dello spettro soft, cioè sono componenti distinte. Più importante, lo spettro piatto delle code implica che una parte significativa dell'emissione totale della sorgente proviene da fenomeni hi-en. Se si isola la parte del flusso pulsante, questa ha energia più alta del flusso persistente, indicando che la frazione pulsante aumenta con l'aumentare dell'energia
SGR spettro powerlaw più ripido
La questione delle ciclofeatures è importante perché è il metodo con il quale si misurano i campi mag delle NS. Con campi magnetici di $10^{14-15} G$ le ciclofeatures degli $e^-$ sarebbe su circa 1 MeV, ma quelle dei protoni dovrebbero essere visibili nella banda X. Nonostante ciò venisse confermato da calcoli su vari modelli, non sono mai state misurate in maniera significativa nell'emissione persistente.
Una spiegazione potrebbe essere nel fatto che le magnetars differiscono dalle radio pulsar non solo per l'intensità del campo, ma anche per la sua caratteristica parecchio attorcigliata e può supportare flussi di corrente. La presenza di particelle cariche produce una larga profondità di scattering risonante e frequenze DIVERSE punto per punto, dipendenti dal valore del campo magnetico punto per punto, e ciò porta a code molto allargate invece che una linea netta corrispondente alla risonanza.
Un'altra spiegazione riguarda effetti di polarizzazione del vuoto, che nelle atmosfere molto magnetizzate delle magnetar può ridurre in maniera significativa la larghezza delle linee di ciclotrone, rendendo più difficile la loro rivelazione. ( assolutamente non capito)
Per quanto riguarda i burst il discorso è più incoraggiante, dato che sono state rivelate delle ciclofeatures anche se ancora con poca significatività statistica, eg a freq corrispondenti a 6.4 keV (SGR) e 13-14 keV (AXP) (convertire in campo magnetico per ciclofeatures protoniche). Ma ancora oltre a più statistica richiedono conferma da rivelazioni diverse indipendenti. Se venissero confermate, una ipotesi del fatto che le ciclofeatures si vedrebbero solo con i burst è nel fatto che durante i burst c'è un flusso di fotoni più alto e/o apporto maggiore di barioni che portano quindi a maggiore profondità ottica.
SGR hanno periodi di attività nei quali emettono numerosi burst corti nella banda hard x-soft gamma, proprietà definente degli oggetti alla loro scoperta.
Hanno luminosità di picco di $10^{38-42} erg/s$, durata da 0.01 a 1 s (con picco a 0.1 s), la maggior parte hanno un singolo o alcuni impulsi con tempo di salita veloce e dempo di caduta di solito più lungo.
Il tempo di attesa segue una distribuzione lognormal con ampiezza 7 decadi, con nessuna correlazione tra prima/dopo e intensità e avvengono distribuiti in maniera random con la fase rotatoria. La distribuzione energetica, $dN/dE \sim E^{-\frac{5}{3}}$, è simile a quella dei terremoti.
Fluenza da $10^{-10}$ a $10^{-4} erg/cm^2$ con distribuzione powerlaw che si appiattisce nelle regioni a bassa intensità.
Osservati a energie sopra i 15 keV. Lo spettro può essere fittato con un modello di radiazione bremsstrahlung in ambiente otticamente sottile a $kT\sim 30-40 keV$. Un problema si ha osservando a 1-2 keV, infatti se si assume lo stesso grado di assorbimento sia per l'emissione da burst che quella persistente, il fit brem sovrastima la parte a bassa energia del flusso del burst (l'unica ipotesi fattibile è che ci sia maggiore assorbimento solo per i burst ma poco valida). Un modo alternativo per interpretarli è come la sovrapposizione di due corpi neri a 2-4 keV e 8-12 keV.
AXP nel 200 si è scoperto che anche loro emettono bursts collegandoli quindi per la prima volta ai SGR nel framework delle magnetar.
