Astronomia

Le linee del campo magnetico sono a spirale per le galassie a spirale? Se no, allora come appare topologicamente?

Le linee del campo magnetico sono a spirale per le galassie a spirale? Se no, allora come appare topologicamente?

Sono uno studente universitario che fa un progetto estivo all'USO. Sto lavorando al modello del campo magnetico del Sole. Ho un grafico a spirale per quello, che assomiglia a qualsiasi galassia a spirale. Pensi che ci sia qualche correlazione tra loro. O lasciami mettere in questo modo, il campo magnetico della galassia è a spirale? Grazie in anticipo.


La risposta breve è: sì, i campi magnetici nelle galassie a spirale sono generalmente orientati a spirale. (Ma probabilmente non è direttamente correlato al tuo modello solare.)

Ad esempio, questa è una mappa della polarizzazione radio (un riflesso della direzione del campo magnetico) nella galassia IC 342 di Beck et al. (2015):

(Le linee gialle corte sono indicatori di polarizzazione, e quindi campo magnetico, direzione. Vedi qui per i dettagli dell'osservazione)

Un ottimo riferimento, anche se in qualche modo tecnico, è il recente articolo di recensione di Rainer Beck (2015) "Magnetic Fields in Spiral Galaxies"; questo discute sia le osservazioni dei campi magnetici nelle galassie vicine (e la Via Lattea) sia i modelli per come potrebbero essere generati.

Discute anche, ad esempio, delle prove di campi magnetici negli aloni delle galassie; questi sono (visti in proiezione) a volte radiali e a volte più a forma di X, come nel caso di NGC 891:

(Da Krause 2009; le linee bianche corte indicano le direzioni della linea del campo magnetico, basate sulla polarizzazione radio.)

Le prove per la Via Lattea sono in qualche modo ambigue, per le solite ragioni per cui è difficile ottenere un'immagine globale di qualcosa in cui ti trovi. Una scoperta interessante è che il campo magnetico a volte inverte la direzione in funzione del raggio; questo non è stato visto in altre galassie (sebbene possa essere solo una funzione della risoluzione o del fatto che stiamo misurando i campi magnetici della Via Lattea principalmente in uno stretto strato di gas vicino al piano galattico).


Dai un'occhiata tu stesso! Di seguito è riportata un'immagine che descrive in dettaglio la struttura del campo magnetico della Via Lattea misurata dal satellite Planck (e quindi necessariamente dall'interno della galassia).

Anche se ovviamente questo ha alcuni effetti di proiezione in corso ed è integrato lungo la linea di vista, quindi non è lo stesso di una vista di un'altra galassia o di un modello 3D, ma ti dà un'idea della struttura generale.

In generale, i campi magnetici delle galassie sono disordinati e imprevedibili. Ciò è dovuto al fatto che per lo più non esiste una fonte per la generazione magnetica all'interno della galassia di dimensioni galattiche. Il campo magnetico della galassia è in realtà solo la somma totale dei campi magnetici prodotti da tutti i gas/polvere/stelle/ecc. e tutti questi oggetti stanno facendo le proprie cose e producono il proprio campo, indipendentemente da ciò che fa tutto il resto. Ciò significa che non ci sarà alcun contributo significativo e coerente a un campo magnetico galattico tale da far sorgere una bella struttura.

Per quanto riguarda il tuo particolare campo del Sole, non posso essere sicuro di quali siano le tue dimensioni o unità o di come stai visualizzando il campo, quindi è difficile elaborare la tua immagine. Nel complesso, il campo magnetico del nostro Sole come una struttura a spirale di archimedia se visto nel piano dell'eclittica e una struttura dipolare "schiacciata" su larga scala (a causa dell'impatto con l'ISM).


Come l'universo del plasma elettrico crea galassie e stelle

È abbastanza difficile ottenere un resoconto coerente di come si formano le galassie all'interno della teoria del Big Bang.

Uno afferma [1]: “Si ipotizza che avvenga la formazione di galassie. come risultato di minuscole fluttuazioni quantistiche all'indomani del Big Bang. Il modello più semplice per questo che è in generale accordo con i fenomeni osservati è la cosmologia Λ-Cold Dark Matter, vale a dire che il raggruppamento e la fusione sono il modo in cui le galassie acquisiscono massa e possono anche determinarne la forma e la struttura.

Un'altra versione ci dice [2]: “Ci sono due teorie principali per spiegare come si formarono le prime galassie. La verità può coinvolgere un po' entrambe le idee. Uno dice che le galassie sono nate quando vaste nubi di gas e polvere sono collassate sotto la loro stessa attrazione gravitazionale, permettendo alle stelle di formarsi. L'altro, che ha acquisito forza negli ultimi anni, dice che il giovane universo conteneva molti piccoli "grumi" di materia, che si sono raggruppati insieme per formare galassie".

Un terzo dice [3]: “Dopo il Big Bang, l'Universo era composto da radiazioni e particelle subatomiche. Quello che è successo dopo è oggetto di dibattito: le piccole particelle si sono lentamente alleate e hanno gradualmente formato stelle, ammassi stellari e infine galassie? O l'Universo si è prima organizzato come immensi ammassi di materia che in seguito si sono suddivisi in galassie?"

Galassie create da correnti di Birkeland allineate sul campo su scala galattica

Al contrario, esiste una teoria coerente su come vengono create le galassie nell'universo del plasma elettrico, grazie in gran parte al plasma americano e al fisico nucleare Anthony Peratt del Los Alamos National Laboratory Santa Fe nel New Mexico, che ha effettuato esperimenti di laboratorio e simulazioni al computer a partire dal alla fine degli anni '80 [4, 5]. A quel punto, le correnti di Birkeland filamentose allineate sul campo (vedi [6] Electric Plasma Universe Arrives, SiS 68) sono stati trovati ovunque nello spazio, dall'aurora terrestre, agli "streamer" coronali nel Sole, "corde di flusso" nella ionosfera di Venere, nel mezzo interstellare e nelle nuvole interstellari e nei getti astrofisici che escono da doppie radiogalassie. Queste stesse strutture filamentose sono osservate in plasmi energetici in laboratorio, dove la risoluzione dei dettagli fini dei filamenti di corrente mostra modelli di vortice simili almeno su 14 ordini di grandezza, da fasci di elettroni da microampere a mega ampere [4]. Le proprietà di base dei plasmi sono autosimili e scalabili, dai micron alle distanze cosmiche (10 28 cm), cioè frattale, sebbene lo stesso Peratt non abbia usato il termine.

Con il software per computer particella in cella multidimensionale di nuova concezione che segue l'evoluzione da centinaia di migliaia a milioni di particelle e fotoni (vedi riquadro), Peratt è stato in grado di dimostrare che le galassie, o gruppi di galassie, vengono creati quando due o più Le correnti di Birkeland allineate al campo su scala galattica interagiscono. Le correnti che si muovono nella stessa direzione si attraggono con una forza attrattiva proporzionale all'inverso della loro distanza di separazione, (attenzione: è molto più forte del solito quadrato inverso della distanza di separazione dell'attrazione gravitazionale). Le due correnti di Birkeland vengono rilevate come lobi radio a causa della radiazione di sincrotrone (radiazione elettromagnetica emessa da elettroni accelerati relativistici o ultrarelativistici che ruotano in un campo magnetico). Un buon riassunto delle simulazioni (e non solo) è fornito da Tom Wilson dalla prospettiva dell'Universo Elettrico [7], che viene riprodotto di seguito.

“Quando i due filamenti di Birkeland si avvicinano l'uno all'altro, il plasma intergalattico viene intrappolato, formando un nucleo ellittico al centro geometrico tra i due filamenti, che in seguito diventa il nucleo della galassia. I campi magnetici tra i filamenti condensano e aggregano il plasma interposto, aumentando le sue energie interne. Il nucleo ellittico a questo punto è analogo a un quasar radio.

“I due filamenti di Birkeland (che concentrano anche la materia all'interno del loro volume magneticamente pizzicato) si attorcigliano l'uno intorno all'altro, modificando la morfologia del nucleo del plasma (appiattindo l'ellisse) e infine evolvendosi in bracci trascinati mentre la corrente elettrica, assiale ai bracci, scorre nel nucleo della galassia. A quel punto i due filamenti di Birkeland si fondono con il nucleo. Quindi il nucleo di una galassia deriva da qualunque plasma intergalattico fosse intrappolato tra i due (o più) filamenti di Birkeland e i bracci della spirale derivano principalmente dagli stessi filamenti di Birkeland pizzicati.

“I filamenti rotanti di Birkeland impartiscono il momento rotazionale iniziale alla struttura del plasma delle dimensioni di una galassia. Quando la struttura del plasma carico ruota, sorge un campo magnetico concomitante con una tipica firma "dinamo".

“La corrente continua a percorrere la galassia lungo il piano equatoriale come parte di un circuito intergalattico più ampio. Questa corrente mentre passa attraverso il campo magnetico sopra menzionato guida un'ulteriore energia rotazionale mentre la galassia risponde come un motore omopolare. Questo è ciò che guida le velocità di rotazione "anomale" osservate nelle parti esterne delle galassie.

“La galassia è anche un generatore omopolare, con il plasma conduttivo nel disco galattico che attraversa lo stesso campo magnetico. Questo crea correnti assiali che attraversano l'asse galattico e si estendono verso l'esterno per tornare indietro lungo il piano equatoriale. Queste correnti assiali si estendono a doppi strati sopra i poli galattici. Questi doppi strati polari accelerano le particelle cariche ad alte energie risultando in "getti" sopra e sotto la galassia.

“Ulteriori campi magnetici sorgono nella galassia come risultato della corrente intergalattica che scorre lungo il piano equatoriale. Le correnti che corrono radialmente lungo il piano equatoriale creano campi magnetici locali che comprimono il plasma nei filamenti di Birkeland. Questo porta la definizione ai bracci a spirale. Ulteriore filamento e densità di corrente più elevate alimentano la formazione di stelle nei bracci a spirale”.

Simulazioni al supercomputer di come vengono create le galassie

Nelle simulazioni sono rappresentati solo brevi segmenti delle correnti di Birkeland, ognuno dei quali è molto lungo e connesso al proprio circuito elettrico [4]. I parametri che definiscono un filamento di plasma percorso da corrente allineato al campo sono la deriva dell'elettrone &betaz = vz/ce velocità termica del plasma &betaquesto = vquesto/c, entrambi espressi come rapporto alla velocità della luce c e il rapporto di pressione termica/magnetica &betap = (nekTe + niokTio)/(B 2 /2µ0), dove ne= nioè la densità del plasma neutro (uguale numero di elettroni e ioni), T è la temperatura del plasma, K è la costante di Boltzmann, µ0 è la permeabilità dello spazio libero e i pedici e e io denotano rispettivamente particelle di elettroni e ioni. È stata scelta una temperatura del plasma tipica per i filamenti di Birkeland cosmici, alcuni keV, impostando i parametri di simulazione adimensionali iniziali su &omegap dt = 0.25, dove &omegap è la frequenza del plasma elettronico e dt il passo temporale della simulazione &lambdap/&Delta = 0,25, dove &lambdap è la lunghezza di Debye (lunghezza oltre la quale può verificarsi la separazione di carica) nelle celle e &Delta la dimensione della cella e cdt/&Delta = 1. Un filamento Birkeland allineato al campo viene stabilito mediante il parametro &omegac0/&omegap= 1.5, dove &omegac0 = eBz0/me e Bz0 = B(t = 0) è il campo magnetico assiale, e è la carica dell'elettrone e me, la massa dell'elettrone. Inoltre, &betaquesto = 0,0625 e per Te = Tio, &betap = 0,0069. Il flusso di corrente all'interno del filamento viene avviato impostando Ez0/Bzo = 0.01c, quindi 0 < &betaz < 1.

A causa della corrente indotta dalla forza elettromotrice ioz, ci si può aspettare che un filamento galattico mantenga la sua forma filamentosa purché sia ​​soddisfatta la condizione di Bennett-pinch, cioè, io 2 z > 8&rhoNkT/µ0, dove no è la densità elettronica per unità di lunghezza.

Oltre a confinare il plasma in filamenti, il flusso di corrente assiale produce un altro importante effetto, una forza attrattiva a lungo raggio su altri filamenti galattici, la forza elettromagnetica di Biot-Savart tra filamenti integrati su un volume unitario è

F21 = ∫j2 X B21d 3 r (1)

dove j X Bè la forza di Lorentz. Se il percorso della corrente è molto maggiore delle larghezze dei filamenti, la forza di attrazione tra due filamenti orientati in modo simile è approssimativamente data da

dove i pedici 1 e 2 indicano rispettivamente il filamento 1 e 2 e R12 la loro separazione, r è il raggio dei filamenti. A causa del campo magnetico assiale Bz, le particelle si muovono a spirale mentre vanno alla deriva, producendo un componente azimutale (anello), dando una corrente totale io = zioz + &thetaio&theta. Se i momenti magnetici m1, m2 a causa della corrente azimutale nei filamenti adiacenti sono allineati, si genera una forza repulsiva tra di loro:

Pertanto, le forze elettromagnetiche tra i filamenti sono attrattive a lungo raggio (R -1 12), e repulsiva a corto raggio (R -4 12).

Radiazione di sincrotrone da correnti di Birkeland pizzicate

Uno dei processi più importanti che limitano le energie ottenibili negli acceleratori di particelle è la perdita di elettroni accelerati tramite radiazione di sincrotrone in uno spettro continuo di frequenze sensibilmente superiori alla frequenza di ciclotrone degli elettroni e fortemente polarizzate. (Questo processo è importante anche per stabilizzare le correnti.) I fasci di particelle cariche tenute insieme dall'attrazione reciproca o pizzicate dai loro campi automagnetici accelerano le particelle cariche, causando una forte radiazione di sincrotrone. Questo si presenta in laboratorio come un rapido scoppio di radiazioni da scariche ad alta corrente (densità di corrente dell'ordine di 10 11 A/cm 2 ) in un'ampia gamma spettrale dalle microonde ai raggi X duri. Le microonde appartengono alla radiazione di sincrotrone degli elettroni nel campo magnetico della corrente propria, mentre i raggi X duri sono la radiazione di sincrotrone degli elettroni alla transizione tra i livelli energetici eccitati e lo stato fondamentale, o da livelli energetici superiori a quelli inferiori.

Negli esperimenti di laboratorio riprodotti anche in simulazioni al computer, la resa della radiazione è proporzionale al numero di filamenti di plasma pizzicati di Bennett (Figura 1). I dati sperimentali sono ottenuti da fili lunghi 30 mm di diametro 15 µ infilati tra il catodo e l'anodo di un generatore di energia a impulsi da 10 12 W terawatt. Il polso è

50 ns finché dura il burst di radiazioni

5 ns. Come mostrato nel grafico in alto della Fig. 1, si ottiene un miglioramento dell'energia dei raggi X di 6 quando due filamenti interagiscono e miglioramenti di

12 (fino a 30) vengono registrati quando interagiscono fino a 12 filamenti disposti simmetricamente attorno a un centro comune. La morfologia del plasma radiante quando si verifica il burst di radiazioni è sia elicoidale che filamentosa (Fig. 1 in basso), come catturato dalla fotocamera pinhole su lastre di pellicola a raggi X.

Figura 1 Energia irradiata in funzione del numero di filamenti (in alto) e immagine a raggi X del foro stenopeico del plasma intrappolato nella coppa magnetica (punto basso) tra i fili

Ogni volta che la forza di attrazione tra le colonne di simulazione riduce la loro separazione a una distanza tale che la forza repulsiva inizia a diventare paragonabile alla forza di attrazione (vedi Eq. (2) e (3)), si verifica un'esplosione di radiazione di sincrotrone. Per i parametri utilizzati nelle simulazioni, questa distanza è dell'ordine di più raggi di avvicinamento. La radiazione delle particelle keV è polarizzata nel piano trasversale. Il burst dura fino a quando l'energia magnetostatica assiale indotta dovuta alla corrente azimutale è esaurita e la forza della corrente azimutale contro parallela rallenta il flusso di elettroni azimutali in entrambi i filamenti. Per alcuni parametri di simulazione, il z l'energia della radiazione magnetica può accumularsi e scaricarsi nuovamente in ulteriori raffiche di radiazione di sincrotrone.

La radiazione di sincrotrone è emessa anche da galassie a doppio lobi radio con getti che fuoriescono dal centro galattico che terminano in giganteschi lobi radiofonici, molto probabilmente bozzoli magnetici formati attorno ai getti (vedi [8] "Cosmic Web" o Cosmic Electricity Grid, SiS 68).

Risultati delle simulazioni

Quando l'attrazione tra i filamenti Birkeland adiacenti schiacciati da Bennett riduce la loro reciproca separazione a pochi raggi di filamento, il R La repulsione -4 produce una ridistribuzione delle correnti di elettroni relativistici emettitori di sincrotrone all'interno dei filamenti [4]. Il risultato è un "brillamento dei bordi", una maggiore densità di corrente sotto forma di anelli ai bordi esterni dei filamenti, nonché uno spostamento diametrale della densità di corrente causato dalla tendenza delle correnti di Birkeland a attorcigliarsi l'una sull'altra alla fine volte. Le regioni trasversali di dense correnti di elettroni che emettono sincrotrone sono chiamate "punti caldi" in analogia alle loro controparti a doppia radiogalassia (vedi [8]). Al momento della simulazione T

90, il burst di sincrotrone raggiunge il valore massimo. L'energia totale emessa nella radiazione di sincrotrone è 14,91 x 10 50 J in 1,28 x 10 14 so 1,16 x 10 37 W nel periodo. Questo è paragonabile alla luminosità radio di Cygnus A di 1,6-4,4 x 10 37 W.

I campi magnetici convergenti nelle due correnti di Birkeland producono un campo di induzione diretto assialmente Ez ≅ 6,9 V/m, aumentando così i campi magnetici azimutali. All'aumentare delle correnti assiali e dei concomitanti campi magnetici azimutali attorno a ciascun filamento, si accumula una pressione magnetica fino al picco su entrambi i lati di un pozzetto centrale (conca bassa) con sezione trasversale ellittica tra le due correnti parallele (Figura 2). Le linee convergenti del campo magnetico comprimono il plasma intergalattico in stretti canali formati su entrambi i lati della coppa ellittica. a T

90 (ultimo fotogramma Fig. 2) il campo magnetico azimutale su entrambi i lati della coppa centrale è 5,92 x 10 -5 G, la pressione indotta che definisce il confine della coppa è 1,4 x 10 -11 Pa (Pascal è l'unità SI di pressione di un newton per m 2

Figura 2 Simulazioni dei contorni del campo magnetico al passo temporale iniziale di T = 9, 12, 20 e 86 (riorganizzato da [4])

La condensazione del plasma dal mezzo plasma cosmico comporta quindi due meccanismi, il pizzicamento del plasma all'interno dei filamenti conduttori di corrente e la cattura e la compressione del plasma tra i filamenti. All'interno di un filamento, il plasma è convesso radialmente verso l'interno, quindi al momento della simulazione T

100, la velocità di convezione è

3 000 km/s, tre volte l'attrazione di Biot-Savart tra i filamenti. Allo stesso tempo, la velocità di compressione magnetica nella regione della coppa è di 8 990 km/s, 9 volte l'attrazione di Biot-Savart. In particolare, il plasma in arrivo assomiglia molto a due piatti giganti che si chiudono nelle simulazioni, spesso il caso di galassie "particolari" come NGC 5128 e CygA situate tra i lobi radio giganti che possiedono "strisce di polvere" nella loro sezione centrale. Mentre la velocità di convezione diminuisce con il tempo, essendo la massima all'inizio della convezione, la velocità di compressione aumenta fino a raggiungere l'equilibrio di pressione nel pozzetto.

100, la coppa ellittica definita dal confine dell'isobara 1,4 x 10 -11 Pa (l'isobare è una linea che collega punti aventi la stessa pressione) si estende

50 kpc e può bilanciare la pressione termocinetica di un plasma 10 4 m -3 di 6 keV. In un tempo molto successivo T= 255, l'estensione spaziale di questa isobare è stata ridotta a

20 kpc il gradiente di campo magnetico al pozzetto è 4,4 x 10 -26 G/m, così che quasi tutto il plasma intergalattico originale presente in un volume V

3 x 10 62 m 3 è stato compresso nella vasca ellittica. Per i contorni 2-2,5 x 10 -4 G, la pressione è 2,5 x 10 -9 Pa, che può confinare un plasma di 10 9 m -3 2 eV.

Il lasso di tempo basato sul ridimensionamento dei parametri di simulazione alle dimensioni galattiche ha attraversato 10 8 -10 9 anni, durante i quali il plasma cosmico si è evoluto da uno stato filamentoso a strutture simili a doppie sorgenti radio e quasar, e persino getti emanati da centri galattici [4]. L'evoluzione per i prossimi 1-5 x 10 9 anni è descritta in un secondo articolo [5] pubblicato nello stesso numero della rivista immediatamente successivo al primo.

Galassie esistenti e loro caratteristiche

Per mettere in relazione le simulazioni con le osservazioni, Peratt ha rivisto le caratteristiche e le morfologie delle galassie reali, quindi ha mostrato che le diverse morfologie ed emissioni di sincrotrone sono riprodotte nelle simulazioni a fasi temporali successive e con parametri diversi [5].

Il potere della radio l di galassie note integrate da 10 MHz a 100 GHz varia da circa 10 30 a 10 38 W, e relativa alla loro luminosità ottica da < 10 -6 a 1. La distribuzione della potenza è descritta dalla funzione di radioluminosità (RLF), che rappresenta il numero di galassie che emettono radio per unità di volume in funzione della potenza monocromatica ad una certa frequenza, diciamo 1,4 GHz. L'RLF a 1,4 GHz sembra distinguere tra i tipi morfologici delle galassie che emettono radio. Al di sopra di 10 26 W/Hz, il contributo principale viene dai quasar e dalle classiche doppie radiogalassie. Nella regione 10 23 -10 26 W/Hz, dominano le galassie ellittiche, mentre al di sotto di 10 23 W/Hz (circa un ordine di grandezza maggiore della potenza della nostra Galassia), sono le galassie a spirale. Le proprietà delle sorgenti di radiogalassie che emettono sincrotrone sono riassunte nella Tabella 1.

La maggior parte delle classiche doppie radiogalassie che possiedono una galassia ellittica ha un'estensione spaziale compresa tra poche decine di kpc e molte centinaia di kpc, con radioluminosità l

10 35 -10 39 W. Alcune radiogalassie di transizione (galassie ellittiche) 8-80 kpc, L

Sono presenti anche 10 34 W. I quasar radio sono disponibili in due popolazioni distinte, sorgenti estese con dimensioni da diversi kpc a diverse centinaia di kpc, L

10 37 -10 39 W e sorgenti compatte

10 37 -10 39 W. La maggior parte delle galassie a spirale sono raggruppate secondo una dimensione -luminosità di 10-80 kpc, L

10 31 -10 32,5 W. Infine, a differenza delle altre proprietà, gli spettri radio delle galassie a spirale sono simili a quelli delle radiogalassie.

