Az, hogy a spirális galaxisok mágneses terekkel rendelkeznek, jóval több mint fél évszázaddal ismert (és az a becslés, hogy létezniük kellene, még a felfedezést több évvel megelőzte), és egyes galaxisok mágneses tereit nagyon részletesen leképezték.
De hogyan jöttek ezek a mágneses mezők olyan tulajdonságokkal, amelyeket megfigyeltünk? És hogy maradnak fenn?
Stas Shabala, James Mead és Paul Alexander brit csillagászok legfrissebb tanulmánya tartalmazhat válaszokat ezekre a kérdésekre, négy fizikai folyamattal kulcsszerepet játszva: hűvös gáz beáramlása a lemezre, szupernóva visszajelzés (ezek kettő növelik a mágneses hidrodinamikai turbulenciát), csillagképződés (ez eltávolítja a gázt és ezáltal a turbulens energiát a hideggázból), és a differenciált galaktikus forgás (ez folyamatosan továbbítja a mezőenergiát a nem koherens véletlen mezőből rendezett mezőbe). Legalább egy másik kulcsfontosságú folyamatra azonban szükség van, mivel a csillagász modellei nem egyeztethetők össze a hatalmas spirális galaxisok megfigyelt területeivel.
„A nagy energiájú elektronok rádiófrekvencia-szinkrotron-kibocsátása a csillagközi közegben (ISM) a mágneses mezők jelenlétét jelzi a galaxisokban. A háttér polarizált források rotációs mérései (RM) kétféle mezőt jelölnek: egy véletlenszerű mező, amely nem koherens az ISM turbulenciájánál nagyobb skálán; egy spirálisan rendezett mező, amely nagyfokú koherenciát mutat ”- írják a szerzők. „Egy tipikus galaxisban ezeknek a mezőknek néhány μG erőssége van. Egy olyan galaxisban, mint például az M51, megfigyelték, hogy a koherens mágneses tér kapcsolódik az optikai spirálkarokhoz. Ezek a mezők fontosak a csillagképződésben és a kozmikus sugarak fizikájában, és hatással lehetnek a galaxis evolúciójára is, mégis jelentőségük ellenére származásukkal, evolúciójukkal és szerkezetükkel kapcsolatos kérdések nagyrészt megoldatlanok maradnak. ”
Az asztrofizika ezen területe gyorsan halad, és annak megértése, hogy a véletlenszerű mező hogyan jön létre, ésszerűen megalapozottvá vált csak az elmúlt évtizedben (ezt az ISM turbulenciája generálja, egyfázisú magnetohidrodinamikai (MHD) modellezve). folyadék, amelyen belül a mágneses mező vonalai megfagynak). Másrészről, a nagyméretű mező előállítása a véletlenszerű mezők spirálba tekercselésével, differenciál-forgással (dinamó) sokkal régebben ismert.
A részletek arról, hogy miként alakultak ki a spirálokba rendezett mező, ahogy ezek a galaxisok maguk alakultak - néhány száz millió éven belül a barion anyag és a sugárzás elválasztása után (ami a mai kozmikus mikrohullámú háttér kialakulásához vezetett) - világossá válnak, bár a tesztelés során ezek a hipotézisek megfigyelés alapján még nem valósíthatók meg (nagyon kevés nagy vöröseltolódású galaxist tanulmányoztak az optikai és a NIR periódusban, nem is beszélve arról, hogy mágneses tereiket részletesen leképezték).
„Bemutatjuk az első (tudásunk szerint) kísérletet arra, hogy a mágneses tereket beépítsük egy önkövetkező galaxisképződés és evolúciós modellbe. Számos galaxis tulajdonságát megjósolják, és ezeket összehasonlítjuk a rendelkezésre álló adatokkal ”- mondja Shabala, Mead és Alexander. Egy analitikus galaxis kialakulási és evolúciós modellel kezdik, amely „nyomon követi a gázhűtést, a csillagképződést és a különböző visszacsatolási folyamatokat kozmológiai összefüggésben. A modell egyidejűleg reprodukálja a helyi galaxis tulajdonságait, az univerzum csillagképződésének történetét, a csillagtömeg-függvény evolúcióját z ~ 1,5-re és a hatalmas galaxisok korai felépítését. ” A modell középpontjában az ISM turbulens kinetikus energiája és a véletlenszerű mágneses mező energiája van: a kettő egyenlővé válik a kozmológiai ütemtervben pillanatnyilag megjelenő ütemtervekben.
A motorok tehát azok a fizikai folyamatok, amelyek energiát vezetnek az ISM-be, és eltávolítják az energiát belőle.
„Az ISM-be történő injektálás egyik legfontosabb forrása a szupernóvák” - írják a szerzők. "A csillagképződés eltávolítja a turbulens energiát", amire számíthatott, és a gáz, amely "a sötét anyagból halmozódik fel, turbulencia alatt tárolja potenciális energiáját". Modellükben csak négy szabad paraméter létezik - három leírja az ISM turbulenciáját hozzáadó vagy eltávolító folyamatok hatékonyságát, és egy azt, hogy a véletlenszerűekből milyen gyorsan rendeződnek a mágneses mezők.
Shabala, Mead és Alexander izgatottak az eredményekről? Te vagy a bíró: „Két helyi mintát használunk a modellek tesztelésére. A modell reprodukálja a mágneses mező erősségeit és a rádió fényerejét az alacsony és közepes tömegű galaxisok széles skáláján. "
És mit gondolnak, mi szükséges a nagy tömegű spirális galaxisok részletes csillagászati megfigyeléseinek figyelembevételéhez? "A gázhűtés megállításához be kell vonni a nagyteljesítményű AGN-k által a gázkibocsátást."
Magától értetődik, hogy a rádióteleszkópok következő generációja - az EVLA, a SKA és a LOFAR - a galaxisok minden mágneses mezőjének modelljét (nem csak a spirálokat) sokkal szigorúbb teszteknek vetik alá (sőt lehetővé teszi ezen mezők kialakulására vonatkozó hipotéziseket is), több mint 10 milliárd évvel ezelőtt, tesztelni kell).
Forrás: Mágneses mezők galaxisokban: I. Rádiólemezek a késői típusú galaxisokban