Se ne possono vedere fondamentalmente di due tipi:
Forse il fenomeno delle magnetar più importante, finora visto solo 3 volte e sempre in SGR. Improvviso rilascio di enorme ammontare di energia ($10^{44-46} erg$. Una frazione di essa fugge immediatamente come un plasma in espansione relativistica di elettroni/positrioni generando il picco iniziale con punta di $10^{44} erg/s$ (quello del 2004 10^{47})(durando qualche decimo di secondo porta a $10^{42-46} erg$), e la rimanente parte viene emessa gradualmente in forma di radiazione termica da parte di una "fireball" intrappolata in una porzione della magnetosfera composta di plasma fotoni-coppie otticamente spesso a causa della densità e energia, mostrando la lunga coda pulsante che rilascia circa $10^44 erg$. La salita è di millisecondi e la coda di alcune decine di secondi.
picco Analizzare il picco iniziale e ricostruirne le curve di luce e la forma spettrale è complicato perché molti detector vengono saturati dal flusso, ma comunque si è riusciti a vedere un profilo complesso e strutturato nel 2004, con variabilità nell'ordine del millisecondo. Lo spettro è molto più hard dei normali short burst degli SGR, con temperature caratteristiche corrispondenti a centinaia di keV di tipo simile a un BB (misure spettrali hanno in più il problema che alcuni strumenti accumulano i dati degli spettri in intervalli di tempo lunghi, rendendo impossibile distinguere componenti emittenti diverse dipendenti dal tempo)
coda forte evoluzione delle proprietà misurate dal flusso, dal timing e dallo spettro:
Una cosa vista con il flare più recente è un bump hard x dopo circa 700s dall'inizio e durato 1 oretta, associato con buona significatività proprio alla SGR che ha flarato, con fluenza simile alla coda pulsante da 1 a 400s. Senza forma spettrale però non si può convertire la fluenza in unità fisiche, pertanto si estrapolata dai dati una powerlaw con esponente 1.6, a sua volta l'intensità temporalmente decade con una powerlaw con esponente 0.85. Ciò è interpretato in analogia con i gamma ray burst come un afterglow, ma visto per la prima volta nell'hard X sopra 80 keV; quindi oltre al botto iniziale, oltre al plasma intrappolato, pare ci sia una fireball in espansione relativistica come nei grb, confermato anche da misure radio dell'evento.
Oltre ai giant flares sono stati visti alcuni "intermediate flares", molto meno intensi dei giant, molto più rari dei burst.
AXP inizialmente non misurate variazioni su lungo periodo, cosa che era una delle proprietà che più le distinguevano dalle pulsar accrescenti x. In realtà qualcosa sembrava esserci nei primi dati, ma poco significativi.
Ora, dopo studi approfonditi, praticamente TUTTE le magnetars mostrano variabilità su lungo periodo. Tralasciando le transienti, con variazioni di potenze di 10 di luminosità e di cui parlo dopo, ci sono principalmente due tipi di LT var.
Le LT var quindi possono avvenire sia come graduali modifiche del flusso, spesso accompagnate da variazioni dello spettro, del profilo dell'impulso e dello spindown, dovuti probabilmente a deformazioni plastiche della crosta, che causano cambiamenti alla configurazione delle correnti magnetiche (nb fondamentalmente le correnti magnetiche sono proprio quelle che causano l'emissione X, come spiegato dal modello di magnetar con la twisted magnetosfera, mediante scattering risonante di ciclotrone e riscaldamento della crosta); o come improvvisi outburst associati a eventi energetici che accadono in tempi di più scala piccoli, come glitches e short bursts (nb eventi facilmente missabili in osservazioni sparse - una tantum - delle magnetar), dovuti probabilmente a improvvise riconfigurazioni della magnetosfera, nel momento in cui vengono raggiunte condizioni instabili, con quindi probabile grande range di energie coinvolte, fino a quelle dei giant flares (nb la LT variability rappresentata da un incremento della frazione soft X non è comunque il burst improvviso ovviamente, ma il susseguente raffreddamento a seguito dell'evento).
In un caso questi due tipi di LT var si sono mostrati nella stessa sorgente, dimostrando che non sono mutuamente esclusivi.
Importanti perché permettono di esplorare modelli su un grande range di luminosità, fissando altri parametri come distanza, orientazione e (ipotesi meno stringente) campo mag.