Tabella 1 Proprietà delle sorgenti che emettono sincrotrone

Le simulazioni riproducono tutti i tipi di galassie e le loro caratteristiche di emissione

La transizione di due correnti di Birkeland interagenti di dimensioni galattiche nella morfologia di una galassia a spirale avviene rapidamente quando i plasmi interagenti sono vicini all'ordine del raggio di un filamento. I filamenti di plasma

35 kpc di diametro sono inizialmente separati da

80 kpz. L'estensione assiale è determinata dalla lunghezza del micropinch all'interno del filamento o dalla larghezza del doppio strato formato nella corrente di Birkeland, questi sono tipicamente paragonabili alla larghezza del filamento. Un parametro critico è &omegac/&omegap (vedi riquadro) che determina l'intensità del campo magnetico assiale.

La transizione procede come segue. Per un campo elettrico allineato al campo E||B orientati lungo la direzione +z, gli elettroni in entrambe le colonne ruotano verso il basso in senso antiorario, mentre gli ioni girano verso l'alto in senso orario. La densità di corrente è la somma delle due. La velocità media di deriva dell'elettrone è molto maggiore di quella degli ioni. Per la separazione iniziale, la forza di Biot-Savart è prevalentemente attrattiva e la velocità relativa dei due filamenti di plasma è

La velocità relativa dei plasmi aumenta con l'aumentare della corrente e raggiunge una velocità di diverse migliaia di km/s vicino alla separazione minima (T

400). La corrente simulata va da circa 2 x 10 19 – 4 x 10 20 A. La collisione non si verifica perché la forza repulsiva delle correnti azimutali controparallele diventa uguale, quindi supera la forza attrattiva a separazioni dell'ordine dei raggi del plasma . In questo momento, il momento traslazionale viene convertito in momento angolare a causa della coppia tra i filamenti &tau = m X B dove m è il momento magnetico di un filamento. In concomitanza con l'attrazione, la repulsione e la rotazione, c'è una riconfigurazione dei profili della sezione trasversale corrente/plasma nei filamenti. In particolare, le sezioni trasversali inizialmente circolari vengono deformate in forme ovali che poi assumono un profilo gelatinoso prima di formare bracci embrionali a spirale. Durante questo processo, il quasar di forma ellittica formato a metà strada tra i due plasmi radianti di sincrotrone è racchiuso dai plasmi stessi, mentre si muovono a spirale verso l'interno. Le dimensioni del quasar si restringono e la densità del pozzetto chiuso aumenta a causa dell'aumento della pressione isobarica. Il canale da 50 kpc (nella sua massima ampiezza) è ridotto a 20 kpc a T

255. I bracci a spirale finali si allungano poi con il tempo.

Ricapitolando, la formazione di una doppia radiogalassia e la sua transizione a un radio quasar avviene come segue. La condensazione del plasma percorso da corrente nei due filamenti pizzicati a T

20-50 porta alla formazione di una coppa ellittica tra i filamenti con successiva cattura e compressione del plasma intergalattico e un burst di radiazione di sincrotrone da ciascun filamento con una luminosità totale L

L'evoluzione del radio quasar in un QSO radio tranquillo (oggetto quasi stellare) è contrassegnata da una diminuzione della luminosità del lobo radio (componente estesa) a T>110 e da un aumento dell'attività della componente centrale per T

250-350. Pertanto, la potenza nel componente esteso svanisce quando l'aumento del campo di induzione e l'aumentata compressione del plasma nella coppa ellittica intensificano la radiazione di sincrotrone dal componente compatto. Il componente compatto può apparire come una sorgente di sincrotrone isolata durante questo periodo.

L'evoluzione del QSO radio silenzioso alla spirale di Seyfert comprende un periodo di transizione che coinvolge la formazione di diverse geometrie peculiari del plasma. Se il rapporto tra la luminosità del nucleo e la luminosità di una galassia è 0,1 a 1 o più, la galassia è del tipo Seyfert. Durante questo periodo il plasma in arrivo dei componenti estesi non si è ancora coalizzato con il centro quasar. La radioattività di sincrotrone nella componente estesa è diminuita notevolmente e il core quasar (<1 kpc) è costituito da altamente attivato fortemente radiante, denso (

10 10 m -3) plasma a causa della continua compressione del carter magnetico (

10 -8 Pa). La densità diminuisce con il gradiente isobarico, essendo tenue alla periferia del pozzetto. La fotografia time-lapse della simulazione mostra che le velocità verso l'interno delle isobare non sono del tutto lineari nel tempo ma pulsano mentre si comprimono.

I componenti estesi, acquietati per T> 110 ricompaiono come le peculiari morfologie di plasma o spiraliformi che si formano attorno al nucleo compatto. Oltre T

600, inizia la coalescenza dei componenti esterni del plasma sul centro compatto eccitato. Inoltre, ci si può aspettare che la continua compressione elettromagnetica sul plasma confinato nel pozzetto avvii il collasso gravitazionale del materiale. Ciò si manifesta in due effetti: la scomparsa dell'emissione di plasma quasar e la comparsa delle stelle.

Le galassie ellittiche, a differenza delle particolari, irregolari e spirali, sono caratterizzate da una struttura molto liscia, un nucleo luminoso e un tenue grande involucro esterno, che può essere 20 volte il diametro del nucleo. Le ellittiche si trovano più spesso a metà strada tra i lobi radio estesi delle radiogalassie e i quasar radio. Come le galassie SO con poca o nessuna evidenza di attività di formazione stellare nel disco, le galassie E (ellittiche) si trovano frequentemente in regioni ad alta densità di galassie, cioè aree più suscettibili alle interazioni.

La coppa ellittica formata a metà strada tra due correnti di Birkeland risulta dalle correnti che si uniscono. All'inizio, la topologia delle linee di campo risultanti è come due piatti che si scontrano. Esempi tratti dalle osservazioni includono non solo galassie di forma irregolare, ma anche E e alcune galassie SO con "corsie di polvere". Le corsie di polvere sono generalmente allineate perpendicolarmente all'asse maggiore tra i componenti estesi, come devono essere per il plasma spinto da entrambi i filamenti. Le galassie ellittiche sono classificate in una sequenza da E0 a E7, in base al grado di appiattimento apparente E0 sono le più circolari ed E7 le più oblunghe. Tutte le galassie più piatte sembrano essere spirali.

L'astronomo americano Edwin Hubble (1889-1953) che ha aperto la strada all'astronomia extragalattica originariamente credeva che le galassie ellittiche si evolvessero in galassie a spirale e questo sembra essere confermato dalle simulazioni. Tuttavia, le simulazioni mostrano che un'altra classe di galassie, le peculiari, collegano la formazione di ellittiche a spirali (Figura 3). Le galassie a spirale sono il tipo più abbondante conosciuto di tutte le galassie classificate Il 78% sono spirali (75% spirale normale e 25% spirale barrata), il 18% è ellittica e il 4% irregolare. La formazione di una galassia a spirale normale o barrata dipende principalmente dal profilo o dalla sezione trasversale dei filamenti che trasportano corrente, dalla sua distribuzione della densità e dalla forza dei campi magnetici azimutali. Le barre si formano quando le regioni di plasma interagenti sono nettamente diverse nella densità del plasma, mentre le normali spirali tendono a formarsi quando il plasma intergalattico che supporta i filamenti conduttori di corrente è complessivamente più omogeneo.

Figura 3 Correnti di Birkeland alle galassie tempo totale trascorso

10 9 anni (riordinato da [9])

Un ulteriore confronto tra le osservazioni e i risultati della simulazione è presentato nella Figura 4 [9], che suggerisce che le doppie radiogalassie precedentemente apparentemente non correlate appartengono tutte alla stessa "specie" in diversi stati della loro evoluzione. Le osservazioni e le simulazioni sono in ordine cronologico da 10,4-58,7 x 10 6 anni.

Figura 4 Isofoti di sincrotrone (contorni di uguale luminosità) di doppie radiogalassie (a sinistra) e analoghi di simulazione (a destra), il tempo aumenta dall'alto verso il basso (riordinato da [9])

I dati mostrano anche una rotazione del corpo solido quasi lineare per il centro della galassia (i primi minuti d'arco o pochi kpc dal centro) e un profilo di velocità quasi radialmente indipendente nei bracci di spirale che appare sulle cosiddette porzioni piatte della curva di velocità su entrambi i lati del centro (vedi Fig.3). È questa rotazione "anomala" osservata nelle galassie a spirale che ha reso necessaria la ad hoc ipotesi di "energia oscura" per salvare la convenzione teoria del Big Bang. Ma questa rotazione emerge come risultato diretto della simulazione (Figura 5).

Figura 5 Variazione osservata e simulata delle velocità di rotazione (km/s) con raggio (anni luce)

Come si formano gli ammassi di galassie? Le correnti di Birkeland spesso si verificano in fogli e dove questi hanno dimensioni di un centinaio di kpc o più, può aver luogo la filamentazione del plasma in un numero di correnti di filamenti. A causa del R -1, c'è una tendenza per i filamenti ad accoppiarsi, portando infine alle galassie a spirale vicine. Poiché la corrente di Birkeland fa parte di un elemento a circuito chiuso, le galassie si verificano periodicamente lungo il filamento Gpc-subGpc dove si formano i doppi strati e dove si verificano interazioni con i filamenti vicini (vedi [10] Creazione continua da plasma elettrico contro Big Bang Universe, SiS 60 ). La catena di galassie Centaurus può essere un esempio.

Come si formano le stelle

Nella letteratura astronomica, le galassie a spirale Sa, Sb e Sc, Sd sono indicate rispettivamente come primi tipi di Hubble e ultimi tipi di Hubble, sebbene Hubble non intendesse che fosse una sequenza evolutiva. In realtà, le simulazioni mostrano che galassie peculiari si formano nella sequenza Sd, Sc, Sb e Sa, o i loro equivalenti "sbarrati".

Le stelle si formano prima nel nucleo ellittico densamente compresso della nuova galassia, e poi nel plasma schiacciato che costituisce i bracci a spirale. Per le galassie Sd e Sc, le correnti assiali di Birkeland stanno appena raggiungendo la corrente di soglia di Alfven-Carqvist di 0,1 x 10 -20 A/m 2 e la formazione stellare è irregolare. Per le galassie Sb e Sa, la corrente è > 10 -20 A/m 2 e la formazione stellare segue da vicino la morfologia del plasma nei bracci a spirale che di solito sono frammentati a causa dell'instabilità del "diocotrone".

Un modello dettagliato della formazione stellare è fornito da Alfven e Carlqvist [11], che hanno chiaramente dimostrato l'impossibilità della materia che si condensa per le sole forze gravitazionali. È invece necessario un modello elettro-gravitazionale che coinvolga la condensazione elettromagnetica e la compressione della materia, in gran parte nel modo descritto da Peratt [4, 5], seguito dall'attrazione gravitazionale.

Articolo pubblicato per la prima volta il 21/10/15

Riferimenti

  1. Formazione ed evoluzione delle galassie. Wikipedia, 26 giugno 2015, https://en.wikipedia.org/wiki/Galaxy_formation_and_evolution
  2. Formazione di galassie. Stardate, McDonal Observatory, The University of Texas at Austin, consultato il 14 ottobre 2015, https://stardate.org/astro-guide/btss/galaxies/galaxy_formation
  3. Galassie. NASA Science, Astrophysics, accesso 14 ottobre 2015, http://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/what-are-galaxies/
  4. Peratt AL. Evoluzione dell'Universo Plasma: I. Doppie radiogalassie, quasar e getti extragalattici. IEEE Trans Plasma Sci 1986, PS14, 639-60.
  5. Peratt AL. Evoluzione dell'Universo Plasma: II. La formazione dei sistemi di galassie. IEEE Trans Plasma Sci 1986, PS-14, 763-78.
  6. Ho MW. Arriva l'universo del plasma elettrico. Scienza nella società 68 2015.
  7. Wilson T. Un nuovo sguardo ai vicini - prima parte. Il progetto Thunderbolt, 10 ottobre 2013, http://www.thunderbolts.info/wp/2013/10/10/a-new-look-at-near-neighbors-part-one/
  8. Ho MW. "Rete cosmica" o rete elettrica cosmica. Scienza nella società 68 2015.
  9. Peratt AL. Plasma e universo: dinamica su larga scala, filamento e radiazione. Astrofisica e scienza spaziale 1995, 227, 97-107.
  10. Ho MW. Creazione continua dal plasma elettrico contro l'universo del Big Bang. Scienza nella società 60, 2013.
  11. Alfven H e Carlqvist P. Nubi interstellari e formazione delle stelle. Astrofisica e Scienze Spaziali 1978, 55, 487-509.

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Todd Millions Commento lasciato il 30 ottobre 2015 02:02:32
Grazie anche per il riferimento a Benford, le zone elettriche rimanenti con la carica separata. Mi sono sempre chiesto quanto tempo ci sarebbe voluto perché le cariche "equalizzassero" tali scale e condizioni. Trovo l'illustrazione "The Cosmic Web" molto sorprendente. Presentata quasi come una rete di neuroni. Buckminister Fuller ha suggerito in "Nine Chains to the Moon" che l'intelligenza altrove potrebbe viaggiare "via radio" e manifestarsi altrove. Tuttavia, non ha menzionato i condotti del plasma. Eisenstein ha esaminato e approvato questo libro. Keplero quando notò che i pianeti sembravano avere una "mezza distanza, quattro volte la forza attrattiva" in corso, usò un cauto approccio con il rasoio di Occam. Cercando solo prove di un componente attrattore magnetico e/o elettrico e non una nuova forza . Com'è sorprendente che possa essere stato parzialmente corretto in un modello del genere.

roger m pearlman Commento lasciato il 6 gennaio 2016 15:03:08
quanto tempo impiegherebbero le stelle a formarsi con questo modello? istantaneamente nelle giuste condizioni?

Ivar Nielsen Commento lasciato il 7 gennaio 2016 02:02:24
Ovviamente sono d'accordo sul fatto che l'Universo del Plasma Elettrico influenzi tutto, ma mi mancano anche le descrizioni termodinamiche e come le polarità magnetiche influenzino un processo formativo di contrazione e repulsione di gas e particelle o per quella materia attrae stelle e pianeti nel circuito magnetico galattico formativo. Mi sembra che abbiamo fondamentalmente due modelli nelle galassie. Le galassie barrate (come la nostra Via Lattea) mostrano un movimento di formazione generale verso l'esterno e altre hanno un movimento generale verso l'interno con bracci a spirale strettamente avvolti e un alto centro luminoso che suggerisce un alto tasso di formazione centrale dove gas/stelle e particelle/ i pianeti sono attratti al centro per un nuovo processo formativo in questo ciclo. Questi due tipi fondamentali di galassie hanno ovviamente un movimento complessivo molto diverso di formazione effettiva e devono avere una diversa polarizzazione magnetica o direzione della corrente elettrica che crea schemi di rotazione opposti. Le tre "spiegazioni standard" della formazione menzionate nell'articolo collegato si basano sull'idea della formazione del Sistema Solare e sulle idee del Big Bang, ma entrambe sono molto brevi di descrizioni naturali della formazione. - Anche le migliori Storie antiche della Creazione hanno una migliore descrizione della formazione rispetto al modello standard. Secondo le leggi di conservazione dell'energia, tutto è in equilibrio e in movimento. Questo si sposa molto bene anche con alcune antiche idee di formazione, affermando che "tutto cambia eternamente tra formazione, dissoluzione e riformazione". Gli antichi racconti di "Dei e Dee che generano tutto, ma divorano anche i loro figli" descrivono molto chiaramente l'eterna creazione mediante i simboli allegorici nei Miti della Creazione. Per quanto riguarda la formazione nella nostra Via Lattea sbarrata, gli antichi racconti indicano/afferma/conferma un movimento in uscita dal centro galattico e fuori nell'ambiente galattico. Questo movimento in uscita dal centro spiega molto bene l'"anomalia di rotazione galattica" osservata che parla di una formazione e di un modello di rotazione che SOLO può essere descritto da questo movimento in uscita dal centro e verso l'esterno nelle barre galattiche e nei bracci galattici. Se questo è corretto, il nostro Sistema Solare una volta è stato formattato nel centro della Via Lattea e si è lentamente spostato nella sua posizione attuale. Quando la formazione complessiva avviene nel centro galattico, questo spiega anche la formazione di elementi più pesanti a causa della forte attività magnetica nel centro a livello delle forze nucleari.

Michael K. Handy Commento lasciato il 22 settembre 2016 18:06:23
I campi magnetici della Via Lattea sono molto piccoli rispetto a quelli della Terra. Tuttavia, questa ipotesi ignora i campi indotti elettromagneticamente? L'articolo di cui sopra si basa su forti meriti, ma molti teorici affermano che la materia oscura e l'energia oscura sono primarie per la formazione dei bracci di spirale galattica. Questo riduce la forza del presupposto della materia oscura?

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La dottoressa Jayanne English vuole dire alla gente “di cosa l'astronomo è veramente appassionato”—conversazione gratuita il 9 aprile

L'astronomo canadese Dr. Jayanne English parlerà di nuove ricerche sui campi magnetici delle galassie a spirale al meeting del 9 aprile dell'Ottawa Center della RASC (Royal Astronomical Society of Canada). Questo incontro Zoom è gratuito e aperto al pubblico.

La dottoressa English è membro di un consorzio internazionale, guidato dalla dottoressa Judith Irwin della Queen's University, che sta studiando le galassie a spirale.

È stata editorialista di "Quirks and Quarks" della CBC. È stata la coordinatrice dell'Hubble Heritage Project della NASA. È professore di Fisica e Astronomia presso l'Università del Manitoba. English ha un dottorato di ricerca in Astronomia e Astrofisica e un diploma dell'Ontario College of Art and Design University. Usa il suo background artistico per migliorare il suo lavoro scientifico.

Abbiamo incontrato il Dr. English prima del loro discorso del 9 aprile. Questa intervista è stata modificata per la lunghezza.

Un'immagine della galassia a spirale NGC 5775. Per gentile concessione del Dr. Jayanne English.

Apt613: Hai pubblicato un'immagine della galassia a spirale NGC 5775. Non è una normale fotografia astronomica. Cosa stiamo guardando qui?

Dott. Jayanne Inglese: Quello che stiamo guardando qui è un tracciato delle linee del campo magnetico che escono dalla galassia a disco a spirale NGC 5775.

Una galassia a spirale: possiamo vederli con diversi orientamenti nel cielo. Questo è visto di taglio rispetto alla nostra linea di vista, il che significa che possiamo vedere qualsiasi cosa lontano dal disco. Possiamo vedere qualsiasi luminosità e luminosità ed emissione di gas. Non tutto è esattamente nel piano del disco, ma ci sono cose che sporgono dalle galassie.

Ora con un radiotelescopio possiamo sondare la struttura del campo magnetico che sporge dalla galassia. Questo non è stato esplorato in dettaglio fino a quando i canadesi non hanno contribuito alla nuova estensione del Very Large Array (VLA) nel New Mexico.

Non c'è solo l'emissione che vediamo nelle lunghezze d'onda radio. Le energie dell'emissione sono così basse che le vediamo con i radiotelescopi. Sapevamo che c'era questa emissione. Ma ora possiamo effettivamente vedere che ci sono campi magnetici che sporgono dalle galassie che hanno una struttura che sembra quasi una struttura a forma di X e si estendono molto lontano.

Quello che stiamo guardando è una rappresentazione di quelle linee del campo magnetico. La rappresentazione in sé non è un'illustrazione. Non è un disegno. È composto dai dati prodotti dalle linee del campo magnetico.

La dottoressa Jayanne inglese. Foto: Mehpare Atay.

Un team come questo non lavora su una sola immagine. Qual è il quadro più ampio che il team sta cercando di esplorare?

Il team non sta creando immagini. Il team è il consorzio scientifico. CHANG-ES (Continuum Halos in Near Galaxies: An EVLA Survey) è un consorzio scientifico che esegue tutti i tipi di studi diversi sulle galassie edge-on.

Nessun progetto di astronomia viene svolto da una sola persona. Hai qualcuno come me incorporato in una squadra. Sono uno scienziato. Guardo i dati e dico: "Voglio fare un'immagine".

Una cosa che abbiamo imparato dall'Hubble Heritage Project è che vuoi far apprezzare la tua immagine agli scienziati che hanno raccolto i dati. Potrebbe non piacergli all'inizio, ma potrebbe iniziare a capirlo e ad apprezzarlo in seguito.

Interagisco sempre con la squadra. Gli do sempre alcune opzioni diverse su come rappresentare l'immagine. Sto realizzando l'immagine insieme ai membri del mio team.

C'è un'altra cosa che è diversa in questa immagine. La maggior parte delle immagini astronomiche è centrata sull'oggetto. Ma non lo fai in questa immagine. Non è centrato. Spiega la tua scelta artistica per questa immagine.

Hai guardato il mio sito web portfolio. Noterai che nessuna delle mie immagini è al centro.

Se metti qualcosa al centro, se lo fissi per un po', sembrerà totalmente statico. Il tuo sistema occhio-cervello se ne andrà. “Sembra un bersaglio. Ho già visto dei bulleyes. Ci sono stato, l'ho fatto. Non devo guardare questa foto". Che cosa vuol dire? Non è coinvolgente. Non lo guarderanno.

Se per qualche motivo fissi l'immagine per un po' di tempo, sembrerà che stia cadendo lungo la pagina. Quindi quello che fai è metterlo più in alto. È dinamico.

Ho un background artistico. Conosco la composizione e conosco il colore e ho cercato di addestrare le persone a utilizzare le tecniche dell'arte visiva e del design per creare un'immagine coinvolgente che la persona vorrà guardare per un po' di tempo. Voglio che sia basato su come gli umani percepiscono. Quindi sono tecniche basate sulla percezione invece che sulla cultura.

Interazione del gruppo HCG 31 con i dati HST, Spitzer e GALEX: per gentile concessione del Dr. Jayanne English.

Presenterai al meeting Zoom del 9 aprile del RASC di Ottawa. Parlerai di più di quello che hai qui. Puoi dare ai nostri lettori un teaser del motivo per cui dovrebbero partecipare all'incontro Zoom per saperne di più?

Quando facciamo il giornalismo e gli articoli che chiediamo, a cosa interessa la gente? Lo dirigiamo al pubblico e il pubblico dirà sempre: "Mi piacciono i buchi neri o gli alieni o qualcosa del genere". Non è questo che interessa all'astronomo. Non è questa la frontiera della ricerca astronomica.

La persona occasionale, dopo che scopriamo qualcosa e glielo diciamo, dice: "Perché non ce l'hai detto prima?"

Quindi voglio dire alla gente di cosa è veramente appassionato l'astronomo.

Voglio che le persone vengano a conoscere la radioastronomia, perché sono così abituate a guardare belle immagini nel regime di energia ottica, che va con i nostri occhi. In realtà quella parte dello spettro elettromagnetico è molto piccola. Le nostre frontiere sono in altre parti dello spettro elettromagnetico.

Il Dr. Jayanne English presenterà durante il prossimo incontro del Centro di Ottawa della RASC venerdì 9 aprile alle 19:30 (EDT). L'incontro è aperto al pubblico tramite Zoom. L'ingresso all'incontro è gratuito, ma i partecipanti devono registrarsi per questo incontro in anticipo.

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Mostri magnetici: Hubble rintraccia la posizione di misteriosi segnali radio dallo spazio intergalattico

Provengono da qualsiasi parte del cielo: misteriosi lampi di energia radio che scompaiono in un batter d'occhio. Si chiamano fast radio burst (FRB) e gli astronomi ne hanno individuati circa 1.000 negli ultimi 20 anni. Ma vanno e vengono così rapidamente che i ricercatori sono stati in grado di rintracciarne solo una quindicina fino alle loro galassie di origine, tutte massicce e lontane dalla Terra. Dopodiché, le loro tracce diventano fredde. Gli astronomi non sono stati in grado di tracciare le esplosioni nei quartieri in cui sono state trasmesse le onde radio. La loro posizione potrebbe offrire indizi sulla causa di uno degli eventi più enigmatici dell'astronomia moderna.

