To, že spirální galaxie mají magnetická pole, je známo již více než půl století (a předpovědi, že by měly existovat, předcházelo objevení před několika lety) a magnetická pole některých galaxií byla podrobně zmapována.
Jak však tato magnetická pole přišla na vlastnosti, které je dodržujeme? A jak vydrží?
Nedávný příspěvek britských astronomů Stas Shabala, James Mead a Paul Alexander může obsahovat odpovědi na tyto otázky, přičemž klíčovou roli hrají čtyři fyzikální procesy: pokles chladného plynu na disk, zpětná vazba supernovy (tyto dva zvyšují magnetohydrodynamickou turbulenci), formování hvězd (to odstraňuje plyn a tím i turbulentní energii ze studeného plynu) a diferenciální galaktická rotace (to nepřetržitě přenáší energii pole z nesouvislého náhodného pole do uspořádaného pole). Je však třeba alespoň jeden další klíčový proces, protože modely astronomů nejsou v souladu s pozorovanými poli masivních spirálních galaxií.
„Radio synchrotronová emise vysoce energetických elektronů v mezihvězdném médiu (ISM) naznačuje přítomnost magnetických polí v galaxiích. Měření rotace (RM) pozadí polarizovaných zdrojů indikují dvě variace pole: náhodné pole, které není koherentní na stupnici větší než turbulence ISM; a spirálově uspořádané pole, které vykazuje velkou koherenci, “píšou autoři. „Pro typickou galaxii mají tato pole síly několika μG. V galaxii, jako je M51, je pozorováno, že koherentní magnetické pole je spojeno s optickými spirálovými rameny. Taková pole jsou důležitá ve formování hvězd a ve fyzice kosmických paprsků a mohla by mít také vliv na vývoj galaxií, přesto navzdory jejich důležitosti zůstávají otázky týkající se jejich původu, vývoje a struktury do značné míry nevyřešené. ““
Toto pole v astrofyzice se rychle vyvíjí, přičemž pochopení toho, jak se generuje náhodné pole, se stalo přiměřeně dobře zavedeným až v posledním desetiletí (je generováno turbulencí v ISM, modelované jako jednofázová magnetohydrodynamika (MHD)). tekutina, v níž jsou zmrazené čáry magnetického pole). Na druhé straně je výroba pole ve velkém měřítku navíjením náhodných polí do spirály, diferenciální rotací (dynamo), známa mnohem déle.
Podrobnosti o tom, jak se uspořádané pole ve spirálech formovalo, když se formovaly samotné galaxie - během několika set miliónů let od oddělení baryonické hmoty a záření (což dalo vznik kosmickému mikrovlnnému pozadí, které dnes vidíme) - jsou stále jasnější, i když testování tyto hypotézy zatím nejsou možné pozorovatelně (velmi málo galaxií s vysokým redshiftem bylo studováno v optických a NIR, období, natož aby byla jejich magnetická pole podrobně zmapována).
„Představujeme první (podle našich znalostí) pokus o zahrnutí magnetických polí do modelu konzistentní formace a vývoje galaxií. Předpovídá se řada vlastností galaxií a porovnáváme je s dostupnými údaji, “říkají Shabala, Mead a Alexander. Začínají analytickým modelem tvorby galaxií a evolucí, který „sleduje kosmické chlazení, tvorbu hvězd a různé procesy zpětné vazby v kosmologickém kontextu. Model současně reprodukuje vlastnosti lokálních galaxií, historii vzniku hvězd ve vesmíru, vývoj funkce hvězdné hmoty na z ~ 1,5 a časné budování masivních galaxií. “ Ústředním prvkem modelu je turbulentní kinetická energie ISM a energie náhodného magnetického pole: tyto dva se shodují na časových stupních, které jsou okamžité na kosmologických časových stupních.
Řidiči jsou tedy fyzikální procesy, které vstřikují energii do ISM a které z ní odstraňují energii.
„Jedním z nejdůležitějších zdrojů vstřikování energie do ISM jsou supernovy,“ píšou autoři. „Tvorba hvězd odstraňuje turbulentní energii,“ jak byste očekávali, a plyn „narůstající z temné hmoty halo ukládá svou potenciální energii v turbulenci.“ V jejich modelu jsou pouze čtyři volné parametry - tři popisují účinnost procesů, které přidávají nebo odstraňují turbulence z ISM, a jeden, jak rychle vznikají uspořádaná magnetická pole z náhodných.
Jsou Shabala, Mead a Alexander nadšeni svými výsledky? Vy rozhodčí: „K testování modelů se používají dva místní vzorky. Tento model dobře reprodukuje síly magnetického pole a rádiovou svítivost v širokém spektru galaxií s nízkou a střední hmotností. “
A co si myslí, že je třeba vysvětlit podrobná astronomická pozorování spirálních galaxií s vysokou hmotností? "Zahrnutí vypuzování plynu silnými AGN je nutné, aby se ochladilo chlazení plynu."
Je samozřejmé, že příští generace rádiových dalekohledů - EVLA, SKA a LOFAR - podrobí všechny modely magnetických polí v galaxiích (nejen spirály) mnohem přísnějším testům (a dokonce umožní hypotézu o tvorbě těchto polí, před více než 10 miliardami let.
Zdroj: Magnetická pole v galaxiích: I. Rádiové disky v lokálních galaxiích pozdního typu