AXP La prima scoperta con un outburst che mostro un flusso 100 volte maggiore ($10^{-11} erg/cm^2*s$) della fase quiescente, iniziato a fine gennaio e da allora con luminosità decrescente in maniera monotona e ora è più o meno allo stato pre-outburst. Nella fase attiva le proprietà erano le stesse di una AXP persistente e sono stati visti short bursts. Si è potuto studiare l'evoluzione dello spettro X e del profilo di impulso al variare della luminosità nel tempo, descritti da due corpi neri con emissione in dimunuizione con tempi scala diversi: uno a 0.25 keV che ha cominciato a diminuire dalla metà del 2004 mentre espandeva l'area di emissione fino a coprire tutta la NS, un'altro che è partito da 0.7 keV ed è finito a 0.45 keV con un'area di emisione che da 30 km^2 si è ridotta a circa 4. Intepretazione: modello coronale delle magnetar, cioè componente a dalta temperatura dovuta a un loop magnetico (?) e componente più fredda a riscaldamento intenso di una frazione crescente della NS.
(interessante notare che le magnetar hanno corona otticamente spessa mi pare di capire, probabilmente a causa del campo mag)
Un'altra transiente ha aumentato luminosità di 300, un'altra di 16 ma forse si è persa la fase iniziale.
Le AXP transienti mostrano anticorrelazione tra frazione pulsante e flusso X: più piccola quando il flusso X è alto, tipo nelle transienti che quando stanno nella fase attiva la frazione pulsante può anche passare dal 90% al 20%. In altri casi è stata vista correlazione: in fase di decadimento del flusso la frazione pulsante diminuiva. Ma anche vengono viste significative variazioni di lungo periodo della frazione pulsante anche mentre il flusso rimane costante.
SGR solo una delle 4 sgr confermate ha mostrato comportamento transiente, nel 1998, con una concentrazione di più di 100 burst in 6 settimane e poi più niente. Si è osservata l'emissione soft X a lumi di $10^{35} erg/s$, che poi è scesa negli anni di un fattore 100 e ora pare essersi stazionarizzata (anche se date larghe incertezze non è escluso che ci sia una diminuizione molto graduale). Si ipotizza quindi un collegamento tra l'attività di burst e la transitività delle magnetar, con i burst che si mostrano responsabili dell'aumento emissione X. Tuttavia la cosa non è conclusiva dato che esistono sistemi persistenti con lunghi periodi alternati con o senza burst che cambiano L solo di un fattore 2, e addirittura uno non ha burst sin dal 1979 e ha sempre un'alta luminosità (è la più luminosa SGR anche se lo spettro è più soft, similmente alle AXP).
È probabile che molte magnetar siano attualmente nello stato quiescente e per questo non scoperte ancora.
AXP, ma anche SGR Hanno una distribuzione del periodo di spin molto sottile (2-12 s, molto piccolo rispetto ai ms-h delle X binarie e ai ms-s delle radio pulsar) che li caratterizza molto distinguendo da altri oggetti (sopratutto tra le X pulsar) come una classe di oggetti a parte. Questa mancanza di periodo di spin più piccoli può essere spiegata come uno spindown iniziale molto veloce, ma la mancanza di periodi più alti è più complicata da giustificare: in ogni caso implica che la fase di luminosità X elevata è di breve durata, per cui poco dopo lo spin down dopo i 10 s si spengono e non sono più osservabili, probabilmente dovuto a un decadimento del campo magnetico spiegato nell'ambito dei vari modelli di magnetar formulati.
Non sono state viste alcune modulazioni Doppler dovute a moti orbitali, portando alla conclusione che le magnetar sono isolate o con compagni molto piccoli, dimostrando che non hanno nulla a che fare con le accreting X pulsar in sistemi binari.
Variazioni di lungo periodo dello spindown rate sono state viste, mostrando che il livello di rumore per misure di timing per le magnetar è più alto delle tipiche pulsar, e nelle SGR è più largo ancora. È stato visto timing noise anche su tempi scala piccoli. Spesso questi cambiamenti sono stati associati a glitches.
È stata vista una correlazione tra spindown rate e durezza dello spettro, ovviamente più pronunciata per i SGR che hanno in generale uno spettro più hard delle AXP, alla quale si affianca anche una correlazione con le LT var trovando spiegazione del tutto nel modello della twisted magnetosphere(NB almeno a primo ordine perché misure più accurate sembrano mostrare in alcuni casi nesuna correlazione tra variazioni di $\dot{P}$ e variazioni in spettro o flusso).