Gli astronomi stanno ora utilizzando il telescopio spaziale Hubble come investigatore intergalattico sulle tracce di questo mistero cosmico. Con Hubble hanno rintracciato cinque FRB nei bracci a spirale di cinque galassie lontane. Ma sorprendentemente, questi potenti eventi non provengono dalle regioni più luminose, che risplendono con la luce di grandi stelle. Questi indizi aiutano i ricercatori a escludere diverse possibili spiegazioni per i brillamenti brillanti, come la morte esplosiva delle stelle più giovani e massicce. I risultati dei ricercatori favoriscono una teoria sempre più popolare, secondo cui le esplosioni provengono da magnetar, resti intensamente magnetici di stelle morte collassate.


I lampi radio veloci, o FRB, sono eventi straordinari che generano tanta energia in un millesimo di secondo quanta ne produce il Sole in un anno intero! Gli astronomi che utilizzano il telescopio spaziale Hubble della NASA hanno tracciato le posizioni di cinque brevi e potenti FRB, che si trovano vicino o sui bracci a spirale delle loro galassie ospiti. La ricerca ha contribuito a escludere alcuni dei possibili oggetti stellari originariamente ritenuti causa di questi brillanti bagliori. Credito: Goddard Space Flight Center della NASA

Questi brillanti bagliori provengono da giovani e massicce galassie

Gli astronomi che utilizzano il telescopio spaziale Hubble della NASA hanno tracciato le posizioni di cinque brevi e potenti esplosioni radio nei bracci a spirale di cinque galassie lontane.

Chiamati fast radio burst (FRB), questi eventi straordinari generano in un millesimo di secondo tanta energia quanta ne produce il Sole in un anno. Poiché questi impulsi radio transitori scompaiono in molto meno di un battito di ciglia, i ricercatori hanno avuto difficoltà a rintracciare da dove provengono, molto meno a determinare quale tipo di oggetto o oggetti li sta causando. Pertanto, la maggior parte delle volte, gli astronomi non sanno esattamente dove guardare.

Individuare da dove provengono queste esplosioni e, in particolare, da quali galassie hanno origine, è importante per determinare quali tipi di eventi astronomici innescano lampi di energia così intensi. La nuova indagine Hubble su otto FRB aiuta i ricercatori a restringere l'elenco delle possibili fonti di FRB.

Flash nella notte

Il primo FRB è stato scoperto nei dati archiviati registrati dall'osservatorio radio di Parkes il 24 luglio 2001. Da allora gli astronomi hanno scoperto fino a 1.000 FRB, ma sono stati in grado di associarne solo circa 15 a particolari galassie.

“I nostri risultati sono nuovi ed entusiasmanti. Questa è la prima vista ad alta risoluzione di una popolazione di FRB, e Hubble rivela che cinque di loro sono localizzati vicino o sui bracci a spirale di una galassia,” ha detto Alexandra Mannings dell'Università della California, Santa Cruz, lo studio& #8217s autore principale. “La maggior parte delle galassie sono stelle massicce, relativamente giovani e ancora in formazione. L'imaging ci consente di avere un'idea migliore delle proprietà complessive della galassia ospite, come la sua massa e il tasso di formazione stellare, oltre a sondare cosa sta accadendo proprio nella posizione FRB perché Hubble ha una risoluzione così grande.

Gli astronomi che utilizzano il telescopio spaziale Hubble hanno rintracciato due brevi e potenti lampi radio sui bracci a spirale delle due galassie mostrate sopra. Le due immagini a sinistra mostrano le istantanee complete di Hubble di ciascuna galassia. Le due immagini migliorate digitalmente sulla destra rivelano la struttura a spirale di ciascuna galassia in modo più dettagliato. I nomi di catalogo dei burst sono FRB 190714 (riga superiore) e FRB 180924 (riga inferiore). Le galassie sono lontane dalla Terra, apparendo come apparivano miliardi di anni fa. Le linee ovali tratteggiate in ciascuna delle quattro immagini indicano la posizione dei brillanti bagliori radio. Crediti: SCIENCE: NASA, ESA, Alexandra Mannings (UC Santa Cruz), Wen-fai Fong (Northwestern) ELABORAZIONE DELLE IMMAGINI: Alyssa Pagan (STScI)

Nello studio di Hubble, gli astronomi non solo li hanno bloccati tutti per ospitare le galassie, ma hanno anche identificato i tipi di luoghi da cui hanno avuto origine. Hubble ha osservato una delle sedi di FRB nel 2017 e le altre sette nel 2019 e nel 2020.

"Non sappiamo cosa causa gli FRB, quindi è davvero importante usare il contesto quando lo abbiamo", ha affermato il membro del team Wen-fai Fong della Northwestern University di Evanston, nell'Illinois. “Questa tecnica ha funzionato molto bene per identificare i progenitori di altri tipi di transitori, come le supernove e i lampi di raggi gamma. Anche Hubble ha giocato un ruolo importante in quegli studi

Le galassie nello studio di Hubble esistevano miliardi di anni fa. Gli astronomi, quindi, stanno vedendo le galassie come apparivano quando l'universo aveva circa la metà della sua età attuale.

Molti di loro sono enormi come la nostra Via Lattea. Le osservazioni sono state effettuate in luce ultravioletta e nel vicino infrarosso con la Wide Field Camera 3 di Hubble.

La luce ultravioletta traccia il bagliore delle giovani stelle infilate lungo i bracci tortuosi di una galassia a spirale. I ricercatori hanno utilizzato le immagini nel vicino infrarosso per calcolare la massa delle galassie n. 8217 e scoprire dove risiedono le popolazioni di stelle più vecchie.

Posizione, posizione, posizione

Le immagini mostrano una diversità della struttura del braccio a spirale, da strettamente avvolta a più diffusa, rivelando come le stelle sono distribuite lungo queste caratteristiche prominenti. I bracci a spirale di una galassia tracciano la distribuzione di stelle giovani e massicce. Tuttavia, le immagini di Hubble rivelano che gli FRB trovati vicino ai bracci di spirale non provengono dalle regioni più luminose, che brillano con la luce delle stelle pesanti. Le immagini aiutano a sostenere un'immagine secondo cui gli FRB probabilmente non provengono dalle stelle più giovani e massicce.

A caccia delle vicinanze degli enigmatici lampi radio veloci (FRB), gli astronomi utilizzando il telescopio spaziale Hubble ne hanno rintracciati quattro nei bracci a spirale delle quattro galassie lontane mostrate nell'immagine. I burst sono catalogati come FRB 190714 (in alto a sinistra), FRB 191001 (in alto a destra), FRB 180924 (in basso a sinistra) e FRB 190608 (in basso a destra). Poiché questi impulsi radio scompaiono in molto meno di un battito di ciglia, i ricercatori hanno avuto difficoltà a rintracciare da dove provengono. Con l'aiuto della visione nitida di Hubble, gli astronomi hanno individuato le loro posizioni (indicate dalle linee ovali tratteggiate) sui bracci a spirale delle galassie. Crediti: SCIENCE: NASA, ESA, Alexandra Mannings (UC Santa Cruz), Wen-fai Fong (Northwestern) ELABORAZIONE DELLE IMMAGINI: Alyssa Pagan (STScI)

Questi indizi hanno aiutato i ricercatori a escludere alcuni dei possibili fattori scatenanti di questi brillanti brillamenti, comprese le morti esplosive delle stelle più giovani e massicce, che generano lampi di raggi gamma e alcuni tipi di supernova. Un'altra fonte improbabile è la fusione di stelle di neutroni, i nuclei frantumati di stelle che terminano la loro vita in esplosioni di supernova. Queste fusioni richiedono miliardi di anni per verificarsi e di solito si trovano lontano dai bracci a spirale delle galassie più vecchie che non formano più stelle.

Mostri magnetici

I risultati Hubble del team, tuttavia, sono coerenti con il modello principale secondo cui gli FRB hanno origine da giovani scoppi di magnetar. Le magnetar sono un tipo di stella di neutroni con potenti campi magnetici. Sono chiamati i magneti più potenti dell'universo, in quanto possiedono un campo magnetico che è 10 trilioni di volte più potente di un magnete per la porta di un frigorifero. Gli astronomi lo scorso anno hanno collegato le osservazioni di un FRB avvistato nella nostra galassia, la Via Lattea, con una regione in cui risiede una magnetar nota.

"A causa dei loro forti campi magnetici, le magnetar sono piuttosto imprevedibili", ha spiegato Fong. “In questo caso, si pensa che gli FRB provengano da razzi di una giovane magnetar. Le stelle massicce attraversano l'evoluzione stellare e diventano stelle di neutroni, alcune delle quali possono essere fortemente magnetizzate, portando a brillamenti e processi magnetici sulle loro superfici, che possono emettere luce radio. Il nostro studio si adatta a questo quadro ed esclude progenitori molto giovani o molto vecchi per gli FRB

Le osservazioni hanno anche aiutato i ricercatori a rafforzare l'associazione degli FRB con massicce galassie che formano stelle. Precedenti osservazioni a terra di alcune possibili galassie ospiti FRB non hanno rilevato chiaramente la struttura sottostante, come i bracci a spirale, in molte di esse. Gli astronomi, quindi, non hanno potuto escludere la possibilità che gli FRB provengano da una galassia nana nascosta al di sotto di una galassia massiccia. Nel nuovo studio Hubble, un'attenta elaborazione e analisi delle immagini ha permesso ai ricercatori di escludere le galassie nane sottostanti, secondo il coautore Sunil Simha dell'Università della California, Santa Cruz.

Sebbene i risultati di Hubble siano entusiasmanti, i ricercatori affermano di aver bisogno di più osservazioni per sviluppare un'immagine più definitiva di questi lampi enigmatici e individuare meglio la loro fonte. "Questo è un campo così nuovo ed eccitante", ha detto Fong. “Trovare questi eventi localizzati è un pezzo importante del puzzle e un pezzo di puzzle davvero unico rispetto a quanto è stato fatto prima. Questo è un contributo unico di Hubble.”

I risultati della squadra appariranno in un prossimo numero di Il Giornale Astrofisico.

Il telescopio spaziale Hubble è un progetto di cooperazione internazionale tra la NASA e l'ESA (Agenzia spaziale europea). Il Goddard Space Flight Center della NASA a Greenbelt, nel Maryland, gestisce il telescopio. Lo Space Telescope Science Institute (STScI) di Baltimora, nel Maryland, conduce le operazioni scientifiche di Hubble. STScI è gestito per la NASA dall'Association of Universities for Research in Astronomy a Washington, D.C.

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3 Commenti su "Mostri magnetici: Hubble rintraccia la posizione di misteriosi segnali radio dallo spazio intergalattico"

Gli FRB sono generati dalle Magnetar. Questi sono un insieme di stelle di neùtron con un certo coefficiente di magnete. Comunemente questi appaiono allo stato finale di vita della forma preesistente di stelle che siamo presenti prima e sono collassati.
Questi fanno parte dell'evento naturale e del processo di una galassia, quindi la forma della parte della galassia in cui sono presenti non è deformata.

Gli FRB sono generati bý Magnetar, categoria di stelle di neùtron hanno un certo magnete
coefficiente.Questi sono allo stato finale di vita delle stelle preesistenti.Tali fenomeni di occorrenza sono naturali,quindi non si osserva alcuna deformazione nella forma della parte di galassia dove sono presenti le magnetar.

Babu G. Ranganathan*
(Bibbia BA/Biologia)

SOLO PERCHÉ LA SCIENZA PU SPIEGARE come funziona un aeroplano non significa che nessuno l'abbia progettato o realizzato. E solo perché la scienza può spiegare come funziona la vita o l'universo non significa che non ci fossero Designer e Maker dietro di loro.

Le leggi naturali possono spiegare come funziona e opera l'ordine nell'universo, ma semplici leggi naturali non orientate non possono spiegare l'origine di quell'ordine. Una volta che hai una cellula completa e vivente, il codice genetico e il macchinario biologico esistono per dirigere la formazione di più cellule da materie prime come amminoacidi e altre sostanze chimiche, ma come potrebbe la vita o la cellula aver avuto origine naturalmente quando nessun codice e meccanismi direttivi esisteva in natura? Leggi il mio articolo su Internet: COME LA SCIENZA FORENSE CONFUTA L'ATEISMO.

CHE COS'E' LA SCIENZA? La scienza è semplicemente conoscenza basata sull'osservazione.Nessun essere umano ha osservato l'universo venire per caso o per disegno, per creazione o per evoluzione. Queste sono posizioni di fede. Il problema è quale fede l'evidenza scientifica supporta meglio.

LA SCIENZA DIMOSTRA CHE L'UNIVERSO NON PU ESSERE ETERNO perché non avrebbe potuto sostenersi eternamente a causa della legge dell'entropia (decadimento energetico netto crescente e irreversibile, anche in un sistema aperto). Anche un ipotetico universo oscillante non potrebbe continuare a oscillare in eterno! La Teoria della Relatività Generale di Einstein mostra che spazio, materia e tempo sono tutti fisici e tutti hanno avuto un inizio. Lo spazio produce anche particelle perché in realtà è qualcosa, non niente. E il bosone di Higgs (la cosiddetta "particella di Dio")? Il bosone di Higgs, anche se esistesse, non avrebbe creato massa dal nulla, ma anzi avrebbe convertito energia in massa. Einstein dimostrò che tutta la materia è una qualche forma di energia. Anche il tempo ha avuto un inizio! Il tempo non è eterno.

La legge dell'entropia non consente all'universo di essere eterno. Se l'universo fosse eterno, tutto, compreso il tempo (che la scienza moderna ha dimostrato essere fisico quanto la massa e lo spazio), sarebbe ormai totalmente entropia e l'intero universo sarebbe finito in una morte termica uniforme molto, molto tempo fa . Il fatto che questo non sia già accaduto è una potente prova per l'inizio dell'universo.

Il famoso scienziato ateo Stephen Hawking ammette che l'universo ha avuto un inizio ed è venuto dal nulla, ma crede che nulla sia diventato qualcosa per un processo naturale ancora da scoprire. Questo non è affatto un pensiero razionale, e dire che niente ha creato qualcosa significherebbe anche rendere l'effetto più grande della sua causa. L'inizio doveva essere di origine soprannaturale perché la scienza ci insegna dalla Prima Legge della Termodinamica che le leggi ei processi naturali non hanno la capacità di far esistere qualcosa dal nulla.

L'origine soprannaturale dell'universo non può essere dimostrata dalla scienza, ma la scienza indica un'intelligenza e un potere soprannaturali per l'origine e l'ordine dell'universo. Da dove è venuto Dio? Ovviamente, a differenza dell'universo, la natura di Dio non richiede un inizio.

Il disordine nell'universo può essere spiegato a causa del caso e dei processi casuali, ma l'ordine può essere spiegato solo a causa dell'intelligenza e del design.

La gravità può spiegare come si mantiene l'ordine che si trova nei percorsi precisi e ordinati di migliaia di miliardi di stelle, ma la gravità non può spiegare l'origine di quell'ordine.

Alcuni astronomi evoluzionisti credono che trilioni di stelle si siano scontrate l'una con l'altra lasciando le stelle sopravvissute a trovare orbite ordinate precise nello spazio. Non solo questo è irrazionale, ma se ci fosse una tale collisione di massa di stelle, allora ci sarebbe un residuo di super massa di nubi di gas nello spazio a supportare questa ipotesi. L'attuale livello di residui di nubi di gas nello spazio non supporta l'entità delle morti stellari richieste per tale ipotesi. E, come già affermato, l'origine delle stelle non può essere spiegata dal Big Bang per le ragioni sopra menzionate. Una cosa è dire che le stelle possono decadere e morire in nuvole di gas casuali, ma è totalmente diverso dire che le nuvole di gas si trasformano in stelle.

Anche il padre della teoria del Caos ha ammesso che i “meccanismi” esistenti nel mondo non vivente consentono che nascano spontaneamente (per caso) solo livelli di ordine molto rudimentali, ma non il tipo o il livello di ordine che troviamo nelle strutture di DNA, RNA e proteine. Sì, è stato dimostrato che i singoli amminoacidi nascono per caso ma non le molecole proteiche che richiedono che i vari amminoacidi siano in una sequenza precisa proprio come le lettere che si trovano in una frase.

Alcune cose non hanno bisogno di esperimenti o prove scientifiche. In diritto c'è un detto chiamato prova prima facie. Significa "prova che parla da sé".

Un esempio di vero prima facie sarebbe se scoprissi un elaborato castello di sabbia sulla spiaggia. Non devi sperimentare per sapere che è venuto dal design e non dalle forze casuali del vento e dell'acqua.

Se hai scoperto una lettera o un messaggio romantico scritto nella sabbia, non devi sperimentare per sapere che è stato progettato e non perché un bastone portato a caso dal vento lo ha messo lì. Naturalmente presumi che un essere intelligente e razionale sia responsabile.

È interessante che Carl Sagan abbia riconosciuto i segnali radio sequenziali nello spazio come prova di vita intelligente che li invia, ma non ha riconosciuto la struttura sequenziale delle molecole nel DNA (il codice genetico) come prova di una Causa intelligente. Leggi il mio popolare articolo su Internet, COME MI HA FATTO IL MIO DNA.

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Autore del popolare articolo su Internet, LA DOTTRINA TRADIZIONALE DELL'INFERNO EVOLUTA DALLE RADICI GRECHE

*Ho tenuto lezioni di successo (con un periodo di domande e risposte in seguito) difendendo la creazione davanti a facoltà di scienze evoluzioniste e studenti di vari college e università. Ho avuto il privilegio di essere riconosciuto nella 24a edizione di Marquis “Who’s Who in The East” per i miei scritti sulla religione e la scienza.


AAS 238: Giorno 1

Nota dell'editore: Questa settimana siamo alla 238a riunione virtuale dell'AAS. Insieme a un team di autori di Astrobites, scriveremo aggiornamenti su eventi selezionati durante l'incontro e pubblicheremo ogni giorno. Segui qui o su astrobites.com. Il consueto programma di pubblicazione per AAS Nova riprenderà il 14 giugno.

Indirizzo di benvenuto (di Luna Zagorac)

Il 238° Meeting dell'American Astronomical Society è stato aperto dal Presidente Paula Szkody , il quale ha riconosciuto che l'incontro era stato originariamente programmato per tenersi ad Anchorage, in Alaska. Mentre il Dr. Szkody ha riconosciuto che a molte persone mancano le interazioni di persona degli incontri AAS, l'incontro online ha permesso a più persone di partecipare agli incontri estivi che sarebbero possibili di persona. Il Dr. Szkody ci ha guidato attraverso i cambiamenti degli ufficiali e del personale dell'AAS, l'avanzamento delle pubblicazioni dell'AAS, le modifiche ai processi di nomina dei premi e altro ancora. Infine, il Dr. Szkody ci ha fornito una rapida panoramica del programma dell'incontro e ha evidenziato che un altro vantaggio dell'incontro online è la possibilità di tornare indietro e guardare i discorsi sovrapposti. Continua a leggere per i riassunti delle plenarie e le conferenze stampa della Giornata 1 di #AAS238!

Conferenza plenaria di Fred Kavli: una nuova era per la misurazione dei campi magnetici nelle galassie (di Mia de los Reyes)

Nell'estrema galassia starburst M82, i venti galattici energetici causati da esplosioni estreme di formazione stellare possono trascinare il campo magnetico fuori dal piano galattico! Clicca per ingrandire. [López Rodríguez 2021]

Ciò è in parte dovuto agli straordinari sforzi di strutture come l'Osservatorio stratosferico per l'astronomia all'infrarosso (SOFIA). SOFIA può osservare i campi magnetici misurando la polarizzazione della luce nelle lunghezze d'onda dell'infrarosso lontano. Questa polarizzazione è causata quando i grani di polvere si allineano lungo le linee del campo magnetico, la luce diffusa dai grani di polvere allineati viene quindi polarizzata. Usando questa tecnica, il dottor López Rodríguez ei suoi collaboratori sono stati in grado di produrre bellissime mappe che mostrano l'intensità e la struttura del campo magnetico attorno alle galassie vicine. Da queste mappe, siamo stati in grado di determinare che nelle galassie a spirale, i campi magnetici su larga scala tendono ad essere ordinati e seguono i bracci a spirale. Tuttavia, i processi di dinamo su piccola scala (come la turbolenza dalla formazione stellare o le interazioni tra galassie) possono rendere il campo magnetico più caotico su scala locale. Anche altri fenomeni potrebbero influenzare i campi magnetici galattici: ad esempio, forti deflussi causati da esplosioni di stelle estreme possono trascinare il campo magnetico di una galassia lontano dal piano galattico!

Nelle galassie a spirale, i campi magnetici tendono ad essere ordinati e seguono strutture su larga scala come i bracci a spirale (a sinistra). Ma fenomeni su piccola scala, come la turbolenza dalla formazione stellare, possono disturbare i campi magnetici, rendendoli più aggrovigliati! [López Rodríguez 2021]

Intervista a Enrique López Rodríguez di Luna Zagorac
Live-tweeting della sessione di Mia de los Reyes

Conferenza stampa: Stars & Clusters (di Macy Huston)

Gli organizzatori della conferenza stampa e i relatori su Zoom.

La prima conferenza stampa di presentazione dell'AAS 238 è stata tenuta da James Schroeder (Wheaton College, Illinois) e Gregory Howes (Università dell'Iowa), che ha esplorato la connessione tra le aurore e le onde di Alfvén. Le aurore sono causate da disturbi nel campo magnetico terrestre che accelera le particelle cariche. Questi, a loro volta, perturbano le particelle atmosferiche, emettendo il bellissimo design che spesso chiamiamo aurora boreale. Le onde di Alfvén sono un tipo di disturbo nei campi magnetici in cui gli ioni oscillano sulle linee del campo magnetico e sono state rilevate durante eventi aurorali. Il team ha utilizzato il Large Plasma Device per produrre onde di Alfvén in un laboratorio e ha scoperto che gli elettroni che si muovevano quasi alla velocità delle onde li avrebbero "superati" e sarebbero stati accelerati. Quindi, le onde di Alfvén possono causare l'accelerazione degli elettroni che provoca le aurore! comunicato stampa

Il prossimo, Emily Mason (USRA e NASA Goddard SFC) hanno discusso del continuum di espulsione di massa jet/coronale. Le eruzioni solari sembrano esistere su uno spettro, ma abbiamo più familiarità con i getti (eiezioni di plasma su piccola scala da una stella) e le espulsioni di massa coronale (espulsioni significative di plasma e campi magnetici da una stella). L'evento solare 2016/03/13 sembra essere l'anello mancante tra queste due categorie. Nelle osservazioni, vediamo una "errata eruzione" che collassa prima che il materiale esca dal Sole. Il meccanismo alla base di questo evento non è ancora completamente compreso e sono in corso simulazioni magnetoidrodinamiche. comunicato stampa

Un'illustrazione di una nana bianca magnetica in rapida rotazione che rifiuta il gas donatore nella variabile cataclismica nota come J0240. [Marco Garlick]

Kris Davidson (Università del Minnesota) ha presentato l'evoluzione di Eta Carinae nel tempo come un "impostore di supernova". Gli impostori di supernovae (SN), o eruzioni giganti, sembrano esplosioni SN, ma le loro stelle in qualche modo sopravvivono. Mentre molti di questi sono stati visti, Eta Carinae è l'unico abbastanza vicino da poterlo studiare in dettaglio. Era una delle stelle più luminose del cielo a metà del 1800 ed espelleva il 10-20% della sua massa. Le stelle che subiscono questo processo dovrebbero tornare ai loro stati normali in to

40 anni, ma Eta Carinae è stata strana per quasi 200 anni. È stato scoperto che la stella ha una stella compagna calda ma più piccola, e i venti in collisione della coppia rendono instabile il processo di recupero. La stella è diventata più luminosa della sua nebulosa e si prevede che alla fine ionizzi la sua nebulosa, alterando drasticamente il suo aspetto e le sue proprietà.

