Seda, et spiraalsetel galaktikatel on magnetväljad, on teada juba rohkem kui pool sajandit (ja ennustustele, et need peaksid eksisteerima, eelnes avastamisele mitu aastat) ja mõne galaktika magnetväli on kaardistatud väga detailselt.
Kuid kuidas said need magnetväljad omadused, mida me nende vaatlemisel omame? Ja kuidas nad püsivad?
Suurbritannia astronoomide Stas Shabala, James Meadi ja Paul Aleksandri hiljutine artikkel võib sisaldada vastuseid neile küsimustele, millel on võtmeroll neljal füüsikalisel protsessil: jaheda gaasi sattumine kettale, supernoova tagasiside (need kaks suurendavad magnetohüdrodünaamilist turbulentsi); tähtede moodustumine (see eemaldab külmast gaasist gaasi ja seega ka turbulentse energia) ning diferentsiaalgalaktiline pöörlemine (see viib väljaenergia pidevalt järjepidevast juhuslikust väljast järjestatud välja). Siiski on vaja veel vähemalt ühte võtmeprotsessi, kuna astronoomide mudelid ei ole kooskõlas massiliste spiraalgalaktikate vaadeldud väljadega.
“Suure energiasisaldusega elektronide raadiosünkrotroni emissioon tähtedevahelises keskkonnas (ISM) näitab magnetväljade olemasolu galaktikates. Polariseeritud taustallikate pöördemõõdud (RM) tähistavad kahte väljavälja: juhuslik väli, mis ei ole koherentne ISM-i turbulentsist suurematel skaaladel; ja spiraalselt järjestatud väli, mis näitab suuremahulist sidusust, ”kirjutavad autorid. „Tüüpilise galaktika korral on nende väljade tugevus paar μG. Sellises galaktikas nagu M51 täheldatakse koherentse magnetvälja seostumist optiliste spiraalharudega. Sellised väljad on olulised tähtede moodustumisel ja kosmiliste kiirte füüsikas ning võivad mõjutada ka galaktikate evolutsiooni, kuid vaatamata nende olulisusele jäävad nende päritolu, evolutsiooni ja struktuuri puudutavad küsimused suuresti lahendamata. "
See astrofüüsika väli areneb kiiresti ja arusaam, kuidas juhuslik väli luuakse, on mõistlikult väljakujunenud alles umbes viimase kümnendi jooksul (selle tekitab turbulents ISM-is, modelleerituna ühefaasiliseks magnetohüdrodünaamiliseks (MHD) vedelik, mille sees magnetvälja read on külmunud). Teisest küljest on juba pikemat aega teada suuremahulise välja tekitamine juhuslike väljade spiraaliks kerimise teel diferentsiaalpöörde teel (dünamo).
Üksikasjad selle kohta, kuidas moodustasid spiraalides järjestatud väli, nagu need galaktikad ise moodustasid - mõnesaja miljoni aasta jooksul pärast barüoonse aine ja kiirguse lahtisidumist (mis andis aluse kosmilisele mikrolaine foonile, mida me täna näeme) - saavad selgeks, ehkki katsetamine need hüpoteesid ei ole vaatluslikult veel võimalikud (optilises ja NIR perioodis on uuritud väga vähe kõrgpunase nihkega galaktikaid, rääkimata nende magnetväljade üksikasjalikust kaardistamisest).
„Esitleme esimest (meie teadmisel) katset lisada magnetväljad enesekindla galaktika moodustumise ja evolutsiooni mudelisse. Ennustatakse mitmeid galaktikate omadusi ja me võrdleme neid olemasolevate andmetega, ”ütlevad Shabala, Mead ja Alexander. Need algavad analüütilise galaktika moodustumise ja evolutsioonimudeliga, mis “jälgib gaasi jahutamist, tähtede moodustumist ja mitmesuguseid tagasisideprotsesse kosmoloogilises kontekstis. Mudel reprodutseerib samaaegselt kohalikke galaktikate omadusi, Universumi tähtede moodustumise ajalugu, tähemassi funktsiooni muutumist väärtuseks z ~ 1,5 ja massiivsete galaktikate varajast kogunemist. ” Mudeli keskmes on ISM-i turbulentne kineetiline energia ja juhusliku magnetvälja energia: need muutuvad võrdseks ajakavadel, mis on hetkelised kosmoloogiliste ajavahemike korral.
Seega on mootoriteks füüsilised protsessid, mis süstivad ISM-i energiat ja eemaldavad sellest energia.
“Üks olulisemaid ISM-i süstimisallikaid on supernoovad,” kirjutavad autorid. "Tärni moodustumine eemaldab turbulentse energia," nagu te võisite arvata, ja gaas, mis akumuleerub tumedast ainest halo, hoiab oma potentsiaalse energia turbulentsis. " Nende mudelis on ainult neli vaba parameetrit - kolm kirjeldavad ISM-i turbulentsi lisavate või eemaldavate protsesside efektiivsust ja üks - kui kiiresti järjestatud magnetväljad tekivad juhuslikest.
Kas Shabala, Mead ja Alexander on oma tulemustest vaimustuses? Sa oled kohtunik: „Mudelite testimiseks kasutatakse kahte kohalikku valimit. Mudel reprodutseerib hästi magnetvälja tugevusi ja raadiovalgust paljudes madala ja keskmise massiga galaktikates. "
Ja mida on nende arvates vaja suure massiga spiraalgalaktikate täpsete astronoomiliste vaatluste arvessevõtmiseks? "Gaasi jahutamise peatamiseks on vaja lisada gaasi väljutamine võimsate AGNide abil."
On ütlematagi selge, et järgmise põlvkonna raadioteleskoobid - EVLA, SKA ja LOFAR - allutavad kõigile galaktikate (mitte ainult spiraalide) magnetväljade mudelitele palju rangemad testid (ja võimaldavad isegi hüpoteese nende väljade moodustamiseks). üle 10 miljardi aasta tagasi, tuleb testida).
Allikas: Magnetväljad galaktikates: I. Raadiokettad kohalikes hiline tüüpi galaktikates