Spesso un largo singolo picco di forma più o meno sinusoidale (alcune sorgenti profilo con doppio picco). In molti oggetti i profili dipendono dall'energia. E cambiano anche con il tempo, sopratutto le SGR che hanno anche un aspetto del profilo più strutturato nei periodi di bursting e hanno grosse variazioni in tempi brevi nella fase di coda pulsante di un giant flare, a causa di grossi riarrangiamenti del campo magnetico nelle regioni emettenti.
Visti in tutti gli AXP con sufficiente statistica raccolta, ma anche in SGR. Proprieta consistenti con radio pulsar giovani, dando evidenza che sono oggetti giovani. Hanno però glitch più grandi/intensi e più frequenti di pulsar con simile periodo. Ciò fa supporre che non sia la rotazione delle NS, ma la sua età a determinare le proprietà dei gltich.
La varietà di proprietà che mostrano AXP e SGR sono spiegabili nel modello starquakes. Nelle magnetar i starquakes sarebbero prodotti da stress indotti dal campo magnetico sulla crosta della NS, con i movimenti dei footpoints magnetici che generano onde di Alfven nella magnetosfera e generano i short bursts, cosa che pare essere confermata da osservazioni congiunte di bursts e glitches.
Dopo il giant flare del 1998 è stato misurato un grande aumento del P spin, ma non ci sono misure di timing nei due mesi precedenti quindi non si può formulare una spiegazione certa. Potrebbe esserci stato un "antiglitch", cioè una diminuizione improvvisa della frequenza, in coincidenza del giant flare a causa di un improvviso sblocco delle linee di vortice superfluide di neutroni; potrebbe anche essere che dopo il giant flare ci sia stato un periodo di ore o minuti con un incremento di spin down rate di un fattore 100 rispetto al valore medio tipico di circa 10^{-10}; non è neanche escluso che lo spindown sia stato nei due mesi precedenti il flare. È da notare che il flare del 200? non ha mostrato antiglitch né glitch e che la sorgente mostro una variazione di $\dot{P}$ significativa nei mesi precedenti il flare.
Recentemente sono state viste QPO nella coda oscillante dei giant flares dei SGR. Visto nei dati del 2004 da RXTE di quello più energetivo con QPO a 92.5 Hz in un intervallo di 50 sec. Dopo 200 secondi si è visto un bump della componente non pulsata della emissione X del SGR, a una sola particolare fase del periodo (7.6 s) di rotazione della NS, lontano dal picco primario. Infine, oscillazioni con minore significatività sono state viste con durata per un grande intervallo di tempo e con frequenze basse (18 e 30 Hz). Altre QPO, anche a alte frequenze sono state viste portando quindi a un discreto numero di QPO. Rianalizzando il flare del 1998 anche lì ne sono state notate diverse.
Molto probabilmente sono dovute a oscillazioni sismiche dovute alle larghe fratture della crosta che avvengono in questi eventi così energetici, similmente a ciò che accade in seguito ai terremoti. Possono essere limitate alla crosta o coinvolgere tutta la NS, a seconda dell'attualmente sconosciuto accoppiamento costa-nucleo. L'identificazione dei modi vibrazionali non è semplice, dato che le armoniche eccitate probabilmente dipendono dal sito e dalla natura della frattura della crosta. Da modelli teoretici sembra che i modi toroidali che az sono i modi toroidali? dovrebbero essere quelli più semplicemente eccitati, portando a spostamenti orizzontali che potrebbero facilmente accoppiarsi con il campo magnetico esterno, causando le modulazioni osservate del flusso X costante.
Considerando che questi modi dipendono da molteplici parametri fisici della NS, QPO possono essere utili per studiare le proprietà della NS, similmente al caso dell'astrosismologia, arrivando in principio anche a fornire dei constraint all'eq di stato.
Il problema è che riguardano solo i giant flare, quindi fenomeni rari, imprevedibili; inoltre non vediamo le vibrazioni della crosta ma gli effetti sull'emissione X mediati dal campo magnetico, che durante e a seguito del giatn flare può essere di tutto e di più, fatto che risulta testimoniato dalle apparizioni e sparizioni improvvise delle QPO lungo la fase di coda oscillante, e che hanno una diretta connessione con le fasi rotazionali, riflettendo probabilmente la geometria complessa del campo magnetico e dei pattern di radiazione.