Rappresentazione dell'ammasso aperto NGC 2516, che un nuovo studio suggerisce è

1.500 anni luce da una punta all'altra, che appaiono 40 volte la larghezza della Luna piena nel nostro cielo! [Luke Bouma, Università di Princeton]

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Live-tweeting della sessione di Macy Huston

Municipio della NASA (di Sabina Sagynbayeva)

Paul Hertz , il Direttore della Divisione di Astrofisica presso la Science Mission Directorate (SMD) della NASA, ci ha parlato del presente e del futuro delle missioni della NASA. Ha iniziato ricordandoci uno dei traguardi più emozionanti del 2021: lo sbarco di Perseverance! Ci ha anche ricordato altri importanti traguardi: le immagini della sonda solare Parker sono le prime a mostrare l'anello di polvere del pianeta per quasi l'intero arco di 360 gradi attorno al Gamma-ray Burst Monitor del Sole Fermi, che ha rilevato una breve esplosione di raggi gamma Il Large Area Telescope di Fermi ha rilevato fotoni GeV entro pochi minuti dall'esplosione.

Un'illustrazione artistica del James Webb Space Telescope, uno sforzo congiunto tra la NASA, l'Agenzia spaziale europea e l'Agenzia spaziale canadese. [NASA/JWST]

Ci sono molti progetti scientifici entusiasmanti che stanno arrivando nel prossimo futuro, ma oggi Hertz ha anche sottolineato il DEI e ciò che la NASA fa per ottenere team inclusivi e diversificati. Ha anche trascorso un po' di tempo a parlare di come il COVID-19 ha influenzato le missioni della NASA e anche di ciò che hanno realizzato durante la pandemia. Quindi approfondiamo questi due argomenti.

La NASA sta creando un approccio su più fronti per raggiungere la diversità e l'inclusione. Un esempio è la loro pagina web con risorse per il benessere fornite dalla NASA per i suoi ricercatori per mantenere meglio un equilibrio tra lavoro e vita privata. La NASA incoraggia inoltre tutti i membri del pubblico interessati a collaborare a progetti scientifici dei cittadini. Inoltre, la Dual-Anonymous Peer Review (DAPR) è riuscita a rimuovere alcuni pregiudizi impliciti nei confronti delle scienziate e, secondo un questionario, la DAPR ha migliorato la qualità complessiva della peer review. La NASA sta anche sviluppando una politica per garantire che i risultati della sua ricerca scientifica finanziata dal governo federale siano condivisi apertamente.

La NASA è in una configurazione di telelavoro obbligatoria a causa del COVID-19 da oltre un anno. I centri della NASA stanno pianificando di intensificare le attività in loco quando verrà revocato il limite di occupazione del 25%. SMD sta lavorando per diversi lanci programmati per l'autunno e l'inverno di quest'anno, tra cui Webb, Lucy, Landsat-9, DART, IXPE e GOES-T. Hertz ha anche affermato che le regole a livello di governo hanno consentito la flessibilità di continuare a pagare gli stipendi caso per caso per i ricercatori, anche se non potevano lavorare durante il COVID-19.

Il lavoro della NASA non è solo rivolto all'esterno! L'Osservatorio del sistema terrestre studierà il sistema climatico della Terra (inclusi eventi come l'uragano Maria, mostrato in un'immagine termica qui) per guidare la ricerca sui cambiamenti climatici, la mitigazione dei disastri e il miglioramento dei processi agricoli. [NASA]

Infine, Hertz si dimetterà dalla sua posizione in 6 mesi, ma sottolinea di aver raggiunto tutti i suoi obiettivi. Ma il messaggio che vuole farci ascoltare è: “[Guardando tutte queste missioni future], è un grande momento per essere un astrofisico!

Live-tweeting della sessione di Sabina Sagynbayeva.

Conferenza plenaria: Il momento è adesso: risultati del rapporto TEAM-UP per aumentare il numero di afroamericani con laurea in fisica e astronomia (di Ellis Avallone)

La prima plenaria pomeridiana del primo giorno dell'AAS 238 riguarda i risultati e le lezioni apprese dal rapporto TEAM-UP dell'American Institute of Physics (AIP)! Abbiamo coperto il rilascio del rapporto all'AAS 235 nel gennaio 2020, dove abbiamo appreso i fattori che portano al successo degli studenti universitari afroamericani nei dipartimenti di fisica e astronomia. Tabbetha A. Dobbins (Rowan University), uno dei membri fondatori della task force TEAM-UP, ha descritto la formazione della task force e quali lezioni sono state apprese da essa.

La maggior parte del discorso si è concentrata sui 5 fattori che TEAM-UP ha trovato essenziali per il successo degli studenti afroamericani: senso di appartenenza, identità fisica, supporto accademico, supporto personale e leadership e strutture di supporto. Il Dr. Dobbins ha anche sottolineato l'importanza di considerare gli studenti in modo olistico, non solo come studenti ma come persone intere con identità ed esperienze sociali che si intersecano. Con questi 5 fattori in mente, il Dr. Dobbins è passato alla discussione delle raccomandazioni per i dipartimenti delineate nel rapporto.

Ha preceduto la discussione sulle raccomandazioni dipartimentali introducendo un caso di studio. Nel caso di studio, un professore junior sta cercando di aiutare uno studente nero che è in difficoltà e isolato. Tuttavia, il professore junior non è sicuro di come aiutare. Il Dr. Dobbins ha quindi descritto le raccomandazioni formulate dal rapporto. Un punto chiave: questi suggerimenti volutamente non includono raccomandazioni per gli studenti, ma piuttosto si concentrano interamente sulla sistemazione degli ambienti in modo che gli studenti minorati possano prosperare.

Nel contesto del caso di studio, la prima raccomandazione riguarda la creazione di una cultura in cui tutti sono accolti (ad esempio, avere spazi comuni all'interno del dipartimento, invitare relatori che possono discutere lo sviluppo dell'identità fisica di uno studente e sviluppare relazioni di mentoring informali). Il dipartimento dovrebbe anche fornire incentivi ai docenti per sostenere gli studenti minorati, sia finanziariamente che come mentori. Il rapporto ha rilevato che gli studenti che lavorano come assistenti all'insegnamento o all'apprendimento hanno maggiori probabilità di sviluppare un senso di appartenenza e identità fisica.

Per saperne di più su cosa puoi implementare nel tuo dipartimento, controlla il rapporto completo e segui la task force TEAM-UP per aggiornamenti sull'importante lavoro che continuano a svolgere!

Conferenza stampa: Buchi neri e nuclei galattici attivi (di Susanna Kohler)

Per la seconda conferenza stampa di AAS 238, ci siamo rivolti al tema sempre misterioso dei buchi neri e delle loro galassie ospiti.

Alexia Lopez (Jeremiah Horrocks Institute, U. of Central Lancashire) ha aperto il briefing con una recente scoperta inaspettata: un enorme arco di galassie che si estende su uno sbalorditivo 3.3 miliardi anni luce nel cielo. Tali strutture su larga scala nell'universo non sono previste secondo il principio cosmologico, un principio alla base del modello standard del nostro universo che afferma che la materia dovrebbe essere distribuita in modo omogeneo e isotropico su grandi scale. comunicato stampa

Cosa succede ai nuclei attivi delle galassie (AGN) - buchi neri supermassicci in accrescimento - man mano che invecchiano? Ora potremmo avere posti in prima fila per scoprirlo, secondo Kohei Ichikawa (Università di Tohoku)! Nuove osservazioni multilunghezza d'onda del cuore di Arp 187 mostrano alcune caratteristiche AGN previste, come la presenza di getti su larga scala, ma ne mancano altre, come un nucleo radio centrale. Ichikawa e i suoi collaboratori hanno concluso che Arp 187 rappresenta un "AGN morente" - il nucleo si è già spento e ora stiamo vedendo solo le reliquie su larga scala della sua attività passata.

Guarda da vicino! Questa immagine XMM-Newton rivela le numerose sorgenti di raggi X nascoste nel campo XMM-LSS (Luna piena fornita in scala). [collaborazione ESA/XMM-Newton/XMM-SERVS/D. Ni et al.]

Immagine composita della fusione della tripla galassia. Le due sorgenti inferiori sono i nuclei galattici attivi, la sorgente superiore è probabilmente una galassia nana. [VLT/MUSE]

Nel maggio 2019, LIGO ha rilevato la collisione di due mostri buchi neri di

85 masse solari in un evento chiamato GW190521. Questo ha sollevato le sopracciglia, poiché si ritiene che i buchi neri di

50-120 masse solari non dovrebbero essere in grado di formare stelle delle dimensioni giuste per formare questi buchi neri si pensa che esplodano in qualcosa chiamato a instabilità di coppia supernova . Nel nostro briefing finale di oggi, Jorick Vink (Armagh Observatory and Planetarium) ha introdotto una possibile spiegazione per questo paradosso: se una stella supergigante si evolvesse in un ambiente a bassissima metallicità, i suoi venti su disco sarebbero molto deboli, impedendole di perdere molta massa ed entrare nell'intervallo di dimensioni instabili. Una stella del genere potrebbe collassare con successo in un buco nero come quelli visti in GW190521 senza prima esplodere.

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Conferenza del Premio Newton Lacy Pierce: Osservare le stelle e i supergiganti: Betelgeuse, stelle morenti e il futuro osservazionale dell'astrofisica stellare (di Mia de los Reyes)

Circa un anno fa, Betelgeuse è diventata oggetto di attenzione nazionale quando si è oscurata drammaticamente, suscitando domande sul fatto che stesse per esplodere. Betelgeuse sembra essere tornato alla sua normale luminosità ora (anche se puoi controllare qui gli aggiornamenti quotidiani se sei preoccupato), e Emily Levesque (Università di Washington) ci assicura che (probabilmente) non esploderà presto. Levesque, il vincitore del Newton Lacy Pierce Prize di quest'anno per l'eccezionale ricerca nell'astronomia osservativa, ha concluso la prima giornata di #AAS238 con una breve rassegna di alcune delle scienze che abbiamo imparato proprio da questo affascinante oggetto.

La curva di luce di Betelgeuse mostra un forte calo alla fine del 2019, noto come "The Great Dimming".” [Levesque 2021]

Anche se questa particolare stella non esplode durante la nostra vita, vogliamo comunque sapere cosa succede alle supergiganti rosse poco prima che muoiano. Per comprendere appieno cosa succede quando le stelle più massicce dell'universo esplodono, avremo bisogno di più osservazioni di supergiganti rosse vicine e lontane, inclusa Betelgeuse. Fortunatamente, come ha sottolineato Levesque, le osservazioni complementari dei prossimi telescopi spaziali e degli osservatori terrestri ci aiuteranno a saperne di più!

Intervista a Emily Levesque di Huei Sears
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Le sorgenti di raggi cosmici ad alta energia vengono mappate per la prima volta

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Le galassie starburst, i nuclei galattici attivi e gli eventi di interruzione delle maree (da sinistra) sono emersi come i migliori candidati per la fonte dominante di raggi cosmici ad altissima energia. Fotografia: Daniel Chang/Quanta Magazine

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Negli anni '30, il fisico francese Pierre Auger collocò i contatori Geiger lungo una cresta delle Alpi e osservò che a volte scattavano spontaneamente contemporaneamente, anche quando si trovavano a una distanza massima di 300 metri. Sapeva che i clic coincidenti provenivano dai raggi cosmici, particelle cariche dallo spazio che si scontrano con le molecole d'aria nel cielo, innescando piogge di particelle che piovono a terra. Ma Auger si rese conto che affinché i raggi cosmici innescassero il tipo di enormi acquazzoni che stava vedendo, dovevano trasportare quantità fantastiche di energia, tanto, scrisse nel 1939, che "è effettivamente impossibile immaginare un singolo processo in grado di dare a un particella una tale energia.”

Dopo aver costruito array più grandi di contatori Geiger e altri tipi di rivelatori, i fisici hanno appreso che i raggi cosmici raggiungono energie almeno 100.000 volte superiori a quanto ipotizzato da Auger.

Storia originale ristampata con il permesso di Rivista Quanta, una pubblicazione editorialmente indipendente della Simons Foundation la cui missione è migliorare la comprensione pubblica della scienza coprendo gli sviluppi della ricerca e le tendenze in matematica e scienze fisiche e della vita.

Un raggio cosmico è solo un nucleo atomico, un protone o un gruppo di protoni e neutroni. Eppure i rari raggi cosmici conosciuti come "ad altissima energia" hanno tanta energia quanto le palle da tennis servite professionalmente. Sono milioni di volte più energetici dei protoni che sfrecciano intorno al tunnel circolare del Large Hadron Collider in Europa al 99,9999991 percento della velocità della luce. Infatti, il raggio cosmico più energetico mai rilevato, soprannominato la "particella Oh-My-God", ha colpito il cielo nel 1991 andando a qualcosa come il 99,99999999999999999951 percento della velocità della luce, dandogli all'incirca l'energia di una palla da bowling caduta dalla spalla altezza su una punta. "Dovresti costruire un collisore grande quanto l'orbita del pianeta Mercurio per accelerare i protoni alle energie che vediamo", ha detto Ralph Engel, astrofisico al Karlsruhe Institute of Technology in Germania e co-leader del più grande cosmico del mondo- ray , l'Osservatorio Pierre Auger in Argentina.

La domanda è: cosa c'è là fuori nello spazio che accelera?

Si pensa che le esplosioni di supernova siano in grado di produrre i raggi cosmici sorprendentemente energetici che Auger osservò per la prima volta 82 anni fa. Le supernove non possono produrre le particelle molto più sorprendenti che sono state viste da allora. Le origini di questi raggi cosmici ad altissima energia rimangono incerte. Ma una serie di recenti progressi ha notevolmente ristretto la ricerca.

Nel 2017, l'Osservatorio Auger ha annunciato un'importante scoperta. Con i suoi 1.600 rivelatori di particelle e 27 telescopi che punteggiano un pezzo di prateria argentina delle dimensioni del Rhode Island, l'osservatorio aveva registrato le piogge d'aria di centinaia di migliaia di raggi cosmici ad altissima energia negli ultimi 13 anni. Il team ha riferito che il 6% in più dei raggi proviene da una metà del cielo rispetto all'altra, il primo modello mai rilevato definitivamente nelle direzioni di arrivo dei raggi cosmici.

Di recente, tre teorici della New York University hanno offerto un'elegante spiegazione per lo squilibrio che gli esperti considerano altamente convincente. Il nuovo articolo, di Chen Ding, Noémie Globus e Glennys Farrar, implica che gli acceleratori di raggi cosmici ultra potenti sono onnipresenti, cosmicamente parlando, piuttosto che rari.

L'Osservatorio Auger e il Telescope Array nello Utah hanno anche rilevato "punti caldi" di raggi cosmici più piccoli e più sottili nel cielo, presumibilmente le posizioni delle sorgenti vicine. Alcuni oggetti candidati si trovano nelle posizioni giuste.

Altri indizi sono arrivati ​​sotto forma di neutrini super energetici, prodotti da raggi cosmici ad altissima energia. Nel complesso, le recenti scoperte hanno concentrato la ricerca degli acceleratori ultrapotenti dell'universo su tre principali contendenti. Ora i teorici sono impegnati a modellare questi oggetti astrofisici per vedere se sono davvero in grado di lanciare particelle abbastanza veloci verso di noi, e se sì, come.

Queste speculazioni sono nuove di zecca e non vincolate da alcun dato. "Se vai alle alte energie, le cose sono davvero inesplorate", ha detto Engel. "Vai davvero da qualche parte dove tutto è vuoto."

Per sapere cosa sta producendo i raggi cosmici ad altissima energia, il primo passo è vedere da dove provengono. Il problema è che, poiché le particelle sono caricate elettricamente, non viaggiano qui in linea retta, i loro percorsi si piegano mentre passano attraverso i campi magnetici.

Inoltre, le particelle ad altissima energia sono rare e colpiscono ogni chilometro quadrato del cielo terrestre solo una volta all'anno. Identificare qualsiasi modello nelle loro direzioni di arrivo richiede di individuare sottili squilibri statistici da un enorme set di dati.

Nessuno sapeva quanti dati sarebbero stati necessari prima che emergessero schemi. I fisici hanno trascorso decenni a costruire array di rivelatori sempre più grandi senza vedere nemmeno un accenno di uno schema. Poi, all'inizio degli anni '90, l'astrofisico scozzese Alan Watson e il fisico americano Jim Cronin decisero di andare davvero alla grande. Si imbarcarono in quello che sarebbe diventato l'Osservatorio Auger di 3.000 chilometri quadrati.

Alla fine è bastato. Quando il team Auger ha riportato in Scienza nel 2017 aveva rilevato uno squilibrio del 6% tra le due metà del cielo, dove un eccesso di particelle da una particolare direzione nel cielo è passato dolcemente in un deficit centrato nella direzione opposta, "è stato fantasticamente eccitante", ha detto Watson. "Lavoro in questo campo da molto, molto tempo" - dagli anni '60 - "e questa è la prima volta che abbiamo un'anisotropia".

Ma i dati erano anche sconcertanti. La direzione dell'eccesso di raggi cosmici non era affatto vicino al centro della galassia della Via Lattea, supportando l'ipotesi di vecchia data che i raggi cosmici ad altissima energia provenissero dall'esterno della galassia. Ma non era affatto vicino a niente. Non corrispondeva alla posizione di un potente oggetto astrofisico come un buco nero supermassiccio in una galassia vicina. Non era l'ammasso della Vergine, la densa concentrazione di galassie nelle vicinanze. Era solo un punto opaco e scuro vicino alla costellazione del Cane Maggiore.

Noémie Globus, allora postdoc presso l'Università Ebraica di Gerusalemme, ha subito visto un modo per spiegare il modello. Ha iniziato facendo una semplificazione: ogni frammento di materia nell'universo ha la stessa probabilità di produrre un piccolo numero di raggi cosmici ad altissima energia. Ha quindi mappato come quei raggi cosmici si sarebbero leggermente piegati mentre emanavano da galassie, gruppi di galassie e ammassi vicini - noti collettivamente come la struttura su larga scala del cosmo - e viaggiavano qui attraverso i deboli campi magnetici dello spazio intergalattico. Naturalmente, la sua finta mappa era solo un'immagine sfocata della stessa struttura su larga scala, con la più alta concentrazione di raggi cosmici provenienti dalla Vergine.

Il suo eccesso di raggi cosmici non era nel posto giusto per spiegare i dati di Auger, ma pensava di sapere il perché: perché non aveva tenuto adeguatamente conto del campo magnetico della Via Lattea. Nel 2019, Globus si è trasferita alla New York University per lavorare con l'astrofisico Glennys Farrar, il cui modello del 2012 del campo magnetico della Via Lattea, sviluppato con il suo allora studente laureato Ronnie Jansson, rimane all'avanguardia. Sebbene nessuno capisca ancora perché il campo magnetico della galassia sia modellato in questo modo, Farrar e Jansson hanno dedotto la sua geometria da 40.000 misurazioni di luce polarizzata. Hanno accertato che le linee del campo magnetico sono sia in senso orario che antiorario lungo i bracci a spirale della galassia ed emanano verticalmente dal disco galattico, ruotando mentre salgono.

Lo studente laureato di Farrar, Chen Ding, ha scritto un codice che ha raffinato la mappa di Globus dei raggi cosmici ad altissima energia provenienti dalla struttura su larga scala, quindi ha passato questo input attraverso la lente di distorsione del campo magnetico galattico come modellato da Farrar e Jansson. "Ed ecco, otteniamo questo notevole accordo con le osservazioni", ha detto Farrar.

I raggi cosmici originari della Vergine si piegano nelle linee di campo tortuose della galassia in modo da colpirci dalla direzione del Canis Major, dove Auger vede il centro del suo eccesso. I ricercatori hanno analizzato come cambierebbe il modello risultante per i raggi cosmici di diverse energie. Hanno costantemente trovato una stretta corrispondenza con diversi sottoinsiemi di dati di Auger.

Il "modello continuo" dei ricercatori delle origini dei raggi cosmici ad altissima energia è una semplificazione: ogni pezzo di materia non emette raggi cosmici ad altissima energia. Ma il suo sorprendente successo rivela che le fonti reali dei raggi sono abbondanti e distribuite uniformemente in tutta la materia, tracciando la struttura su larga scala. Lo studio, che apparirà in Le Lettere del Giornale Astrofisico, ha raccolto elogi diffusi. "Questo è davvero un passo fantastico", ha detto Watson.

Immediatamente, alcuni stock sono aumentati: in particolare, tre tipi di oggetti candidati che sono relativamente comuni nel cosmo ma potenzialmente abbastanza speciali da produrre particelle Oh-My-God.

Nel 2008, Farrar e un coautore hanno proposto che i cataclismi chiamati eventi di interruzione delle maree (TDE) potrebbero essere la fonte di raggi cosmici ad altissima energia.

Un TDE si verifica quando una stella attira un Icarus e si avvicina troppo a un buco nero supermassiccio. La parte anteriore della stella percepisce così tanta gravità rispetto alla sua schiena che la stella viene fatta a pezzi e vortica nell'abisso. Il vortice dura circa un anno. Finché dura, due getti di materiale, i frammenti subatomici della stella disgregata, escono dal buco nero in direzioni opposte. Le onde d'urto e i campi magnetici in questi fasci potrebbero quindi cospirare per accelerare i nuclei a energie ultraelevate prima di lanciarli nello spazio.

Gli eventi di interruzione delle maree si verificano all'incirca una volta ogni 100.000 anni in ogni galassia, che è l'equivalente cosmologico di accadere sempre ovunque. Poiché le galassie tracciano la distribuzione della materia, i TDE potrebbero spiegare il successo del modello continuo di Ding, Globus e Farrar.

Inoltre, il flash relativamente breve di un TDE risolve altri enigmi. Quando il raggio cosmico di un TDE ci raggiunge, il TDE sarà buio da migliaia di anni. Altri raggi cosmici dello stesso TDE potrebbero prendere percorsi piegati separati, alcuni potrebbero non arrivare per secoli. La natura transitoria di un TDE potrebbe spiegare perché sembra esserci così poco schema nelle direzioni di arrivo dei raggi cosmici, senza forti correlazioni con le posizioni degli oggetti conosciuti. "Ora sono incline a credere che siano transitori, per lo più", ha detto Farrar delle origini dei raggi.

L'ipotesi TDE ha ricevuto un altro impulso di recente, da un'osservazione riportata in Astronomia della natura a febbraio.

