Tas, ka spirālveida galaktikām ir magnētiskie lauki, ir zināms jau vairāk nekā pusgadsimtu (un paredzams, ka tām vajadzētu pastāvēt, pirms atklāšana notika vairākus gadus), un dažu galaktiku magnētiskie lauki ir ļoti precīzi kartēti.
Bet kā šiem magnētiskajiem laukiem bija raksturīgās pazīmes, kādus mēs novērojam? Un kā viņi paliek?
Nesenā Lielbritānijas astronomu Stasa Šabalas, Džeimsa Mēda un Pola Aleksandra rakstā var būt atbildes uz šiem jautājumiem, četriem fizikāliem procesiem ir galvenā loma: atdzesētas gāzes ieplūšana diskā, atsauksmes par supernovām (šie divi palielina magnetohidrodinamisko turbulenci), zvaigžņu veidošanās (tas noņem gāzi un līdz ar to turbulento enerģiju no aukstās gāzes), un diferenciālā galaktiskā rotācija (tas nepārtraukti pārnes lauka enerģiju no nekonsekventa izlases lauka uz sakārtotu lauku). Tomēr ir nepieciešams vismaz viens cits galvenais process, jo astronomu modeļi neatbilst masīvo spirālveida galaktiku novērotajiem laukiem.
“Augstas enerģijas elektronu radio sinhronu emisija starpzvaigžņu vidē (ISM) norāda uz magnētisko lauku klātbūtni galaktikās. Fona polarizēto avotu rotācijas mēri (RM) norāda uz divām lauka šķirnēm: nejaušs lauks, kas nav saskaņots mērogos, kas ir lielāki par ISM turbulenci; un spirāli sakārtots lauks, kas demonstrē liela mēroga saskaņotību, ”raksta autori. “Tipiskai galaktikai šo lauku stiprums ir daži μG. Galaktikā, piemēram, M51, tiek novērots, ka koherentais magnētiskais lauks ir saistīts ar optiskajām spirāles balstiem. Šādi lauki ir svarīgi zvaigžņu veidošanā un kosmisko staru fizikā, un tie varētu arī ietekmēt galaktiku evolūciju, tomēr, neskatoties uz to nozīmīgumu, jautājumi par to izcelsmi, evolūciju un struktūru lielākoties nav atrisināti. ”
Šis astrofizikas lauks strauji progresē, un izpratne par to, kā tiek izveidots nejaušais lauks, ir kļuvusi pamatoti vispāratzīta tikai aptuveni pēdējās desmitgadēs (to rada turbulence ISM, modelēta kā vienfāzes magnetohidrodinamiskā (MHD)). šķidrums, kurā iesaldētas magnētiskā lauka līnijas). No otras puses, liela mēroga lauka radīšana, nejauši izvēlētos laukus tinot spirālē ar diferenciālas rotācijas palīdzību (dinamo), ir zināma daudz senāk.
Sīkāka informācija par to, kā sakārtots lauks spirālēs veidojās, veidojoties tām galaktikām - dažu simtu miljonu gadu laikā pēc baryonic matērijas un starojuma atsaistīšanas (kas izraisīja kosmisko mikroviļņu fonu, kādu mēs šodien redzam) - kļūst skaidra, kaut arī testēšana šīs hipotēzes vēl nav iespējamas, novērojot (ļoti maz optiskā un sarkanā virziena galaktiku ir pētītas optiskajā un NIR periodā, nemaz nerunājot par to, ka to magnētiskie lauki ir detalizēti kartēti).
“Mēs piedāvājam pirmo (mūsu rīcībā esošajam) mēģinājumu iekļaut magnētiskos laukus pašnodarbinātā galaktiku veidošanās un evolūcijas modelī. Tiek prognozētas vairākas galaktiku īpašības, un mēs tās salīdzinām ar pieejamajiem datiem, ”saka Šabala, Meads un Aleksandrs. Tie sākas ar analītisko galaktiku veidošanās un evolūcijas modeli, kas “izseko gāzes dzesēšanai, zvaigžņu veidošanai un dažādiem atgriezeniskās saites procesiem kosmoloģiskā kontekstā. Modelis vienlaikus reproducē lokālās galaktiku īpašības, Visuma zvaigžņu veidošanās vēsturi, zvaigžņu masas funkcijas evolūciju līdz z ~ 1,5 un masīvu galaktiku agrīnu veidošanos. ” Modeļa centrā ir ISM kinētiskā enerģija un nejaušā magnētiskā lauka enerģija: tie abi kļūst vienādi laika grafikos, kas momentāni parādās kosmoloģiskos laika periodos.
Tādējādi virzītāji ir fizikālie procesi, kas ievada enerģiju ISM un noņem enerģiju no tā.
“Viens no vissvarīgākajiem enerģijas ievadīšanas avotiem ISM ir supernovas,” raksta autori. “Zvaigžņu veidošanās noņem turbulentu enerģiju,” kā jūs varētu gaidīt, un gāze, kas “uzkrājas no tumšās vielas halo, nogulsnē savu potenciālo enerģiju turbulencē”. Viņu modelī ir tikai četri brīvie parametri - trīs apraksta to procesu efektivitāti, kas ISM palielina vai noņem turbulenci, un viens, cik ātri sakārtoti magnētiskie lauki rodas no nejaušiem.
Vai Šabala, Meads un Aleksandrs ir sajūsmā par rezultātiem? Jūs esat tiesnesis: “Lai pārbaudītu modeļus, tiek izmantoti divi vietējie paraugi. Šis modelis labi reproducē magnētiskā lauka stiprumus un radio gaismas spēja plašā diapazonā no zemas un vidējas masas galaktikām. ”
Un kas, viņuprāt, ir vajadzīgs, lai ņemtu vērā detalizētus astronomiskus novērojumus lielas masas spirālveida galaktikās? “Lai apdzēstu gāzes dzesēšanu, ir jāiekļauj gāzes izsūknēšana ar jaudīgiem AGN.”
Pats par sevi saprotams, ka nākamās paaudzes radioteleskopi - EVLA, SKA un LOFAR - visiem galaktiku magnētisko lauku modeļiem (ne tikai spirālēm) tiks pakļauti daudz stingrākiem testiem (un pat ļaus izvirzīt hipotēzes par šo lauku veidošanos, jāpārbauda vairāk nekā pirms 10 miljardiem gadu).
Avots: Magnētiskie lauki galaktikās: I. Radio diski vietējās vēlīna tipa galaktikās
