Turbulencje magnetyczne ukryte w galaktyce Wir

Głęboko we wnętrzu galaktyk ukryta jest pewna siła: pola magnetyczne. Niewidoczne dla konwencjonalnych teleskopów, są one czynnikiem ewolucji galaktyk, regulującym powstawanie nowych gwiazd i pomagającym kierować gaz wewnątrzgalaktyczny w stronę ich centralnej supermasywnej czarnej dziury.

Pola magnetyczne mogą zmieniać ruchy gazu w galaktykach, wpływając na rozkład zimnych gęstych obłoków molekularnych, w których rodzą się nowe gwiazdy, a pośrednio powodując migrację gwiazd w dysku galaktycznym. Jednak, aby wykryć ich efekty musimy zmapować kształt pól magnetycznych w obłokach molekularnych, czego tradycyjna radioastronomia nie potrafiła dobrze zrobić.

Używając Stratosferycznego Obserwatorium Astronomii Podczerwonej (SOFIA), międzynarodowy zespół naukowców był w stanie zmapować i wyprowadzić morfologię pola magnetycznego gazu molekularnego w galaktyce Wir (M51).

Dane uzyskano za pomocą High Resolution Airborne Wideband Camera (HAWC+), kamery znajdującej się na pokładzie SOFIA, i porównano z mapami pola magnetycznego w gazie rozproszonym tej galaktyki wykonanymi za pomocą radioteleskopu Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) w Socorro, Nowy Meksyk. Wyniki zostały właśnie opublikowane w The Astrophysical Journal.

W wewnętrznej części galaktyki wszystkie linie pola magnetycznego mają regularną strukturę spiralną, ale w strefie zewnętrznej, przede wszystkim w pobliżu M51b, mniejszej galaktyki towarzyszącej M51, pole magnetyczne w obłokach molekularnych wykazuje znaczne różnice w orientacji w porównaniu z bardziej regularną strukturą znalezioną za pomocą fal radiowych w polu magnetycznym rozproszonego gazu.

Rozłączenie dwóch pól magnetycznych może być związane z oddziaływaniem grawitacyjnym z M51b, ale byliśmy zaskoczeni, że nie występuje ono w regionie pomiędzy ramionami spiralnymi, gdzie gęstość gazu jest znacznie mniejsza i tworzy mniej gwiazd – wyjaśnia Alejandro S. Borlaff, pierwszy autor artykułu.

Modele struktury i ewolucji galaktyk opierały się na założeniu, że gaz molekularny i gaz rozproszony mają wspólną strukturę magnetyczną. Najważniejszym wynikiem tego badania jest dowód na to, że będziemy musieli uwzględnić w nowych modelach siłę wywieraną przez pole magnetyczne w obłokach molekularnych – mówi John Beckman, badacz z IAC, współautor artykułu.

Ramiona spiralne wydają się być kluczem do związku pomiędzy polami magnetycznymi a formowaniem się galaktyk. Ramiona te są zajmowane przez masywne, młode i gorące gwiazdy, powstałe pod wpływem ciśnienia fal gęstości, które okresowo rotują wokół galaktyki.

Fale te ściskają gaz międzygwiazdowy w formie spiralnej, tworząc nowe gwiazdy, a także mogą ściskać pole magnetyczne. Hipoteza badaczy jest taka, że formowanie się gwiazd może generować nowe, turbulentne pola magnetyczne, które mogą być reorganizowane w kształcie ramion spiralnych przez kompresję fal gęstości i ruch obrotowy wewnątrz galaktyki.

Jednym z głównych punktów badań było porównanie kształtu pól magnetycznych przy użyciu znacznika w podczerwieni i znacznika za pomocą fal radiowych. Podczas gdy obserwacje za pomocą VLA mogą wykryć pola magnetyczne w rozproszonym ośrodku wewnątrzgalaktycznym o niskiej gęstości, obserwatorium stratosferyczne SOFIA może wykryć obecność turbulentnych pól magnetycznych w różnych regionach galaktyki, badając jak ta niewidzialna siła oddziałuje w zależności od różnych warunków ciśnienia, grawitacji i prędkości w dysku galaktycznym.

Wyniki uzyskane za pomocą SOFIA w galaktyce Wir są podobne do tych, które zostały już zarejestrowane w polu magnetycznym Drogi Mlecznej, ale nigdy nie zostały uzyskane w galaktyce zewnętrznej ze względu na duże trudności w wykonaniu pomiarów. Obserwacje sugerują, że do modelowania zjawiska powstawania gwiazd w galaktykach spiralnych konieczne będzie uwzględnienie i ilościowe określenie ich pól magnetycznych, jak również kształtów ich pól grawitacyjnych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
IAC

Vega

Na ilustracji: Linie przepływu pola magnetycznego wykrytego za pomocą SOFIA pokazane na obrazie galaktyki Wir (M51). Źródło: NASA, zespół naukowy SOFIA, A. Borlaff; NASA, ESA, S. Beckwith (STScI) oraz Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Dodaj komentarz

Twój adres e-mail nie zostanie opublikowany.