Robert Stein, uno degli autori dell'articolo, stava operando un telescopio in California chiamato Zwicky Transient Factory nell'ottobre 2019 quando è arrivato un allarme dall'osservatorio di neutrini IceCube in Antartide. IceCube aveva individuato un neutrino particolarmente energico. I neutrini ad alta energia vengono prodotti quando i raggi cosmici di energia ancora più elevata disperdono la luce o la materia nell'ambiente in cui vengono creati. Fortunatamente, i neutrini, essendo neutri, viaggiano verso di noi in linea retta, quindi puntano direttamente alla fonte del loro raggio cosmico genitore.

Stein fece ruotare il telescopio nella direzione di arrivo del neutrino di IceCube. "Abbiamo immediatamente visto che c'era un evento di interruzione della marea dalla posizione da cui era arrivato il neutrino", ha detto.

La corrispondenza rende più probabile che i TDE siano almeno una fonte di raggi cosmici ad altissima energia. Tuttavia, l'energia del neutrino era probabilmente troppo bassa per dimostrare che i TDE producono i raggi di energia più alta. Alcuni ricercatori si chiedono fortemente se questi transitori possano accelerare i nuclei fino all'estremo limite dello spettro energetico osservato.

Nel frattempo, altri fatti hanno rivolto altrove l'attenzione di alcuni ricercatori.

Anche osservatori di raggi cosmici come Auger e Telescope Array hanno trovato alcuni punti caldi, piccole e sottili concentrazioni nelle direzioni di arrivo dei raggi cosmici di altissima energia. Nel 2018, Auger ha pubblicato i risultati di un confronto tra i suoi punti caldi e le posizioni di oggetti astrofisici entro poche centinaia di milioni di anni luce da qui. (I raggi cosmici provenienti da più lontano perderebbero troppa energia nelle collisioni a metà del viaggio.)

Nella gara di correlazione incrociata, nessun tipo di oggetto ha funzionato eccezionalmente bene, comprensibilmente, data l'esperienza della deflessione dei raggi cosmici. Ma la correlazione più forte ha sorpreso molti esperti: circa il 10% dei raggi proveniva da un raggio di 13 gradi dalle direzioni delle cosiddette "galassie starburst". "Non erano nel mio piatto in origine", ha detto Michael Unger del Karlsruhe Institute of Technology, un membro del team Auger.

Nessuno era più entusiasta di Luis Anchordoqui, un astrofisico del Lehman College della City University di New York, che nel 1999 propose le galassie starburst come l'origine dei raggi cosmici ad altissima energia. era quello che proponeva il modello a cui ora puntano i dati", ha detto.

Le galassie Starburst producono costantemente molte stelle enormi. Le stelle massicce vivono velocemente e muoiono giovani nelle esplosioni di supernova, e Anchordoqui sostiene che il "supervento" formato dalle onde d'urto collettive di tutte le supernove è ciò che accelera i raggi cosmici alle velocità sbalorditive che rileviamo.

Non tutti sono sicuri che questo meccanismo funzionerebbe. "La domanda è: quanto sono veloci questi shock?" ha detto Frank Rieger, un astrofisico dell'Università di Heidelberg. “Dovrei aspettarmi che quelli vadano alle energie più alte? Al momento ne dubito".

Altri ricercatori sostengono che gli oggetti all'interno delle galassie starburst potrebbero agire come acceleratori di raggi cosmici e che lo studio sulla correlazione incrociata sta semplicemente rilevando un'abbondanza di questi altri oggetti. "Come persona che pensa agli eventi transitori come a una fonte naturale, questi sono molto arricchiti nelle galassie starburst, quindi non ho problemi", ha detto Farrar.

Nello studio sulla correlazione incrociata, un altro tipo di oggetto si è comportato quasi, ma non esattamente, come le galassie starburst: oggetti chiamati nuclei galattici attivi o AGN.

Gli AGN sono i centri incandescenti delle galassie "attive", in cui il plasma ingloba il buco nero supermassiccio centrale. Il buco nero risucchia il plasma mentre spara enormi getti di lunga durata.

I membri ad alta potenza di un sottoinsieme particolarmente brillante chiamato AGN "radio-forte" sono gli oggetti persistenti più luminosi nell'universo, quindi sono stati a lungo i principali candidati per la fonte di raggi cosmici ad altissima energia.

Tuttavia, questi potenti AGN a radiofrequenza sono troppo rari nel cosmo per superare il test Ding, Globus e Farrar: non potrebbero essere traccianti per la struttura su larga scala. In effetti, all'interno del nostro vicinato cosmico, non ce ne sono quasi. "Sono buone fonti, ma non nel nostro cortile", ha detto Rieger.

Gli AGN radiofonici meno potenti sono molto più comuni e potrebbero potenzialmente assomigliare al modello continuo. Centaurus A, per esempio, l'AGN radiofonico più vicino, si trova proprio nel punto caldo più importante dell'Osservatorio Auger. (Così fa una galassia starburst.)

Per molto tempo Rieger e altri specialisti hanno seriamente lottato per ottenere AGN a bassa potenza per accelerare i protoni a livelli di particelle Oh-My-God. Ma una recente scoperta li ha "riportati in gioco", ha detto.

Gli astrofisici sanno da tempo che circa il 90% di tutti i raggi cosmici sono protoni (cioè nuclei di idrogeno), un altro 9% sono nuclei di elio. I raggi possono essere nuclei più pesanti come l'ossigeno o persino il ferro, ma gli esperti presumevano da tempo che sarebbero stati fatti a pezzi dai violenti processi necessari per accelerare i raggi cosmici ad altissima energia.

Quindi, in sorprendenti scoperte nei primi anni del 2010, gli scienziati dell'Osservatorio Auger hanno dedotto dalle forme delle piogge d'aria che i raggi ad altissima energia sono principalmente nuclei di peso medio, come carbonio, azoto e silicio. Questi nuclei raggiungeranno la stessa energia dei protoni viaggiando a velocità inferiori. E questo, a sua volta, rende più facile immaginare come potrebbe funzionare uno qualsiasi degli acceleratori cosmici candidati.

Ad esempio, Rieger ha identificato un meccanismo che consentirebbe agli AGN a bassa potenza di accelerare i raggi cosmici più pesanti a energie ultraelevate: una particella potrebbe spostarsi da una parte all'altra nel getto di un AGN, venendo presa a calci ogni volta che rientra nella parte più veloce del flusso."In tal caso scoprono che possono farlo con le sorgenti radio a bassa potenza", ha detto Rieger. "Quelli sarebbero molto di più nel nostro cortile."

Un altro articolo ha esplorato se gli eventi di interruzione delle maree avrebbero prodotto naturalmente nuclei di peso medio. "La risposta è che potrebbe accadere se le stelle che vengono interrotte sono nane bianche", ha affermato Cecilia Lunardini, astrofisica dell'Arizona State University e coautrice del documento. "Le nane bianche hanno questo tipo di composizione: carbonio, azoto". Naturalmente, i TDE possono accadere a qualsiasi "stella sfortunata", ha detto Lunardini. "Ma ci sono molte nane bianche, quindi non lo vedo come qualcosa di molto artificioso".

I ricercatori continuano a esplorare le implicazioni dei raggi cosmici a più alta energia che sono pesanti. Ma possono essere d'accordo che rende più facile il problema di come accelerarli. "La composizione pesante verso una maggiore energia rilassa molto di più le cose", ha detto Rieger.

Man mano che la breve lista di acceleratori candidati si cristallizza, la ricerca della risposta giusta continuerà ad essere guidata da nuove osservazioni. Tutti sono entusiasti per AugerPrime, un osservatorio aggiornato che inizierà entro la fine dell'anno, identificherà la composizione di ogni singolo evento di raggi cosmici, piuttosto che stimare la composizione complessiva. In questo modo, i ricercatori possono isolare i protoni, che deviano di meno sulla loro strada verso la Terra, e guardare indietro alle loro direzioni di arrivo per identificare le singole fonti. (Queste fonti presumibilmente produrrebbero anche i nuclei più pesanti.)

Molti esperti sospettano che un mix di sorgenti possa contribuire allo spettro dei raggi cosmici ad altissima energia. Ma generalmente si aspettano che un tipo di sorgente domini e che solo uno raggiunga l'estremità estrema dello spettro. "I miei soldi sono sul fatto che è solo uno", ha detto Unger.

Nota del redattore: Noémie Globus è attualmente affiliata con ELI Beamlines nella Repubblica Ceca e il Flatiron Institute di New York. Il Flatiron Institute è finanziato dalla Simons Foundation, che finanzia anche questa rivista editorialmente indipendente. Affiliazione alla Fondazione Simons non ha alcuna influenza sulla nostra copertura.

Storia originale ristampato con il permesso di Rivista Quanta, una pubblicazione editorialmente indipendente del Fondazione Simons la cui missione è migliorare la comprensione pubblica della scienza coprendo gli sviluppi della ricerca e le tendenze nella matematica e nelle scienze fisiche e della vita.


Un'immagine mozzafiato rivela il colossale campo magnetico di una lontana galassia a spirale

Le galassie a spirale sembrano belle e ordinate, con la maggior parte delle loro stelle e del gas confinati in un disco disposto ordinatamente in vorticosi bracci a spirale. Ma in una galassia c'è molto di più di quello che possiamo vedere, come dimostra abilmente una nuova immagine di fenomeni invisibili.

L'immagine mostra una galassia chiamata NGC 4217, a circa 67 milioni di anni luce dalla Via Lattea, vista di profilo e raffigurata in mezzo a una visualizzazione mappata del vasto e complesso campo magnetico della galassia, che si estende per circa 22.500 anni luce nello spazio. intorno a NGC 4217.

Poiché non sappiamo molto su come vengono generati e mantenuti i campi magnetici galattici, gli astronomi sperano che le lezioni apprese da questa nuova mappa possano essere applicate alla nostra galassia natale, la Via Lattea.

"Galaxy NGC 4217 è di particolare interesse per noi", ha detto l'astronoma e fisica Yelena Stein, ex Ruhr-Universität Bochum in Germania, e ora al Centre de Données astronomiques de Strasbourg in Francia.

"Questa immagine mostra chiaramente che quando pensiamo a galassie come la Via Lattea, non dobbiamo dimenticare che hanno campi magnetici a livello di galassia", ha aggiunto.

I campi magnetici sono campi invisibili che esercitano una forza su particelle magneticamente sensibili. Possono essere generati da magneti, ma anche da correnti elettriche e campi elettrici variabili.

Solo perché i campi magnetici sono invisibili non significa che non siano rilevabili, però. Gli astronomi hanno un modo molto intelligente di rilevare i campi magnetici nelle galassie lontane, a partire dai raggi cosmici, che sono particelle subatomiche che viaggiano a frazioni significative della velocità della luce mentre attraversano lo spazio.

Quando gli elettroni dei raggi cosmici vengono accelerati nei fronti d'urto dei resti di supernova, possono essere accelerati quasi alla velocità della luce. Questi elettroni relativistici poi si muovono a spirale lungo le linee del campo magnetico, generando onde radio chiamate emissione di sincrotrone attraverso un'ampia gamma di lunghezze d'onda. Un sincrotrone è un acceleratore di elettroni.

È questa emissione di sincrotrone che può essere rilevata qui sulla Terra per ricostruire un campo magnetico. Non è solo la forza dell'emissione che gli astronomi usano, però, ma anche la polarizzazione, o il modo in cui le onde radio sono attorcigliate. Questa polarizzazione mostra come sono orientate le linee dei campi magnetici.

Questa è la tecnica utilizzata dal team per mappare il campo magnetico intorno a NGC 4217, utilizzando l'osservatorio radioastronomico Karl G. Jansky Very Large Array nel New Mexico e la rete di radiotelescopi Low-Frequency Array, con sede nei Paesi Bassi.

I loro risultati hanno mostrato un grande campo magnetico a forma di X. Non è molto forte, con una forza totale media di 9 microgauss, o milionesimi di gauss, rispetto alla forza media di 0,5 gauss del campo magnetico terrestre.

È enorme, tuttavia, e si estende fino a 22.500 anni luce sopra e sotto il disco galattico. Non è insolito che diverse galassie che formano stelle viste di lato abbiano un campo magnetico di forma simile.

Inoltre, il team ha trovato una struttura a forma di elica e due grandi strutture "superbolle". Queste superbolle si formano in due tipi di regioni: quelle in cui molte stelle massicce terminano la loro vita nelle supernovae e quelle in cui nascono le stelle, un processo che genera intensi venti stellari. Le stesse strutture nelle due diverse sedi suggeriscono che i processi potrebbero essere collegati.

"È affascinante scoprire fenomeni inaspettati in ogni galassia ogni volta che usiamo misurazioni di radiopolarizzazione", ha detto l'astronomo Rainer Beck del Max Planck Institute for Radio Astronomy in Germania.

"Qui in NGC 4217, ci sono enormi bolle di gas magnetico e un campo magnetico elicoidale che si sviluppa a spirale verso l'alto nell'alone della galassia".

I ricercatori hanno anche scoperto qualcosa di veramente strano: grandi anelli nel campo magnetico lungo l'intera galassia.

"Questo non è mai stato osservato prima", ha detto Stein. "Sospettiamo che le strutture siano causate dalla formazione stellare, perché in questi punti la materia viene proiettata verso l'esterno".

Sebbene il meccanismo alla base dei campi magnetici galattici non sia chiaro, l'ipotesi principale è che sia generato e mantenuto da una dinamo. Questo è un fluido rotante, convettivo ed elettricamente conduttore che converte l'energia cinetica in energia magnetica.

Nella Terra, quel fluido è ferro fuso nel nucleo esterno. Nel Sole, quel fluido è plasma. Nelle galassie a disco, si pensa che anche il fluido della dinamo sia plasma. È possibile, osservano i ricercatori, che le esplosioni di supernova e la forza di Coriolis si combinino con il movimento di taglio per creare campi magnetici regolari su larga scala, mentre il gas in caduta può creare turbolenze che si traducono in asimmetria.

Osservazioni più approfondite della galassia potrebbero fornire dati più dettagliati sul suo campo magnetico, aiutando a loro volta a comprendere i processi che guidano sia l'ordine che il caos nel suo campo magnetico.


Hubble rintraccia le raffiche radio veloci sui bracci a spirale delle galassie


Gli astronomi che utilizzano il telescopio spaziale Hubble hanno rintracciato due brevi e potenti lampi radio sui bracci a spirale delle due galassie mostrate sopra. Le due immagini a sinistra mostrano le istantanee complete di Hubble di ciascuna galassia. Le due immagini migliorate digitalmente sulla destra rivelano la struttura a spirale di ciascuna galassia in modo più dettagliato. I nomi di catalogo dei burst sono FRB 190714 (riga superiore) e FRB 180924 (riga inferiore). Le galassie sono lontane dalla Terra, apparendo come apparivano miliardi di anni fa. Le linee ovali tratteggiate in ciascuna delle quattro immagini indicano la posizione dei brillanti bagliori radio. Crediti: SCIENZA: NASA, ESA, Alexandra Mannings (UC Santa Cruz), Wen-fai Fong (Northwestern) ELABORAZIONE DELLE IMMAGINI: Alyssa Pagan (STScI)

Gli astronomi che utilizzano il telescopio spaziale Hubble della NASA hanno tracciato le posizioni di cinque brevi e potenti esplosioni radio nei bracci a spirale di cinque galassie lontane.

Chiamati fast radio burst (FRB), questi eventi straordinari generano in un millesimo di secondo tanta energia quanta ne produce il Sole in un anno. Poiché questi impulsi radio transitori scompaiono in molto meno di un battito di ciglia, i ricercatori hanno avuto difficoltà a rintracciare da dove provengono, molto meno a determinare quale tipo di oggetto o oggetti li sta causando. Pertanto, la maggior parte delle volte, gli astronomi non sanno esattamente dove guardare.

Individuare da dove provengono queste esplosioni e, in particolare, da quali galassie hanno origine, è importante per determinare quali tipi di eventi astronomici innescano lampi di energia così intensi. La nuova indagine Hubble su otto FRB aiuta i ricercatori a restringere l'elenco delle possibili fonti di FRB.

Il primo FRB è stato scoperto nei dati archiviati registrati dall'osservatorio radio di Parkes il 24 luglio 2001. Da allora gli astronomi hanno scoperto fino a 1.000 FRB, ma sono stati in grado di associarne solo circa 15 a particolari galassie.

"I nostri risultati sono nuovi ed entusiasmanti. Questa è la prima vista ad alta risoluzione di una popolazione di FRB e Hubble rivela che cinque di loro sono localizzati vicino o sui bracci a spirale di una galassia", ha affermato Alexandra Mannings dell'Università della California, Santa Cruz, l'autore principale dello studio. "La maggior parte delle galassie sono stelle massicce, relativamente giovani e ancora in formazione. L'imaging ci consente di avere un'idea migliore delle proprietà complessive della galassia ospite, come la sua massa e il tasso di formazione stellare, oltre a sondare cosa sta succedendo nel modo giusto alla posizione FRB perché Hubble ha una risoluzione così grande."

Nello studio di Hubble, gli astronomi non solo li hanno bloccati tutti per ospitare le galassie, ma hanno anche identificato i tipi di luoghi da cui hanno avuto origine. Hubble ha osservato una delle sedi di FRB nel 2017 e le altre sette nel 2019 e nel 2020.

"Non sappiamo cosa causa gli FRB, quindi è davvero importante usare il contesto quando lo abbiamo", ha detto il membro del team Wen-fai Fong della Northwestern University di Evanston, nell'Illinois. "Questa tecnica ha funzionato molto bene per identificare i progenitori di altri tipi di transitori, come le supernove e i lampi di raggi gamma. Anche Hubble ha svolto un ruolo importante in questi studi".

Le galassie nello studio di Hubble esistevano miliardi di anni fa. Gli astronomi, quindi, stanno vedendo le galassie come apparivano quando l'universo aveva circa la metà della sua età attuale.

Molti di loro sono enormi come la nostra Via Lattea. Le osservazioni sono state effettuate in luce ultravioletta e nel vicino infrarosso con la Wide Field Camera 3 di Hubble.

La luce ultravioletta traccia il bagliore di giovani stelle infilate lungo le braccia tortuose di una galassia a spirale. I ricercatori hanno utilizzato le immagini nel vicino infrarosso per calcolare la massa delle galassie e scoprire dove risiedono le popolazioni di stelle più vecchie.

Posizione, posizione, posizione

Le immagini mostrano una diversità della struttura del braccio a spirale, da strettamente avvolta a più diffusa, rivelando come le stelle sono distribuite lungo queste caratteristiche prominenti. I bracci a spirale di una galassia tracciano la distribuzione di stelle giovani e massicce. Tuttavia, le immagini di Hubble rivelano che gli FRB trovati vicino ai bracci di spirale non provengono dalle regioni più luminose, che brillano con la luce delle stelle pesanti. Le immagini aiutano a sostenere un'immagine secondo cui gli FRB probabilmente non provengono dalle stelle più giovani e massicce.

Questi indizi hanno aiutato i ricercatori a escludere alcuni dei possibili fattori scatenanti di questi brillanti brillamenti, comprese le morti esplosive delle stelle più giovani e massicce, che generano lampi di raggi gamma e alcuni tipi di supernova. Un'altra fonte improbabile è la fusione di stelle di neutroni, i nuclei frantumati di stelle che terminano la loro vita in esplosioni di supernova. Queste fusioni richiedono miliardi di anni per verificarsi e di solito si trovano lontano dai bracci a spirale delle galassie più vecchie che non formano più stelle.

I risultati di Hubble del team, tuttavia, sono coerenti con il modello principale secondo cui gli FRB hanno origine da giovani scoppi di magnetar. Le magnetar sono un tipo di stella di neutroni con potenti campi magnetici. Sono chiamati i magneti più potenti dell'universo, in quanto possiedono un campo magnetico 10 trilioni di volte più potente di un magnete per la porta di un frigorifero. Gli astronomi lo scorso anno hanno collegato le osservazioni di un FRB avvistato nella nostra galassia, la Via Lattea, con una regione in cui risiede una magnetar nota.

"A causa dei loro forti campi magnetici, le magnetar sono piuttosto imprevedibili", ha spiegato Fong. "In questo caso, si pensa che gli FRB provengano da brillamenti di una giovane magnetar. Le stelle massicce attraversano l'evoluzione stellare e diventano stelle di neutroni, alcune delle quali possono essere fortemente magnetizzate, portando a brillamenti e processi magnetici sulle loro superfici, che possono emettere luce radio. Il nostro studio si adatta a quell'immagine ed esclude progenitori molto giovani o molto vecchi per gli FRB".

Le osservazioni hanno anche aiutato i ricercatori a rafforzare l'associazione degli FRB con massicce galassie che formano stelle. Precedenti osservazioni a terra di alcune possibili galassie ospiti FRB non hanno rilevato chiaramente la struttura sottostante, come i bracci a spirale, in molte di esse. Gli astronomi, quindi, non hanno potuto escludere la possibilità che gli FRB provengano da una galassia nana nascosta al di sotto di una galassia massiccia. Nel nuovo studio Hubble, un'attenta elaborazione e analisi delle immagini ha permesso ai ricercatori di escludere le galassie nane sottostanti, secondo il coautore Sunil Simha dell'Università della California, Santa Cruz.

Sebbene i risultati di Hubble siano entusiasmanti, i ricercatori affermano di aver bisogno di più osservazioni per sviluppare un'immagine più definitiva di questi lampi enigmatici e individuare meglio la loro fonte. "Questo è un campo così nuovo ed eccitante", ha detto Fong. "Trovare questi eventi localizzati è un pezzo importante del puzzle e un pezzo di puzzle davvero unico rispetto a ciò che è stato fatto prima. Questo è un contributo unico di Hubble".


Spiegazione del puzzle magnetico di Parker Solar Probe

Quando la sonda solare Parker della NASA ha inviato le prime osservazioni dal suo viaggio al Sole, gli scienziati hanno trovato segni di un oceano selvaggio di correnti e onde molto diverso dallo spazio vicino alla Terra molto più vicino al nostro pianeta. Questo oceano era pieno di quelli che divennero noti come tornanti: rapide inversioni nel campo magnetico del Sole che invertevano la direzione come una strada di montagna a zig-zag.

Gli scienziati pensano che mettere insieme la storia dei tornanti sia una parte importante della comprensione del vento solare, il flusso costante di particelle cariche che fluisce dal Sole. Il vento solare corre attraverso il sistema solare, modellando un vasto sistema meteorologico spaziale, che studiamo regolarmente da vari punti di osservazione intorno al sistema solare, ma abbiamo ancora domande di base su come il Sole riesca inizialmente a sparare su questi due milioni di miglia - raffica all'ora.

I fisici solari sanno da tempo che il vento solare è di due tipi: il vento veloce, che viaggia a circa 430 miglia al secondo, e il vento lento, che viaggia più vicino a 220 miglia al secondo. Il vento veloce tende a provenire da buchi coronali, macchie scure sul Sole piene di campo magnetico aperto. Il vento più lento emerge dalle parti del Sole dove i campi magnetici aperti e chiusi si mescolano. Ma c'è ancora molto da imparare su cosa spinge il vento solare, e gli scienziati sospettano che i tornanti - getti veloci di materiale solare disseminati su di esso - contengano indizi sulle sue origini.

Dalla loro scoperta, i tornanti hanno scatenato una raffica di studi e dibattiti scientifici mentre i ricercatori cercano di spiegare come si formano gli impulsi magnetici.

