Se, että spiraaligalakseilla on magneettikenttiä, on ollut tiedossa jo yli puoli vuosisataa (ja ennusteiden, että niiden pitäisi olla olemassa, ennen löytämistä tapahtui useita vuosia), ja joidenkin galaksien magneettikentät on kartoitettu erittäin yksityiskohtaisesti.
Mutta miten nämä magneettikentät saivat ominaisuudet, joita me havaitsemme niillä? Ja kuinka ne jatkuvat?
Ison-Britannian tähtitieteilijöiden Stas Shabalan, James Meadin ja Paul Alexanderin äskettäinen julkaisu voi sisältää vastauksia näihin kysymyksiin neljällä fysikaalisella prosessilla, jotka ovat avainasemassa: viileän kaasun putoaminen levylle, supernovapalaute (nämä kaksi lisäävät magnetohydrodynaamista turbulenssia), tähtien muodostuminen (tämä poistaa kaasua ja siten turbulenttia energiaa kylmästä kaasusta) ja differentiaalinen galaktinen kierto (tämä siirtää jatkuvasti kentäenergiaa epäkoherentista satunnaiskentästä tilattuun kenttään). Ainakin yhtä muuta avainprosessia tarvitaan kuitenkin, koska tähtitieteilijöiden mallit ovat ristiriidassa massiivisten spiraal galaksioiden havaittujen kenttien kanssa.
”Korkean energian elektronien radiosynkroninen emissio tähteiden välisessä väliaineessa (ISM) ilmaisee magneettikenttien esiintymisen galakseissa. Taustapolarisoituneiden lähteiden rotaatiomitat (RM) osoittavat kahta kenttämuotoa: satunnainen kenttä, joka ei ole koherentti asteikolla, jotka ovat suurempia kuin ISM: n turbulenssi; ja kierrejärjestyksessä oleva kenttä, joka osoittaa laaja-alaista johdonmukaisuutta ”, kirjoittajat kirjoittavat. ”Tyypillisessä galaksissa näiden kenttien vahvuudet ovat muutama μG. Galaksissa, kuten M51, koherentin magneettikentän havaitaan liittyvän optisiin spiraalivarsiin. Tällaiset kentät ovat tärkeitä tähtiä muodostettaessa ja kosmisten säteiden fysiikassa, ja niillä voi olla vaikutusta myös galaksien evoluutioon, mutta niiden merkityksestä huolimatta kysymykset niiden alkuperästä, evoluutiosta ja rakenteesta ovat suurelta osin ratkaisematta. "
Tämä astrofysiikan kenttä etenee nopeasti, ja ymmärrystä siitä, miten satunnaiskenttä muodostetaan, on tullut kohtuudella vakiintuneeksi vasta viimeisen vuosikymmenen aikana (se syntyy turbulenssista ISM: ssä, mallinnettuna yksivaiheisena magnetohydrodynaamisena (MHD)). neste, jonka sisällä magneettikenttälinjat ovat jäätyneet). Toisaalta suurten kenttien tuottaminen satunnaiskenttien kiertämällä spiraaliksi differentiaalikiertoon (dynaaminen) on ollut tiedossa paljon kauemmin.
Yksityiskohdat siitä, kuinka spiraalien järjestäytynyt kenttä muodostui sellaisina galakseina, jotka muodostuivat - muutaman sadan miljoonan vuoden kuluessa baryonisen aineen ja säteilyn irrottamisesta (joka sai aikaan kosmisen mikroaaltotaustan, jonka näemme tänään) - ovat tulossa selväksi, vaikkakin testaus näitä hypoteeseja ei voida vielä toteuttaa havainnollisesti (hyvin harvoja voimakkaan punaisen siirteen galakseja on tutkittu optisessa ja NIR-jaksossa, puhumattakaan siitä, että niiden magneettikentät on kartoitettu yksityiskohtaisesti).
”Esittelemme ensimmäisen (tietojemme mukaan) yrityksen sisällyttää magneettikentät itsevakaiseen galaksien muodostumis- ja evoluutiomalliin. Useita galaksiominaisuuksia ennustetaan, ja verraamme niitä käytettävissä olevaan tietoon ”, Shabala, Mead ja Alexander sanovat. Ne alkavat analyyttisellä galaksien muodostumis- ja evoluutiomallilla, joka ”jäljittää kaasun jäähdytyksen, tähtimuodostumisen ja erilaiset palauteprosessit kosmologisessa yhteydessä. Malli toistaa samanaikaisesti paikalliset galaksiominaisuudet, maailmankaikkeuden tähtimuodostuksen historian, tähtimassan funktion kehityksen arvoon z ~ 1,5 ja massiivisten galaksien varhaisen muodostumisen. " Mallin keskeisellä sijalla on ISM: n turbulentti kineettinen energia ja satunnainen magneettikenttäenergia: nämä kaksi muuttuvat samanarvoisiksi aikaskaaleissa, jotka ovat hetkessä kosmologisissa aikatauluissa.
Ohjaimet ovat siis fyysisiä prosesseja, jotka syöttävät energiaa ISM: ään ja poistavat siitä energiaa.
"Yksi tärkeimmistä lähteistä energian injektoimiseksi ISM: ään on supernova", kirjoittajat kirjoittavat. "Tähtien muodostuminen poistaa turbulenttisen energian", kuten odotit ja kaasun, "joka kerää pimeästä aineesta halo, tallettaa potentiaalisen energiansa turbulenssissa". Niiden mallissa on vain neljä vapaata parametria - kolme kuvaa niiden prosessien tehokkuutta, jotka lisäävät tai poistavat turbulenssin ISM: stä, ja yhden, kuinka nopeasti tilatut magneettikentät syntyvät satunnaisista.
Ovatko Shabala, Mead ja Alexander innostuneita tuloksistaan? Olet tuomari: ”Kaksi paikallista näytettä käytetään mallien testaamiseen. Malli toistaa magneettikentän voimakkuudet ja radion valoisuudet hyvin monilla pienen ja keskimassan galakseilla. "
Ja mitä heidän mielestään tarvitaan suurten massa spiraalien galaksejen yksityiskohtaisten tähtitieteellisten havaintojen huomioon ottamiseksi? "Kaasunpoiston sisällyttäminen voimakkaisiin AGN: iin on välttämätöntä kaasun jäähdytyksen sammuttamiseksi."
On sanomattakin selvää, että seuraavan sukupolven radioteleskoopit - EVLA, SKA ja LOFAR - altistavat kaikki galaksien magneettikenttämallit (ei vain spiraalit) paljon tiukempiin kokeisiin (ja jopa sallivat hypoteesien näiden kenttien muodostumisesta, yli 10 miljardia vuotta sitten, testattavaksi).
Lähde: Magneettiset kentät galakseissa: I. Radiolevyt paikallisissa myöhäisen tyyppisissä galakseissa