IR-ottico identificate in 5 magnetars, e in una serie di candidati. Sempre molto deboli, nell'ordine di alcuni millesimi del flusso X, esclude in molti casi la presenza di stelle normali. Il flusso IR è molto al di sotto della componente X powerlaw ma comunque al di sopra della componente X BB estrapolata.
Nella transiente del 2002 la parte IR era 3-4 volte più intensa della fase quiescente e successivamente il decadimento di IR e X era simile, suggerendo link. Fatto estrapolato come una origine non termica ma da magnetosfera della radiazione IR, anche se non è escluso che questa emissione possa anche essere da un disco residuo spinto lontano da un outburst che poi ritorna gradualmente alla sua configurazione originale.
LT var in IR è stata vista e sembra che similmente alle LTvar in X vengano viste ogni volta che misure accurate siano disponibili. Sono state cercate correlazioni tra LTvar X e IR, ma non ne è emerso nulla di definitivo e coerente: in alcuni casi correlazione positiva per LTvar e transient, in altri situazione più complessa, con variazione in IR in giorni ma niente dati disponibili in X in quel tempo, altre volte nessuna correlazione. In particolare quest'ultimo può portare a pensare che la correlazione misurata sia una coincidenza e che X e IR-ottico abbiano differenti origini, per esempio con il secondo originato da emissione coerente non termica da instabilità del plasma, sopra la frequenza di plasma (in questo caso l'emissione IR-opt sarebbe polarizzata e anche pulsata, ma spesso questo segnale è troppo debole per testare queste predizioni).
Si ha solo una rivelazione certa in ottico (tutte le altre counterpart sono IR) e perdipiù con pulsazioni, approssimativamente dello stesso periodo e con la stessa fase di quelle in X, ma con una frazione pulsata opt rispetto a frazione continua opt più alta.
Radio A seguito del giant flare del 2004 è stato visto un afterglow radio simile a quello dei gamma ray burst. Prime ricerche di radio puls in AXP e SGR negative, portando a pensare che assenza radio fosse caratteristica distintiva magnetar. In caso di accrescimento è naturale che sia così: accrescimento "spegne" in radio e "accende" in X TODO da giustificare meglio. Ma nel caso del modello magnetar non è questo il caso e non c'è una spiegazione precisa: dato che esistono radio pulsar con campo magnetico di oltre $10^{13} G$ non è direttamente il campo magnetico a inibire emissione radio. Ultimamente sono state viste pulsazioni radio solo in due AXP transienti, suggerendo che siano collegate a natura transiente. Anche se altre transienti non mostrano pulsazioni radio. Ancora ora nelle AXP persistenti no pulsazioni radio.
Resti di supernova tre associazioni sono robuste, molte altre no. Da queste tre si sono ottenute distanze compatibili con 10mila anni di età della AXP. Di resto con una SGR si è detto all'inizio. I casi in cui non si vede resto non esclude comunque giovinezza di oggetto, per motivi detti all'inizio ma anche perché molte pulsar con età caratteristica bassa non mostrano resti supernova vicini.
Ammassi di stelle massicce c'è una buona probabilità che alcune magnetar siano nate da ammassi di stelle grosse e poi kickati via da esplosione. Questa associazione è utile da determinare perché può dare un limite inferiore di massa del progenitore della NS, dato che deve avere avuto evoluzione più veloce degli altri membri del cluster
A causa del campo magnetico così intenso una magnetar non può essere sferica ma significativamente ellissoidale, quindi con momento di quadrupolo significativamente diverso da zero e quindi emissione di onde grav. Il problema è che la durata di questo segnale sarebbe di massimo una settimana, poi la stella si assesterebbe molto. Quindi o si cerca immediatamente dopo una supernova o si cerca alla cieca, con template di onde molto varie o con metodi senza template.
In [ ]:
TODO da chiedere a Stella misure di Dark Matter da venti di AGN
(tipo distribuzioni di velocità sopratutto a grandi distanze)