"Questo è il processo scientifico in azione", ha affermato Kelly Korreck, scienziato del programma di eliofisica presso la sede della NASA. "Esistono una varietà di teorie e man mano che otteniamo sempre più dati per testare tali teorie, ci avviciniamo a capire i tornanti e il loro ruolo nel vento solare".

Da un lato del dibattito: un gruppo di ricercatori che pensano che i tornanti abbiano origine da una drammatica esplosione magnetica che si verifica nell'atmosfera del Sole.

Segni di ciò che oggi chiamiamo tornanti sono stati osservati per la prima volta dalla missione congiunta NASA-Agenzia spaziale europea Ulysses, la prima navicella spaziale a sorvolare i poli del Sole. Ma quando decenni dopo i dati sono giunti in streaming da Parker Solar Probe, gli scienziati sono rimasti sorpresi di trovarne così tanti.

Mentre il Sole ruota e i suoi gas surriscaldati si agitano, i campi magnetici migrano attorno alla nostra stella. Alcune linee del campo magnetico sono aperte, come nastri che ondeggiano al vento. Altri sono chiusi, con entrambe le estremità o "punti di piede" ancorati al Sole, formando anelli che corrono con materiale solare rovente. Una teoria, inizialmente proposta nel 1996 sulla base dei dati di Ulisse, suggerisce che i tornanti siano il risultato di uno scontro tra campi magnetici aperti e chiusi. Un'analisi pubblicata lo scorso anno dagli scienziati Justin Kasper e Len Fisk dell'Università del Michigan esplora ulteriormente la teoria vecchia di 20 anni.

Quando una linea di campo magnetico aperta sfiora un anello magnetico chiuso, possono riconfigurarsi in un processo chiamato riconnessione di interscambio, un riarrangiamento esplosivo dei campi magnetici che porta a una forma di commutazione. "La riconnessione magnetica è un po' come le forbici e una pistola per saldatura combinate in una", ha detto Gary Zank, un fisico solare dell'Università dell'Alabama Huntsville. La linea aperta si aggancia al circuito chiuso, liberando un getto caldo di plasma dal circuito, mentre "incolla" i due campi in una nuova configurazione. Quell'improvviso scatto genera un attorcigliamento a forma di S nella linea del campo magnetico aperto prima che l'anello si richiuda, un po' come, ad esempio, il modo in cui un rapido scatto della mano invia un'onda a forma di S che viaggia lungo una corda.

Altri documenti di ricerca hanno esaminato come prendono forma i tornanti dopo i fuochi d'artificio della riconnessione. Spesso, questo significa costruire simulazioni matematiche, quindi confrontare i passaggi generati dal computer con i dati Parker Solar Probe. Se sono una corrispondenza ravvicinata, la fisica utilizzata per creare i modelli potrebbe aiutare a descrivere con successo la reale fisica dei tornanti.

Zank ha guidato lo sviluppo del primo modello di tornanti. Il suo modello suggerisce che non uno, ma due fruste magnetiche nascano durante la riconnessione: una viaggia verso la superficie solare e l'altra sfreccia nel vento solare. Come un filo elettrico formato da un fascio di fili più piccoli, ogni anello magnetico è costituito da molte linee di campo magnetico. "Quello che succede è che ciascuno di questi singoli fili si riconnette, quindi si produce un'intera serie di tornanti in un breve periodo di tempo", ha detto Zank.

Illustrazione di cinque teorie attuali che spiegano come si formano i tornanti. L'immagine non è in scala. Credito: Goddard Space Flight Center della NASA/Miles Hatfield/Lina Tran/Mary-Pat Hrybyk Keith

Zank e il suo team hanno modellato il primissimo switchback Parker Solar Probe osservato, il 6 novembre 2018. Questo primo modello si adattava bene alle osservazioni, incoraggiando il team a svilupparlo ulteriormente. I risultati del team sono stati pubblicati su The Astrophysical Journal il 26 ottobre 2020.

Un altro gruppo di scienziati, guidato dal fisico James Drake dell'Università del Maryland, concorda sull'importanza della riconnessione di interscambio. Ma differiscono quando si tratta della natura dei tornanti stessi. Laddove altri dicono che i tornanti sono un nodo in una linea del campo magnetico, Drake e il suo team suggeriscono che ciò che Parker sta osservando è la firma di una sorta di struttura magnetica, chiamata corda di flusso.

Nelle simulazioni di Drake, il nodo sul campo non è andato molto lontano prima di svanire. "Le linee del campo magnetico sono come elastici, a loro piace tornare alla loro forma originale", ha spiegato. Ma gli scienziati sapevano che i tornanti dovevano essere abbastanza stabili da viaggiare fino a dove Parker Solar Probe poteva vederli. D'altra parte, le funi di flusso, che si pensa siano componenti fondamentali di molte eruzioni solari, sono più robuste. Immagina un bastoncino di zucchero a strisce magnetiche. Questa è una corda di flusso: strisce di campo magnetico avvolte attorno a un fascio di più campo magnetico.

Drake e il suo team pensano che le funi di flusso potrebbero essere una parte importante nella spiegazione dei tornanti, dal momento che dovrebbero essere abbastanza stabili da viaggiare fino al punto in cui Parker Solar Probe le ha osservate. Il loro studio, pubblicato in Astronomia e Astrofisica l'8 ottobre 2020: getta le basi per la costruzione di un modello basato su funi di flusso per descrivere le origini dei tornanti.

Ciò che questi scienziati hanno in comune è che pensano che la riconnessione magnetica possa spiegare non solo come si formano i tornanti, ma anche come il vento solare si riscalda e si lancia fuori dal Sole. In particolare, i tornanti sono legati al vento solare lento. Ogni tornante spara una goccia di plasma caldo nello spazio. "Quindi ci chiediamo: "Se sommi tutte quelle esplosioni, possono contribuire alla generazione del vento solare?", ha detto Drake.

Dall'altra parte del dibattito ci sono gli scienziati che credono che i tornanti si formino nel vento solare, come sottoprodotto delle forze turbolente che lo agitano.

Jonathan Squire, fisico spaziale dell'Università di Otago in Nuova Zelanda, è uno di questi. Utilizzando simulazioni al computer, ha studiato come le piccole fluttuazioni del vento solare si sono evolute nel tempo. "Quello che facciamo è cercare di seguire un piccolo pacco di plasma mentre si sposta verso l'esterno", ha detto Squire.

Ogni pacco di vento solare si espande mentre sfugge al Sole, gonfiandosi come un pallone. Le onde che ondeggiano attraverso il Sole creano minuscole increspature in quel plasma, increspature che crescono gradualmente man mano che il vento solare si diffonde.

"Iniziano prima come oscillazioni, ma poi quello che vediamo è che mentre crescono ulteriormente, si trasformano in tornanti", ha detto Squire. "Ecco perché riteniamo che sia un'idea piuttosto avvincente: è semplicemente successo da solo nel modello". Il team non ha dovuto incorporare alcuna ipotesi sulla nuova fisica nei loro modelli: i tornanti sono apparsi basati su una scienza solare abbastanza concordata.

Il modello di Squire, pubblicato il 26 febbraio 2020, suggerisce che i tornanti si formino naturalmente mentre il vento solare si espande nello spazio. Le parti del vento solare che si espandono più rapidamente, prevede, dovrebbero anche avere più tornanti, una previsione già verificabile con l'ultimo set di dati Parker.

Altri ricercatori concordano sul fatto che i tornanti iniziano nel vento solare, ma sospettano che si formino quando i flussi veloci e lenti del vento solare si sfregano l'uno contro l'altro. Uno studio dell'ottobre 2020, condotto da Dave Ruffolo alla Mahidol University di Bangkok, in Thailandia, ha delineato questa idea.

Bill Matthaeus, coautore dell'articolo e fisico spaziale presso l'Università del Delaware a Newark, indica il taglio al confine tra flussi veloci e lenti. Questa divisione tra veloce e lento crea caratteristici vortici visti ovunque in natura, come i vortici che si formano quando l'acqua del fiume scorre intorno a una roccia. I loro modelli suggeriscono che questi vortici alla fine diventano tornanti, arricciando le linee del campo magnetico su se stessi.

Ma i vortici non si formano immediatamente: il vento solare deve muoversi abbastanza velocemente prima di poter piegare le sue linee del campo magnetico altrimenti rigide. Il vento solare raggiunge questa velocità a circa 8,5 milioni di miglia dal Sole. La previsione chiave di Mattheaus è che quando Parker si avvicina significativamente al Sole di così, cosa che dovrebbe accadere durante il suo prossimo passaggio ravvicinato a 6,5 ​​milioni di miglia dal Sole, il 29 aprile 2021, i tornanti dovrebbero scomparire.

"Se questa è l'origine, allora quando Parker si sposta nella corona inferiore questo taglio non può accadere", ha detto Mattheaus. "Quindi, i tornanti causati dal fenomeno che stiamo descrivendo dovrebbero scomparire".

Un aspetto dei tornanti che questi modelli del vento solare non hanno ancora simulato con successo è il fatto che tendono ad essere più forti quando ruotano in una particolare direzione, la stessa direzione della rotazione del Sole. Tuttavia, entrambe le simulazioni sono state create con un Sole fermo, non in rotazione, il che potrebbe fare la differenza. Per questi modellisti, incorporare la rotazione effettiva del Sole è il passo successivo.

Infine, alcuni scienziati pensano che i tornanti derivino da entrambi i processi, che iniziano con la riconnessione o il movimento del punto di appoggio al Sole, ma crescono solo nella loro forma finale una volta usciti dal vento solare. Un articolo pubblicato oggi da Nathan Schwadron e David McComas, fisici spaziali rispettivamente dell'Università del New Hampshire e della Princeton University, adotta questo approccio, sostenendo che i tornanti si formano quando i flussi di vento solare veloce e lento si riallineano alle loro radici.

Dopo questo riallineamento il vento veloce finisce "dietro" il vento lento, sulla stessa linea del campo magnetico. (Immaginate un gruppo di corridori su una pista da corsa, velocisti olimpici alle calcagna.) Questo potrebbe accadere in ogni caso dove si incontrano vento lento e veloce, ma soprattutto ai confini dei buchi coronali, dove nasce il vento solare veloce. Mentre i buchi coronali migrano attraverso il Sole, scivolando sotto i flussi di vento solare più lento, il punto di appoggio del vento solare lento si collega a una fonte di vento veloce. Il vento solare veloce corre dietro al flusso più lento che lo precede. Alla fine il vento veloce supera il vento più lento, invertendo la linea del campo magnetico e formando un tornante.

Schwadron pensa che anche il movimento dei buchi coronali e delle sorgenti del vento solare attraverso il Sole sia un pezzo chiave del puzzle. La riconnessione al bordo anteriore dei fori coronali, suggerisce, potrebbe spiegare perché i tornanti tendono a "zig" in un modo allineato con la rotazione del Sole.

"Il fatto che questi siano orientati in questo modo particolare ci sta dicendo qualcosa di molto fondamentale", ha detto Schwadron.

Sebbene inizi con il Sole, Schwadron e McComas pensano che quei flussi di riconnessione diventino solo tornanti all'interno del vento solare, dove le linee del campo magnetico del Sole sono abbastanza flessibili da raddoppiare su se stesse.

Mentre Parker Solar Probe si avvicina sempre di più al Sole, gli scienziati cercheranno avidamente indizi che supporteranno o smentiranno le loro teorie. "Ci sono idee diverse in giro", ha detto Zank. "Alla fine qualcosa andrà a finire".

J. Squire et al. Formazione di tornanti in situ nel vento solare in espansione, Il Giornale Astrofisico (2020). DOI: 10.3847/2041-8213/ab74e1

N.A. Schwadron et al. Spiegazione dei tornanti: Super-Parker Fields: l'altro lato della spirale di Sub-Parker, Il Giornale Astrofisico (2021). DOI: 10.3847/1538-4357/abd4e6


Le linee del campo magnetico sono a spirale per le galassie a spirale? Se no, allora come appare topologicamente? - Astronomia

La forza è la grandezza fondamentale per stimare l'importanza dinamica dei campi magnetici. L'ipotesi di equipartizione (Sezione 3.4) è l'unico metodo attualmente applicabile per misurare l'intensità totale del campo. Le misurazioni Zeeman diventeranno possibili nelle galassie a spirale con i futuri radiotelescopi, ma tracceranno campi solo su piccola scala.

La forza di equipartizione media (Eq. 4) di campi totali (corretto per l'inclinazione) per un campione di 74 galassie a spirale è Btot = 9 ± 2 µG (Niklas 1995). La forza media di 21 galassie luminose osservate tra il 2000 e il 2010 è Btot = 17 ± 3 µG (Fletcher 2010). Le galassie a spirale ricche di gas con alti tassi di formazione stellare, come M 51 (Fig. 5), M 83 (Fig. 7) e NGC 6946 (Fig. 13), hanno intensità di campo totale di 20� µG nella loro bracci a spirale. I campi totali più intensi di 50� µG si trovano in galassie starburst come M 82 (Adebahr et al. 2013), nelle 𠇊ntennae” NGC 4038/9 (Chyży & Beck 2004), negli starburst nucleari regioni come in NGC 253 (Heesen et al. 2011a) e nelle galassie barrate (Beck et al. 2005). In tali galassie, le perdite di energia dei CRE possono essere forti, tanto che i valori di equipartizione sono sottostimati (Sezione 3.4). Le galassie radio-deboli come M 31 (Fig. 11) e M 33 hanno campi magnetici totali più deboli (circa 6 µG). La somiglianza con i valori derivati ​​per la nostra Via Lattea con vari metodi (Sez. 5) dà fiducia che l'ipotesi di equipartizione è valida.

Intensità di campo di 0,5� mG sono state rilevate nelle galassie starburst dall'effetto Zeeman nella riga di emissione del megamaser OH alla lunghezza d'onda di 18 cm (Robishaw et al. 2008). Questi valori si riferiscono a nubi di gas altamente compressi e non sono tipici del mezzo interstellare diffuso.

La forza di campi ordinati nel piano del cielo, come osservato dall'emissione di sincrotrone polarizzato, varia fortemente tra le galassie, da 10� µG in M ​​51 e i bracci magnetici di NGC 6946 (Fig. 13) a circa 5 µG nell'anello di formazione stellare di M 31 (fig. 11). La forza media dei campi ordinati di 21 galassie luminose osservate dal 2000 è Bord,⊥ = 5 µG con una deviazione standard di 3 µG e un rapporto medio Bord,⊥ / Btot di 0,3 (Fletcher 2010).

L'unica osservazione profonda di una galassia Sa, M 104, con un prominente anello di polvere, ha rivelato campi magnetici ordinati, in parte regolari (Krause et al. 2006). Le galassie a spirale di tipo S0 e le galassie ellittiche senza nucleo attivo hanno pochissima formazione stellare e quindi difficilmente producono CRE che potrebbero emettere emissione di sincrotrone. Le galassie starburst irregolari mostrano solo macchie di campi ordinati (Heesen et al. 2011b). Finora non è stato possibile rilevare campi ordinati nelle galassie nane irregolari (Chyży et al. 2011).

L'importanza relativa delle varie forze in competizione nel mezzo interstellare può essere stimata confrontando le corrispondenti densità di energia. Le densità energetiche medie del campo magnetico totale (per lo più turbolento) e dei raggi cosmici totali, mediate in anelli di circa 1 kpc di larghezza, sono ≃ 10 � erg cm 𢄣 in NGC 6946 (Beck 2007), M 63, M 83, NGC 4736 (Basu & Roy 2013) e IC 342 (Fig. 3), e ≃ 10 � erg cm 𢄣 in M ​​33 (Tabatabaei et al. 2008). In tutte queste galassie la densità media di energia magnetica è simile alla densità media di energia cinetica dei moti turbolenti del gas neutro attraverso il disco di formazione stellare (assumendo una velocità turbolenta costante di 10 km s 𢄡 ) e circa 10 volte maggiore di quella del gas ionizzato caldo (ma ancora 500� volte inferiore alla densità di energia della rotazione generale del gas neutro). Questo risultato è simile a quello ottenuto per la Via Lattea (Cox 2005). L'ISM è un basso–β plasma (dove β è il rapporto tra le densità di energia termica e magnetica). I campi magnetici sono dinamicamente importanti.

Secondo la Fig. 3, Eturbo / Equesto ≫ 1, ovvero la turbolenza è supersonico. La turbolenza supersonica porta a urti e quindi alla dissipazione dell'energia cinetica in calore, fino a quando la turbolenza diventa transonica e il sistema raggiunge uno stato di equilibrio. L'osservazione della turbolenza supersonica può indicare che non viene mai raggiunto uno stato quasi stazionario. Tuttavia, è necessario considerare gli effetti del bias osservazionale. La densità energetica del gas caldo nell'ISM, trascurata in Fig. 3, è simile o leggermente maggiore di quella del gas caldo, a seconda del suo fattore di riempimento del volume (Ferrière 2001), quindi la sua inclusione non modificherebbe il risultato di cui sopra in modo significativo. Un altro bias è l'assunzione di una temperatura del gas costante Te. Se i raggi cosmici si propagano attraverso l'instabilità del flusso (Sez. 4.3), possono riscaldare il gas e aumentare Te nel disco esterno (Wiener et al. 2013).

Un altro messaggio importante dalla Fig. 3 (e analogamente dalle altre galassie studiate finora) è che la densità di energia magnetica diminuisce radialmente più lentamente della densità di energia cinetica e domina nel disco esterno della galassia, cioè la velocità di Alfvén vUNBtot / √ ρ è maggiore della velocità turbolenta e aumenta con il raggio, il che può causare effetti magnetici sulla curva di rotazione del gas (Elstner et al. 2014). Si noti che il rapporto tra l'energia magnetica e quella cinetica può essere anche più alto nel disco galattico esterno rispetto a quello mostrato in Fig. 3, perché le intensità del campo di equipartizione sono sottostimate a causa delle perdite di energia dei CRE (Sez. 3.4). Inoltre, la velocità turbolenta tende a diminuire con il raggio (Tamburro et al. 2009), il che aumenterebbe anche il rapporto tra energia magnetica e cinetica.

Possibili ragioni per cui l'equipartizione tra densità di energia magnetica e cinetica non regge all'interno delle galassie sono:

(1) il bilancio energetico o di pressione è valido tra il campo magnetico e la somma delle pressioni relative a tutti i componenti del gas (cinetico e termico) (Basu & Roy 2013)

(2) l'efficienza della dinamo su piccola scala aumenta dalla galassia interna a quella esterna

(3) l'instabilità magneto-rotazionale (MRI) porta a campi di super-equipartizione (Fig. 7 in Gressel et al. 2013)

(4) le intensità del campo di equipartizione sono sottostimate nella galassia interna e sovrastimate nella galassia esterna a causa della propagazione di CRE (vedi Sez. 3.4), appiattendo così il profilo della densità di energia magnetica.

Lo scenario (4) è supportato dall'analisi di immagini radio e IR (Berkhuijsen et al. 2013) e dalla correlazione incrociata basata su trasformate wavelet che si rompe al di sotto di una certa scala che può essere interpretata come la lunghezza di propagazione dei CRE (Tabatabaei et al 2013a). La propagazione di CRE in IC 342 sembra essere eccezionalmente veloce (Sezione 4.3).

La densità di energia del ordinato campo magnetico (Fig. 3) aumenta anche radialmente. Si può presumere che questo campo sia per lo più regolare, in modo da poter invocare la dinamo α − Ω che opera anche nel disco esterno delle galassie (Mikhailov et al. 2014). Sebbene l'attività di formazione stellare sia bassa nel disco esterno, l'instabilità magneto-rotazionale (MRI) può servire come fonte di turbolenza richiesta per l'azione della dinamo α − Ω (Sellwood & Balbus 1999 Gressel et al. 2013). In alternativa, i campi regolari generati nel disco interno potrebbero essere trasportati verso l'esterno dall'azione congiunta di una dinamo e diffusività turbolenta (Moss et al. 1998).

La misura misurabile lsyn di dischi di sincrotrone o aloni (vedi par. 4.13) ci fornisce informazioni sull'estensione del campo magnetico totale e sulla propagazione dei CRE. In condizioni di equipartizione energetica, la lunghezza della scala esponenziale radiale del campo totale in un disco di galassie leggermente inclinate (o l'altezza della scala esponenziale verticale in un alone di galassie quasi di taglio) è lB ≥ (3+α) lsyn, dove α≃ 0.9 è l'indice spettrale di sincrotrone. La lunghezza della scala lCR (o altezza di scala) dei raggi cosmici totali è la metà di questo valore. Questi sono limiti inferiori perché i CRE perdono la loro energia con la distanza dal disco di formazione stellare, così che l'ipotesi di equipartizione fornisce valori troppo piccoli per l'intensità del campo (Sezione 3.4). Le lunghezze di scala dei dischi di sincrotrone di tipicamente lsyn 𢐳𢄥 kpc a 20 cm di lunghezza d'onda (Beck 2007 Basu & Roy 2013 Mulcahy et al. 2014) resa lB ≃ 12� kpc e lCR ≃ 6𢄩.5 kpz. La vicina galassia IC 342 (Fig. 6) rivela una lunghezza di scala di sincrotrone eccezionalmente grande di circa 16 kpc (Beck 2015).

La lunghezza della scala radiale e la sua dipendenza dalla frequenza ci danno un'idea generale della velocità e del tipo di propagazione del CRE. A lunghezze d'onda di 𢙑 m, le perdite di sincrotrone e Compton inverso sono più deboli che a lunghezze d'onda più corte, in modo che i CRE possano diffondersi ulteriormente verso l'esterno dalle loro posizioni di origine. Questo è chiaramente visibile in M ​​31 e M 33 (Berkhuijsen et al. 2013). L'immagine LOFAR della galassia M 51 a 2 m di lunghezza d'onda rivela un irripidimento della distribuzione radiale dell'emissione di sincrotrone, situata a circa 10 kpc di raggio, oltre la netta diminuzione della velocità di formazione stellare, indicando una lunghezza di propagazione di pochi kpc ( Mulcahy et al. 2014). La dipendenza dalla frequenza della lunghezza della scala favorisce la propagazione diffusiva nei casi di M 51 e diverse altre galassie (Basu & Roy 2013 Berkhuijsen et al. 2013 Mulcahy et al. 2014) e il trasporto convettivo veloce in IC 342 (Beck 2015).

I campi galattici possono estendersi ulteriormente nello spazio intergalattico di quanto non sia visibile nelle immagini radio di sincrotrone. Una grande lunghezza della scala radiale significa che i campi magnetici possono influenzare la rotazione globale del gas nelle parti esterne delle galassie a spirale, forse spiegando una parte dell'appiattimento delle curve di rotazione (Battaner & Florido 2007 Elstner et al. 2014).

Il continuo radio e le emissioni infrarosse delle galassie sono strettamente correlate.

In primo luogo, a globale esiste una correlazione tra la luminosità integrata nella galassia dell'emissione totale del continuo radio a circa 20 cm di lunghezza d'onda (frequenze di circa 1 GHz), che è principalmente di origine di sincrotrone, e la luminosità infrarossa (IR) delle galassie che formano stelle. Questa è una delle correlazioni più strette conosciute in astronomia. La correlazione si estende su cinque ordini di grandezza (Bell 2003), è leggermente non lineare in scala log-log (Bell 2003 Pierini et al. 2003) con un esponente di 1,09 ± 0,05 (Basu et al. 2015) ed è valida in galassie starburst a redshift di almeno quattro (Seymour et al. 2008), senza prove di evoluzione con redshift fino a 1.2 (Basu et al. 2015). Poiché la correlazione tra la radiotermia e la luminosità IR dovrebbe essere strettamente lineare, l'esponente della correlazione non termica (sincrotrone)–IR è più ripida di 1,1. Si prevede una rottura dell'emissione di sincrotrone e della sua correlazione con l'IR oltre un redshift critico quando la perdita di Compton inversa dei CRE domina la perdita di sincrotrone questo redshift critico ci darà informazioni sull'evoluzione del campo nelle giovani galassie (Schleicher & Beck 2013).

Nelle galassie con forti campi magnetici, ad es. nelle galassie starburst, i CRE possono perdere la loro energia per perdita di sincrotrone all'interno del disco galattico (𠇎pton modello calorimetrico”, Völk 1989), dove la correlazione è lineare e dovuta alla generazione congiunta di CRE e UV che riscaldano la polvere fotoni nelle regioni di formazione stellare, indipendenti dal campo magnetico. Nelle galassie di tipo Via Lattea, i campi magnetici sono fondamentali per comprendere la correlazione. Niklas & Beck (1997) hanno proposto un modello 𠇎quipartition”, in cui i campi magnetici totali (per lo più turbolenti), i raggi cosmici, la densità del gas e la formazione stellare sono correlati e hanno previsto una correlazione non lineare di sincrotrone–IR con un esponente di circa 1,3, in buon accordo con le osservazioni.L'analisi più dettagliata di Lacki et al. (2010) hanno identificato molteplici meccanismi di feedback che non sono ancora completamente compresi.

In secondo luogo, le intensità radio e IR totali entro anche le galassie sono altamente correlate, ma con un esponente minore, a causa della propagazione di CRE (Berkhuijsen et al. 2013). La propagazione del CRE è anche responsabile dell'appiattimento del profilo della densità di energia dei raggi cosmici in Fig. 3. L'esponente della correlazione è risultato essere diverso nella regione centrale, nei bracci di spirale e nelle regioni interbraccio in diverse galassie vicine (Dumas et al. 2011 Basu et al. 2012) e differisce anche tra le galassie a causa delle differenze nella lunghezza di diffusione dei CRE (Berkhuijsen et al. 2013 Tabatabaei et al. 2013a).

Il campo magnetico e la sua struttura giocano un ruolo importante nella comprensione della correlazione (Tabatabaei et al. 2013a Tabatabaei et al. 2013b). La correlazione del sincrotrone–IR può essere presentata come una correlazione tra l'intensità di campo totale Btot e densità superficiale del tasso di formazione stellare ΣSFR con un esponente di 0,18 ± 0,01 all'interno di NGC 4254 (Chyży 2008), 0,14 ± 0,01 all'interno di NGC 6946 (Fig. 4) e 0,30 ± 0,02 (globalmente e localmente) per un campione di 17 spirali galassie (Heesen et al. 2014). Un esponente molto simile ci si aspetta da considerazioni teoriche (Schleicher & Beck 2013).

La legge di Kennicutt-Schmidt ΣSFR ∝ Σgas no è valido all'interno delle galassie, con no𢐱.0 per il gas molecolare e no 𢐱.5 per il gas atomico (Bigiel et al. 2008). 4 Allora la relazione di cui sopra Btot ∝ ΣSFR 0,30 corrisponde a Btot ∝ Σgas 0,30 se domina il gas molecolare, ad es. nelle regioni interne della maggior parte delle galassie a spirale, e Btot ∝ Σgas 0.45 nelle regioni esterne dominate dal gas atomico.

I campi turbolenti nei bracci a spirale sono probabilmente generati da moti turbolenti di gas legati all'attività di formazione stellare (Sez. 2). La dinamo a piccola scala prevede l'equipartizione tra densità di energia magnetica e cinetica (Btot ∝ ρ 0.5 , assumendo vturbo = const), che è supportato dai valori medi osservati di un campione di galassie (Niklas & Beck 1997). Tuttavia, all'interno di una galassia il rapporto tra queste densità di energia diminuisce (Fig. 3), il che è coerente con un esponente di <0.5 trovato dal ΣSFR dati (vedi sopra). Possibili ragioni per cui l'equipartizione tra densità di energia magnetica e cinetica vale in media tra le galassie, ma non all'interno delle galassie, sono state discusse nella Sez. 4.2.

La correlazione tra la luminosità del continuo radio e la gas molecolare (tracciato dalla sua emissione della linea di CO) è altrettanto stretto della correlazione radio–IR ed è anche non lineare, con una pendenza di 1,31 ± 0,09 (Liu & Gao 2010). La correlazione tra il continuum radio del sincrotrone e le intensità di CO, osservata con una risoluzione di 60 pc all'interno della galassia a spirale M 51 (Schinnerer et al. 2013), sembra essere più stretta della correlazione radio–IR e potrebbe essere quella fondamentale. Gran parte del gas molecolare nei bracci a spirale di M 51 non è direttamente associato alla formazione stellare massiccia in corso, il che implica che la formazione stellare non può essere l'unica causa della relazione radio𠄼O. O l'emissione di sincrotrone emerge da CRE secondari che sono prodotti nell'interazione dei protoni di raggi cosmici con il materiale molecolare denso (Murgia et al. 2005), o l'emissione di sincrotrone proviene da CRE primari in forti campi magnetici accoppiati al gas denso ( Niklas & Beck 1997), in connessione con la rapida diffusione dei CRE lungo i bracci a spirale. Osservazioni ad alta risoluzione di galassie vicine (ad esempio con SKA e ALMA) possono fornire le informazioni necessarie sull'accoppiamento tra campi magnetici e gas su piccola scala, per verificare quale delle origini proposte per la correlazione sia effettivamente vera.

In contrasto con il campo turbolento, il campo ordinato è o non correlato con il tasso di formazione stellare (Fig. 4) o anticorrelato nelle regioni interbraccio, dove il tasso di formazione stellare è basso (Frick et al. 2001).

Il risultato più sorprendente dell'osservazione di campi ordinati (regolari e/o anisotropi) con l'aiuto dell'emissione di sincrotrone polarizzata è che modelli a spirale si trovano in quasi tutte le galassie a spirale (Beck & Wielebinski 2013), nelle galassie con un anello di formazione stellare ( Chyży & Buta 2008), in galassie flocculanti senza bracci di spirale gassosa (Soida et al. 2002), nelle regioni centrali delle galassie (Fig. 17) e negli anelli di gas circumnucleari delle galassie barrate (Fig. 16).

Nelle galassie con onde di forte densità come M 51 (Fig. 5) e M 83 (Fig. 7) si verificano campi ordinati potenziati ai bordi interni dei bracci ottici interni dove il gas molecolare freddo è più denso (Patrikeev et al. 2006). Questi sono probabilmente campi turbolenti anisotropi generati dalla compressione dell'onda di densità. Un'analisi delle dispersioni degli angoli di radiopolarizzazione alla lunghezza d'onda di 6 cm in M ​​51 mostra che il rapporto delle lunghezze di correlazione parallele e perpendicolari al campo magnetico ordinato locale è di circa due (Houde et al. 2013).

Nelle galassie senza onde di forte densità i campi ordinati non coincidono con i bracci a spirale gassosi o ottici. Il grado tipico di radiopolarizzazione a piccole lunghezze d'onda è solo una piccola percentuale all'interno dei bracci a spirale, quindi il campo nei bracci a spirale deve essere per lo più aggrovigliato o orientato casualmente all'interno del raggio del telescopio su scale di pochi 10 pc (Eq. 7).

I campi ordinati sono i più forti (10� µG) nelle regioni fra i bracci a spirale e orientati parallelamente ai bracci a spirale adiacenti. In alcune galassie si formano braccia magnetiche, come in NGC 6946 (Fig. 13), con gradi di polarizzazione eccezionalmente elevati fino al 50%. Questi sono probabilmente generati dalla dinamo α − Ω (Sez. 4.9).

Il campo magnetico ordinato nella galassia IC 342 rivela diversi bracci di polarizzazione a spirale di diversa origine (Fig. 6). In contrasto con NGC 6946, c'è solo un rudimentale braccio magnetico in una regione interbraccio a nord-ovest, probabilmente a causa della più debole azione della dinamo in IC 342 (Sez. 4.9). Un braccio di polarizzazione stretto di circa 300 pz di larghezza, spostato verso l'interno rispetto al braccio interno ad est della regione centrale di circa 200 pz, indica che i campi magnetici sono compressi da un'onda di densità, come in M ​​51. Un ampio braccio di polarizzazione di 300& #X2013500 La larghezza del pc attorno al braccio ottico nord mostra variazioni sistematiche nelle misure di emissione polarizzata, angoli di polarizzazione e rotazione di Faraday su una scala di circa 2 kpc, indicative di un tubo di flusso elicoidale generato dall'instabilità di Parker (Sez. 4.10). Diversi bracci di polarizzazione ampi nella galassia esterna coincidono con i bracci a spirale nel gas neutro totale.

A lunghezze d'onda di circa 20 cm, la maggior parte dell'emissione polarizzata dal lato opposto del disco e dell'alone è Faraday-depolarizzata e l'emissione dal lato anteriore domina. Una sorprendente asimmetria dell'emissione polarizzata si verifica lungo l'asse maggiore di 12 galassie a spirale con inclinazioni inferiori a circa 60 ∘. L'emissione è sempre molto più debole intorno al lato cinematicamente sfuggente (velocità radiali positive) dell'asse maggiore (Urbanik et al. 1997 Braun et al. 2010 Vollmer et al. 2013). Questa asimmetria è ancora visibile alla lunghezza d'onda di 11 cm, ma scompare a lunghezze d'onda più piccole dove l'emissione polarizzata dal lato opposto diventa osservabile. Nelle galassie fortemente inclinate, entrambi i lati dell'asse maggiore diventano Faraday-depolarizzati a circa 20 cm. La modellazione di una combinazione di campi disco e alone, come previsto dai modelli dinamo α − Ω (sezione 2), può spiegare l'asimmetria (Braun et al. 2010).

A lunghezze d'onda ancora maggiori, gli effetti di Faraday depolarizzano quasi completamente l'emissione di sincrotrone. Con l'aiuto di Faraday Synthesis applicato a dati di 90 cm dal Westerbork Synthesis Radio Telescope, è stato misurato un grado di polarizzazione medio estremamente basso di 0,21 ± 0,05% nella formazione di stelle “ring” di M 31 (Gieß& #XFCbel et al.2013). Nessuna emissione polarizzata è stata rilevata da M 51 con il Low Frequency Array (LOFAR) a circa 2 m di lunghezza d'onda – La depolarizzazione totale di Faraday si verifica a lunghezze d'onda così lunghe (Mulcahy et al. 2014).

Nella teoria della dinamo a campo medio, l'angolo di inclinazione medio del campo magnetico a spirale pB e l'angolo di beccheggio medio dei bracci a spirale gassosa pun non sono correlati, mentre si osserva che sono approssimativamente simili in un campione limitato di galassie (Fig. 9). Anche all'interno delle galassie gli angoli di pitch magnetici sono simili agli angoli di pitch delle strutture del braccio di spirale gassosa e di quelli dell'intensità polarizzata, tracciando le strutture del campo ordinato (es. Fig. 6). In IC 342 l'angolo di pitch magnetico |pB| decresce con il raggio (Fig. 10), seguendo l'angolo di inclinazione delle strutture a spirale gassosa (Beck 2015).

La formazione di bracci a spirale e modelli magnetici a spirale sembra essere correlata, come previsto, ad es. per le onde di densità MHD (Lou et al. 1999). Angoli di inclinazione quasi identici indicherebbero l'allineamento del campo con le strutture del gas per taglio o compressione in onde di densità. Tuttavia, sulla base delle trasformazioni wavelet anisotrope, è stato rilevato uno spostamento sistematico nella galassia barrata M 83 (Fig. 7), nel senso che |pB| è maggiore di |pun| di circa 20 ∘ (Fig. 8). Risultati simili sono stati trovati in altre galassie. Tali differenze possono essere considerate come una firma dell'azione dinamo α − Ω (Sezione 4.8).

Nell'approssimazione del disco sottile della dinamo α − Ω, l'angolo di pitch magnetico è dato da |pB| = (Rα / RΩ) 1/2 , dove Rα e RΩ sono i numeri della dinamo (Shukurov 2005). Stime semplificate per i numeri di dinamo e una curva di rotazione piatta, che è valida oltre un raggio di circa pochi kpc nella maggior parte delle galassie a spirale, danno |pB| = d / H, dove d è la scala della turbolenza (circa 50 pc, vedere Fletcher et al. 2011), e H è l'altezza della scala del gas ionizzato. Le altezze di scala dei dischi H I nelle galassie a spirale aumentano radialmente (Bagetakos et al. 2011). Si può ipotizzare che anche il disco di gas ionizzato divampa (ad esempio ipotizzato nel modello di Gressel et al. (2013)), il che spiegherebbe la diminuzione di |pB| osservato in molte galassie. In caso affermativo, la variazione radiale di |pB| in IC 342 (Fig. 10) indica che l'altezza della scala H è approssimativamente costante fino a 12 ′ (circa 12 kpc) di raggio e poi aumenta. In alternativa, l'angolo di inclinazione magnetico può essere influenzato da flussi di gas, ad esempio da flussi in uscita che diventano più deboli verso il disco esterno e possono diminuire il numero effettivo di dinamo (Shukurov et al. 2006).

I campi a spirale possono essere generati dalla compressione nei bracci a spirale, dal taglio nelle regioni interbraccio o dall'azione della dinamo (Sez. 2). La misurazione della rotazione di Faraday (par. 3.6) è cruciale per distinguere tra questi meccanismi. Modelli sinusoidali su larga scala delle misure di rotazione di Faraday (RM) lungo l'angolo azimutale nel piano della galassia (modalità) sono firme di campi regolari generati dalla dinamo α − Ω e possono essere identificati in RM derivate dall'emissione polarizzata dai dischi galattici a diverse frequenze (Krause 1990) o in dati RM di sorgenti di fondo polarizzate (Stepanov et al. 2008). Se più modi sono sovrapposti, è necessaria un'analisi di Fourier della variazione di RM con l'angolo azimutale. La risoluzione e la sensibilità delle odierne osservazioni radio sono sufficienti per identificare le modalità 2𠄳.

I dischi di una dozzina di galassie a spirale vicine rivelano schemi RM su larga scala. La galassia di Andromeda M 31 (Fig. 11) è il prototipo di un campo del disco a spirale assialsimmetrico generato da dinamo, con una sorprendente variazione sinusoidale RM lungo l'anello di formazione stellare (Fig. 12), che è una forte indicazione di una spirale assisimmetrica campo (modalità m = 0) (Fletcher et al. 2004). Altri candidati per un campo del disco assisimmetrico dominante sono le vicine spirali IC 342 (Sokoloff et al. 1992 Beck 2015) e NGC 253 (Heesen et al. 2009b). Il campo assisimmetrico nella Grande Nube di Magellano (LMC) irregolare è quasi azimutale (cioè piccoli angoli di beccheggio) (Gaensler et al. 2005 Mao et al. 2012). Campi a spirale bisimmetrici dominanti (modalità m = 1) sono rari, come previsto dai modelli dinamo, ma forse esistono in M ​​81 (Krause et al. 1989 Sokoloff et al. 1992). La rotazione di Faraday in NGC 6946 e in altre galassie simili con bracci magnetici può essere descritta da una sovrapposizione di due modi azimutali (m = 0 e m = 2) con ampiezze circa uguali, dove il quadrisimmetrico (m = 2) la modalità è sfasata rispetto all'onda di densità (Beck 2007). Per molte altre galassie, tre modi (m = 0, 1 e 2) sono necessari per descrivere i dati (Tabella 2).

Lo schema a spirale dei campi magnetici non può essere esclusivamente il risultato dell'azione della dinamo α − Ω. Se il bellissimo pattern a spirale di M 51 visto in radiopolarizzazione (Fig. 5) fosse dovuto solo a un campo regolare nel disco, la sua componente della linea di vista dovrebbe generare un cospicuo pattern su larga scala in RM, ma questo non si osserva (Fletcher et al. 2011). Ciò significa che una grande quantità del campo ordinato è turbolento anisotropo e probabilmente generato dalla compressione e dal taglio dei flussi di gas non assialsimmetrici nel potenziale d'onda di densità. Il campo turbolento anisotropo è più forte nelle posizioni delle strisce di polvere prominenti sul bordo interno dei bracci a spirale interni del gas, a causa della compressione dei campi turbolenti nello shock dell'onda di densità. Un campo regolare (composto da modi m = 0 e m = 2) esiste anche nel disco di M 51, ma è molto più debole del campo turbolento anisotropo (Fletcher et al. 2011). In particolare, RM tra lunghezze d'onda di 18 cm e 22 cm, che tracciano solo l'emissione polarizzata dalle regioni più vicine all'osservatore, mostrano un modello su larga scala che indica un campo regolare nell'alone di M 51 (Heald et al. 2009 Fletcher et al. 2011 Mao et al. 2015).

Il campo regolare su larga scala nella vicina galassia IC 342 è altrettanto debole come in M ​​51. È visibile solo nel modello di RM ottenuto dalle immagini Effelsberg a bassa risoluzione (Beck 2015), mentre gli RM derivano dal modello a risoluzione più alta Le immagini VLA (Fig. 14) sono circa 10 volte più grandi. La direzione del campo cambia lungo il braccio di spirale settentrionale (Sez. 4.10).

Le regioni centrali di M 31 (Fig. 11) e IC 342 (Fig. 17) ospitano campi a spirale regolari che sono scollegati dai campi del disco (Gießﲾl & Beck 2014 Beck 2015). Poiché la direzione della componente del campo radiale è rivolta verso l'esterno, opposta a quella del campo del disco, in queste galassie sembrano operare due dinamo separate.

Nei dischi di molte altre galassie non è stato trovato alcun modello chiaro di rotazione di Faraday. O diversi modi di ordine elevato sono sovrapposti e non possono essere distinti con la sensibilità e la risoluzione limitate dei telescopi attuali, oppure la scala temporale per la generazione di modi su larga scala è più lunga della vita della galassia (Arshakian et al. 2009). Anche l'iniezione di campo da una forte attività di formazione stellare può perturbare la generazione di un campo regolare su larga scala (Moss et al. 2012).

Mentre le simmetrie azimutali dei campi magnetici regolari sono state ben osservate in molte galassie (Tabella 2), la simmetria verticale (pari o dispari) è molto più difficile da determinare. Il campo dei modi di simmetria dispari inverte il suo segno sopra e sotto il piano galattico. Il tipo di simmetria è meglio visibile nelle galassie fortemente inclinate, tramite i segni RM sopra e sotto il piano della galassia. Nelle galassie leggermente inclinate gli RM dell'emissione polarizzata diffusa dai campi a simmetria pari e dispari differiscono di un fattore di circa due, che è difficile da misurare, mentre gli RM delle sorgenti di fondo sono vicini allo zero per la simmetria pari (perché i contributi RM da le due metà si annullano) ma grande per dispari simmetria. Le RM di fondo nell'area della Grande Nube di Magellano (LMC) indicano un campo a simmetria uniforme (Mao et al. 2012). Indicazioni per modelli di simmetria uniforme sono state trovate in NGC 891 (Krause 2009) e NGC 5775 (Soida et al. 2011).

I dati polarimetrici Spectro– delle galassie a spirale sono ancora rari e l'applicazione della Sintesi di Faraday (Sect. 3.6) è appena iniziata (es. Gießﲾl et al. 2013 Mao et al. 2015). Lo spettro di Faraday riflette la distribuzione dei campi magnetici regolari, del gas termico e dei CRE e in linea di principio consente la tomografia dell'ISM nel disco e nell'alone. Tuttavia, gli spettri di Faraday non hanno una semplice corrispondenza con le proprietà fisiche e non possono fornire un'interpretazione diretta, come dimostrato dai modelli di Ideguchi et al. (2014).

Le osservazioni forniscono diverse evidenze qualitative per l'azione delle dinamo nelle galassie a spirale:

(1) La stretta correlazione radio–IR (Sezione 4.4) e la somiglianza delle densità di energia cinetica e magnetica (Fig. 3) indicano l'amplificazione del campo da moti turbolenti del gas generati dai processi di formazione stellare (Tabatabaei et al. 2013b Schleicher & Beck 2013).

(2) Gli schemi a spirale magnetica osservati finora in tutte le galassie a spirale indicano un disaccoppiamento generale tra i campi magnetici e il flusso di gas (quasi circolare) dovuto alla diffusività magnetica. L'angolo di inclinazione magnetico devia sistematicamente da quello delle strutture a spirale (ad esempio in M ​​83, Fig. 8), come previsto dalla dinamo α − Ω. Esistono anche modelli a spirale magnetica nelle galassie flocculanti (Sezione 4.14). Al momento, nessun altro modello può spiegare gli schemi a spirale magnetica nei vari tipi di galassie.

(3) Finora sono stati osservati campi regolari su larga scala in tutte le galassie a spirale (Tabella 2), un risultato importante che dà un forte indizio sull'azione delle dinamo α − Ω. Finora non esiste un modello alternativo.

(4) Confrontando i segni della distribuzione RM e il campo di velocità su entrambi i lati dell'asse maggiore di una galassia, si possono distinguere le direzioni verso l'interno e verso l'esterno della componente radiale del campo a spirale assisimmetrico (Krause & Beck 1998). I modelli Dynamo prevedono che entrambi i segni dovrebbero avere la stessa probabilità, il che è confermato dalle osservazioni. I campi assialsimmetrici di M 31, IC 342, NGC 253 e la componente assisimmetrica del campo in NGC 6946 puntano verso l'interno, mentre quelli di NGC 891, NGC 4254 e NGC 5775 (Krause 2009), e la componente assisimmetrica del campo del disco in M 51 (Fletcher et al. 2011) puntano verso l'esterno.

Un grande sforzo di confronti quantitativi tra quantità osservabili e previsioni è stato eseguito da Van Eck et al. (2015). Identificare la forma precisa della connessione tra proprietà magnetiche e altre proprietà galattiche non è semplice perché i parametri possono combinarsi per produrre ridimensionamenti non banali.Ad esempio, sono stati proposti diversi meccanismi fisici per fornire la saturazione della crescita del campo nei modelli di dinamo, come l'equilibrio tra forze magnetiche e cinetiche (turbolente), l'equilibrio tra forze di Coriolis e Lorentz, o deflussi di gas caldo che trasportano forze magnetiche su piccola scala campi fuori dal disco al fine di preservare l'equilibrio dell'elicità magnetica. Questi meccanismi di saturazione non lineare dipendono in modo diverso da parametri galattici, come velocità di formazione stellare, densità del gas, velocità di rotazione e taglio rotazionale.

Dal loro campione di 20 galassie ben osservate, Van Eck et al. (2015) hanno trovato una relazione statisticamente significativa dell'intensità del campo magnetico totale con la densità superficiale del gas molecolare e la densità superficiale del tasso di formazione stellare, confermando i risultati precedenti (sezione 4.4). L'unica altra relazione significativa è stata trovata tra l'angolo di inclinazione magnetico e la forza della spirale assialsimmetrica (m = 0) componente del campo regolare: un campo più stretto ha una componente ASS più forte. Tuttavia, IC 342 non si adatta a questa relazione ha un campo a spirale strettamente avvolto (Fig. 10), ma solo una debole componente assialsimmetrica (Beck 2015).

In conclusione, le dinamo certamente operano in tutte le galassie a spirale, ma anche altri processi stanno amplificando e modellando il campo. Le onde di densità MHD comprimono e allineano il campo lungo i bracci a spirale gassosi. I flussi di gas non assialsimmetrici attorno ai bracci e alle barre a spirale sono linee di campo di taglio. Le instabilità di Parker formano anelli di campo attorcigliati elicoidalmente che si avvolgono attorno a bracci a spirale. Per misurare l'importanza di questi effetti concorrenti o cooperanti, è necessario determinare le relazioni di scala fondamentali tra le proprietà dei campi magnetici e gli altri parametri galattici, sulla base di osservazioni radio di un gran numero di galassie con elevata risoluzione angolare.

Sorprendentemente, nella maggior parte delle galassie a spirale osservate finora vengono rilevate le più alte intensità polarizzate (cioè i campi ordinati più forti) fra i bracci ottici, riempiendo una grande frazione dello spazio interbraccio, a volte concentrati in bracci magnetici, come in NGC 6946 (Fig. 13). La galassia a spirale del cielo meridionale NGC 2997 ospita campi magnetici compressi ai bordi interni dei bracci materiali, così come un braccio magnetico ben sviluppato (Han et al. 1999). Le forti onde di densità in NGC 2997 portano ad alti gradi di polarizzazione a 6 cm di lunghezza d'onda, tipicamente del 25% sul bordo interno del braccio settentrionale, simili a quelli in M ​​51 (Fletcher et al. 2011). Il grado di polarizzazione del braccio magnetico del 40% e la sua lunghezza di almeno 10 kpc sono simili ai valori in NGC 6946 e sono molto più alti che in IC 342 (Beck 2015). Come IC 342, M 51 ha un braccio magnetico corto e rudimentale con un basso grado di polarizzazione (Fletcher et al. 2011). NGC 1566 mostra le tracce di un braccio magnetico nel sud-est (Ehle et al. 1996), ma la risoluzione angolare di queste osservazioni radio era troppo grossolana per rilevare chiaramente i bracci magnetici. Nelle grandi galassie sbarrate, i campi magnetici ordinati riempiono anche la maggior parte dello spazio interbraccio, ad es. in NGC 2442 (Harnett et al. 2004), NGC 1097 e NGC 1365 (Beck et al. 2005), ma non formano bracci magnetici ben definiti.

Diversi meccanismi sono stati proposti per spiegare l'alto grado di ordine di campo nelle regioni interbraccio:

(1) Corde del campo magnetico come risultato di un'instabilità di galleggiabilità magnetica in un plasma turbolento ad alto–β (Kleeorin & Rogachevskii 1990), tuttavia, l'ISM delle galassie è un plasma a basso–β, il che significa che la pressione termica è inferiore alla pressione magnetica (Sez. 4.2)

(2) onde di densità MHD lente nella regione interna rigidamente rotante di una galassia (Lou et al. 1999 Poedts & Rogava 2002) tuttavia, onde di densità MHD lente in 3D possono essere soggette alle instabilità di Parker e di taglio (Foglizzo & Tagger 1995)

(3) azione più efficiente della dinamo a campo medio tra i bracci ottici a causa della minore velocità turbolenta nelle regioni interbraccio (Moss 1998 Shukurov 1998), tuttavia, la velocità turbolenta osservata non è inferiore nelle regioni interbraccio (es. in IC 342, Crosthwaite et al. 2001)

(4) introduzione di un tempo di rilassamento della risposta magnetica nell'equazione della dinamo, che porta a uno sfasamento tra il materiale e i bracci a spirale magnetici (Chamandy et al. 2013a Chamandy et al. 2013b) tuttavia, i bracci magnetici risultanti sono limitati a una regione relativamente piccola attorno al raggio di corotazione e hanno un angolo di inclinazione molto più piccolo rispetto ai bracci gassosi

(5) deriva dei campi magnetici rispetto ai bracci gassosi in un flusso di gas non assialsimmetrico causato da una perturbazione a spirale (Otmianowska-Mazur et al. 2002) o da una barra (Kulpa-Dybeł et al. 2011)

(6) indebolimento della dinamo di campo medio nei bracci materiali mediante iniezione continua e amplificazione di campi turbolenti da parte di fronti d'urto di supernova (Moss et al. 2013 Moss et al. 2015)

(7) indebolimento della dinamo di campo medio nei bracci materiali da deflussi guidati dalla formazione di stelle (Chamandy et al. 2015)

(8) bracci magnetici come fenomeno transitorio durante l'evoluzione dei campi magnetici galattici, possibilmente correlato alla breve durata di vita dei modelli a spirale osservati nelle simulazioni numeriche (ad es. (Dobbs & Baba 2014).

I modelli (5) – (8) sono promettenti. Tuttavia, questi modelli sono semplificati e considerano le perturbazioni gravitazionali o l'azione della dinamo. Mancano ancora modelli MHD autoconsistenti di galassie, incluso il potenziale gravitazionale con perturbazioni a spirale e l'azione della dinamo a campo medio.

L'origine del rudimentale braccio magnetico in IC 342 (Fig. 6) merita una trattazione dettagliata. L'assenza di lunghi bracci magnetici in IC 342 è sorprendente viste le apparenti somiglianze tra IC 342 e NGC 6946, come la curva di rotazione e la densità superficiale di formazione stellare ΣSFR (Calzetti et al. 2010). L'evoluzione di un pattern magnetico a spirale in IC 342 può essere ostacolata dalla possibile interazione mareale con il Gruppo Locale (Buta & McCall 1999) e/o dal complesso pattern a spirale nel gas di IC 342, descritto da una sovrapposizione di due - e un modello a spirale a quattro braccia con diverse velocità del modello (Meidt et al. 2009), che può portare a un modello a spirale instabile. La dinamo a campo medio richiede almeno alcuni periodi di rotazione per costruire un campo regolare (es. Moss et al. 2012). Una breve durata di un modello stabile potrebbe non consentire la formazione di bracci magnetici.

Anche lo schema a spirale nel gas di M 51 è distorto e di breve durata, così che potrebbero svilupparsi solo un debole campo regolare su larga scala e un rudimentale braccio magnetico. D'altra parte, NGC 6946 ha un modello a spirale a due braccia con una velocità del modello ben definita (Fathi et al. 2007), il campo a spirale si estende dolcemente nella regione centrale (Beck 2007) e il campo regolare su larga scala è forte (Ehle & Beck 1993). In sintesi, l'esistenza di bracci magnetici può indicare uno schema di bracci a spirale stabile su diversi periodi di rotazione galattica, che potrebbe non essere indicato in IC 342.

La maggior parte dei modelli di perturbazioni gravitazionali a spirale in stelle e gas hanno finora trascurato l'effetto dei campi magnetici. D'altra parte, l'unico modello a dinamo per l'amplificazione e l'ordinamento dei campi magnetici comprese le perturbazioni a spirale della densità e della velocità del gas è il modello cinematico di Otmianowska-Mazur et al. (2002), in cui non è stata inclusa la controreazione del giacimento sul flusso di gas. Il modello MHD di Pakmor & Springel (2013) include l'autogravità e le perturbazioni a spirale, ma nessuna azione della dinamo a campo medio. C'è urgente bisogno di una sinergia tra questi approcci per ottenere una descrizione completa dell'ISM magnetizzato in evoluzione nelle galassie

IC 342 è una delle galassie a spirale vicine meglio studiate. Il suo disco radio a piccola distanza e luminoso consente studi dettagliati del campo magnetico che sono ancora impossibili nella maggior parte delle altre galassie.

Le misure di rotazione di Faraday (Fig. 14) si trovano a variare periodicamente lungo il braccio radio spirale settentrionale più prominente. La distanza media tra gli estremi corrisponde a circa 2,1 kpc. Questa caratteristica può essere interpretata come un anello magnetico (instabilità di Parker) che si estende dal disco della galassia e dal piano del cielo, dando origine a uno schema periodico in RM. Una curvatura regolare del campo fuori dal piano dovrebbe portare a minimi di intensità polarizzata (tracciando la componente del campo nel piano del cielo) in luoghi in cui |RM| (tracciando la componente del campo lungo la linea di vista) è al massimo. I minimi di intensità polarizzata si verificano approssimativamente nelle posizioni degli estremi in RM, con una distanza simile tra i massimi o i minimi di circa 2,2 kpc.

Questa è la seconda indicazione di un anello di Parker nel campo magnetico di una galassia vicina, dopo M 31 (Beck et al. 1989). I modelli numerici di Kim et al. (2002) (che assumono β = 1) predicono una lunghezza d'onda del modo simmetrico più instabile tra 4 π H e 17 H, dove H è l'altezza della scala del gas. La lunghezza d'onda da picco a picco di circa 4 kpc misurata in IC 342 corrisponde a H ≈ 230� pc, che è maggiore delle tipiche altezze di scala dei dischi di gas H I delle galassie a spirale (Bagetakos et al. 2011). La ragione di questa discrepanza potrebbe essere che l'assunzione di β = 1 non è corretta, perché le osservazioni indicano β < 1 (Sez. 4.2).

Il campo magnetico nel braccio settentrionale di IC 342 devia non solo nella direzione verticale, ma anche nel piano del disco. La linea di cresta del braccio a spirale di polarizzazione e l'angolo di inclinazione magnetico (Fig. 6) oscillano attorno al braccio nord con periodicità simile. Ciò fornisce indicazioni per un tubo di flusso elicoidale su larga scala, come previsto dai modelli dei loop di Parker sotto la forza di Coriolis (Shibata e Matsumoto 1991 Hanasz et al. 2002).

Nella galassia NGC 7479 (Fig. 24), due getti fungono da sorgenti luminose di sfondo polarizzato. Osservazioni ad alta risoluzione hanno rivelato diverse inversioni di RM su scala 1𢄢 kpc, originate nel disco in primo piano della galassia (Laine & Beck 2008), che potrebbe rappresentare un altro caso di un loop di campo elicoidale.

Esiste un'inversione di campo su larga scala tra la regione centrale e il disco in M ​​31 (Gießﲾl & Beck 2014) e in IC 342 (Beck 2015). Un'inversione di campo su larga scala con un angolo azimutale pressoché costante attraverso l'intero disco galattico è stata trovata in NGC 4414 (Soida et al. 2002). Per soddisfare la condizione di assenza di divergenze, questa inversione non può verificarsi nello stesso volume, ma ad es. tra disco e alone. L'indicazione per un'inversione di campo su larga scala tra disco e alone è stata trovata anche in M ​​51 (Berkhuijsen et al. 1997 Fletcher et al. 2011 Mao et al. 2015). Sono necessarie nuove osservazioni e l'applicazione della Sintesi di Faraday (Sezione 3.6).

Inversioni di campo su larga scala tra i bracci di spirale, come quella osservata nella Via Lattea (Fig. 26), non sono state rilevate nelle galassie esterne, sebbene per molte galassie a spirale siano disponibili immagini ad alta risoluzione della rotazione di Faraday. Le possibili ragioni sono discusse nella Sez. 5.

Le galassie con barre massicce hanno flussi di gas non assimmetici che interagiscono con i campi magnetici. Le linee del campo magnetico in NGC 1097, una delle galassie barrate più vicine e luminose (Fig. 15), seguono uno schema che ricorda il flusso di gas freddo in un potenziale di barra. Poiché il gas ruota più velocemente della configurazione a barre di una galassia, si verifica uno shock nel gas freddo, che ha una velocità del suono ridotta, mentre il flusso di gas caldo e diffuso viene solo leggermente compresso ma tranciato. Anche il campo ordinato è poco compresso, probabilmente accoppiato al gas diffuso e abbastanza forte da influenzare il suo flusso (Beck et al. 2005). Il campo ordinato è forte anche nella regione a monte (a sud del centro in Fig. 15), orientata quasi perpendicolarmente alla barra e allineata con i filamenti di polvere visti nell'immagine ottica sullo sfondo. Il modello di polarizzazione nelle galassie barrate può essere utilizzato come tracciante dei flussi di gas di taglio nel piano del cielo e integra le misurazioni spettroscopiche delle velocità radiali.

Le regioni centrali delle galassie sbarrate sono spesso siti di intensa formazione stellare in corso e forti campi magnetici che possono influenzare i flussi di gas. NGC 1097 ospita un anello luminoso di circa 1,5 kpc di diametro e al centro un nucleo attivo (Fig. 16). Il campo ordinato nell'anello ha uno schema a spirale e si estende al nucleo. L'orientamento del campo a spirale più interno concorda con quello dei filamenti di polvere a spirale visibili sulle immagini ottiche. Lo stress magnetico nell'anello circumnucleare dovuto al forte campo magnetico totale (circa 50 µG) può guidare l'afflusso di gas (Balbus & Hawley 1998) a una velocità di diverse masse solari all'anno, che è sufficiente per alimentare l'attività del nucleo (Beck et al. 2005). La modellazione MHD ha confermato che i campi magnetici possono aumentare notevolmente la portata di massa del gas (Kim & Stone 2012).

La regione centrale di IC 342 ospita una barra di polvere e gas freddo ricca di linee molecolari. In termini di dimensioni, massa dinamica, massa molecolare e velocità di formazione stellare, il nucleo di IC 342 è un potenziale gemello del centro galattico (Meier 2014). Mentre la barra centrale in intensità radio totale coincide con la barra centrale nella linea CO emissione da gas molecolare, l'emissione polarizzata rivela una struttura a doppio lobo che è spostata dalla barra CO (Fig. 17).

Gas caldi, campi magnetici e raggi cosmici nei dischi della galassia guidano flussi in uscita che si estendono ben oltre i dischi della galassia visti a lunghezze d'onda ottiche e formano dischi spessi o aloni alle lunghezze d'onda radio. 5 Le osservazioni di radiopolarizzazione di diverse galassie edge-on rivelano componenti del campo verticale nell'alone che formano uno schema a forma di X, come in NGC 253 (Heesen et al. 2009b), NGC 891 (Fig. 18), NGC 4631 (Fig. 20 ), e NGC 5775 (Fig. 19), che può essere correlato a deflussi o all'azione della dinamo (Moss et al. 2010) azionati da tali deflussi.

Il profilo verticale dell'emissione totale del continuo radio fornisce informazioni sulla velocità di deflusso. I profili di cinque galassie a spirale di taglio osservati ad alta risoluzione possono essere descritti da due altezze di scala esponenziali Hsyn, 300 ± 50 pz per il disco sottile e 1.8 ± 0.2 kpc per l'alone (Krause 2014). Trascurando i contributi termici e ipotizzando una equipartizione energetica tra campi magnetici totali e raggi cosmici totali (Sez. 3.4), le altezze di scala del campo magnetico totale sono tipicamente HB ≥ (3 + α) Hsyn ≃ 1.2 kpc per il disco sottile e circa 7 kpc per l'alone, ma probabilmente maggiore a causa delle perdite di energia dei CRE. Poiché le intensità medie di campo e quindi le vite di sincrotrone dei CRE sono diverse nelle diverse galassie, le altezze della scala dell'alone approssimativamente costanti indicano che le velocità di deflusso che aumentano con l'intensità media del campo (e quindi con il tasso di formazione stellare) possono bilanciare le vite di CRE più piccole (Krause 2009).

Campi magnetici più forti nelle regioni centrali causano una maggiore perdita di sincrotrone dei CRE, portando alla forma 𠇍umbbell” di molti aloni radio, ad es. in NGC 253 (Heesen et al. 2009a) e NGC 4565 (Krause 2009). Dalle altezze della scala radio a diverse frequenze e dai corrispondenti tempi di vita dei CRE (a seconda del sincrotrone, del Compton inverso e delle perdite adiabatiche) è stata misurata una velocità del vento di circa 300 km/s per gli elettroni nell'alone di NGC 253 (Heesen et al. 2009a).

Le galassie senza un alone radio rilevabile sono rare. UGC 10288 mostra caratteristiche radio discrete ad alta latitudine, ma non ha un alone radio continuo globale (Irwin et al. 2013). Nessun alone radio è stato trovato in M ​​31 (Berkhuijsen et al. 2013) e in NGC 7462 (Heesen et al., MNRAS, in press). Queste tre galassie hanno un tasso di formazione stellare che è probabilmente troppo basso per favorire i deflussi.

D'altra parte, intorno alle galassie interagenti si osservano aloni radio eccezionalmente grandi e quasi sferici, vale a dire NGC 4631 (Fig. 20) e la galassia starburst M 82 (Adebahr et al. 2013 Reuter et al. 1994). Alcuni speroni magnetici potrebbero essere risolti in NGC 4631, connesso a regioni di formazione stellare (Golla e Hummel 1994). Queste osservazioni supportano le idee di un forte deflusso galattico (vento galattico), guidato da regioni di formazione stellare nel disco, possibilmente supportate dall'interazione con le galassie vicine.

Sopra la regione centrale dello starburst di NGC 253, un campo elicoidale diretto verso l'esterno di circa 20 µG di forza, che si estende ad almeno 1 kpc di altezza, potrebbe essere identificato nel cono di deflusso del gas con l'aiuto della mappatura RM ad alta risoluzione (Heesen et al.2011a). Questo campo può aiutare a confinare il deflusso.

In sintesi, il verificarsi di aloni radio è governato dalla competizione tra il trasporto verticale dei CRE per diffusione e/o convezione (vento galattico) e le perdite di energia dei CRE, dominata dalla perdita di sincrotrone. Il trasporto CRE può essere caratterizzato dal tempo di fuga tEsc necessario per raggiungere l'altezza della scala H del disco, oltre il quale l'emissione di sincrotrone si indebolisce notevolmente. In caso di trasporto diffusivo, tEsc ∝ (H 2 / D), dove D è il coefficiente di diffusione, mentre in caso di trasporto convettivo tEscH / vvento, dove vvento è la velocità media del vento.

Per forti campi magnetici o venti lenti o lenta diffusione (tsyntEsc), i CRE non possono lasciare il disco e non si sviluppa alcun alone radio, come nel caso di M 31 (Berkhuijsen et al. 2013). Per tsyntEsc, l'altezza della scala H dell'alone di sincrotrone aumenta con la distanza dal centro in base all'aumento della durata del sincrotrone (𠇍umbbell” alone) e con la lunghezza d'onda radio (H ∝ λ 1/4 per diffusore o H ∝ λ 1/2 per propagazione convettiva). Per campi deboli o venti veloci (tsyn > tEsc), si forma un grande alone radio di forma ellittica o sferica con un'altezza di scala indipendente dalla lunghezza d'onda che è determinata dall'altezza di scala del campo magnetico totale e dalle perdite adiabatiche del flusso CRE in espansione. 6

Le galassie flocculanti hanno dischi ma non bracci a spirale gassosi. Tuttavia, finora sono stati osservati modelli di spirali magnetiche in tutte le galassie flocculanti, indicando che la dinamo α − Ω funziona indipendentemente dalle onde di densità della spirale. Campi magnetici ordinati con intensità simili a quelli delle galassie a spirale di grande disegno sono stati rilevati nelle galassie flocculanti M 33 (Tabatabaei et al. 2008), NGC 3521 e NGC 5055 (Knapik et al. 2000) e in NGC 4414 (Soida et al. 2002). Il grado medio di polarizzazione (corretto per le differenze di risoluzione spaziale) è simile anche nelle galassie grand-design e flocculanti.

Le immagini del continuum radio di galassie irregolari a rotazione lenta possono rivelare forti campi magnetici totali, ad es. nella galassia di tipo Magellano NGC 4449 (Fig. 21), con un campo parzialmente ordinato di circa 7 µG di intensità, uno schema a spirale nel nord-est e uno schema radiale nella regione centrale (Chyży et al. 2000) . I dati di rotazione di Faraday mostrano che questo campo ordinato è in parte regolare e la dinamo α − Ω è in funzione (Siejkowski et al. 2014).

La Grande e la Piccola Nube di Magellano sono le galassie irregolari più vicine a distanze rispettivamente di 50 kpc e 60 kpc, che interagiscono con la Via Lattea e l'una con l'altra. Le osservazioni radio hanno scoperto che le due galassie sono debolmente polarizzate (Haynes et al. 1991 Mao et al. 2012), ad eccezione di due filamenti altamente polarizzati nel sud-est del LMC. Uno studio basato su griglie RM suggerisce che entrambe le galassie ospitano campi coerenti su larga scala, indicando che una dinamo su larga scala funziona anche nelle condizioni meno favorevoli di rotazione ordinata lenta (Mao et al. 2008 Mao et al. 2012). A causa del loro basso potenziale, le galassie di piccola massa sono soggette a deflussi e venti galattici guidati dalla formazione stellare.

Nelle galassie nane irregolari, le forze del campo totale (turbolento) sono generalmente inferiori rispetto alle galassie a spirale (Chyży et al. 2011), ad eccezione delle nane starburst, ad es. NGC 1569 con intensità di campo totale 10� µG (Kepley et al. 2010), dove l'attività di formazione stellare è sufficientemente elevata per il funzionamento della dinamo su piccola scala. Di conseguenza, le galassie nane formano la coda a bassa luminosità della correlazione radio–IR per le grandi galassie (Chyży et al. 2011).

Macchie di debole emissione polarizzata sono state rilevate in galassie nane irregolari, ma finora nessun campo regolare su larga scala (Heesen et al. 2011b), a causa della mancanza di sensibilità del telescopio o della mancanza di azione della dinamo. Nei modelli classici di dinamo α − Ω, il numero di dinamo è troppo basso per l'azione della dinamo perché la rotazione è quasi caotica, mentre i modelli che includono il supporto dell'azione della dinamo tramite deflussi prevedono α − Ω dinamo pari nelle galassie nane (Rodrigues et al. 2015).

L'interazione gravitazionale tra le galassie porta a flussi di gas asimmetrici, compressione, taglio, turbolenza potenziata e deflussi che possono essere tracciati osservando i campi magnetici in radiopolarizzazione. I campi magnetici possono allinearsi lungo il fronte di compressione o perpendicolari ai gradienti di velocità. Tali flussi di gas rendono i campi turbolenti altamente anisotropi. Le dinamo su larga scala possono essere potenziate dalla pressione del pistone (Moss et al. 2014).

La classica coppia di galassie interagenti è NGC 4038/39, la 𠇊ntennae” (Chyży & Beck 2004). Mostra emissioni radio luminose ed estese che riempiono l'intero sistema. Nella regione di interazione tra le galassie, dove la formazione stellare non è ancora iniziata, e all'estremità nord-orientale del sistema, il campo magnetico è in parte ordinato, probabilmente il risultato di movimenti di compressione e taglio lungo la coda di marea. Un'emissione particolarmente forte, quasi non polarizzata, proviene da una regione di violenta formazione stellare, nascosta nella polvere. Il campo magnetico totale medio è più forte che nelle normali spirali, ma il grado medio di polarizzazione è insolitamente basso, il che implica che i campi sono aggrovigliati. Le galassie Antenne sono state modellate da Kotarba et al. (2010), che ha potuto riprodurre le principali caratteristiche osservate nell'immagine radiofonica.

Il campo magnetico totale in un campione di 16 sistemi in diversi stadi di interazione aumenta con l'avanzare dell'interazione, il che indica una maggiore produzione di campi magnetici casuali (Drzazga et al. 2011). La forza del campo magnetico ordinato è uno strumento sensibile per rivelare le distorsioni galattiche globali. Lo schema del campo ordinato traccia l'orientamento del flusso di gas nei bracci a spirale allungati in marea e nelle code di marea. Tali deflussi potrebbero aver contribuito alla magnetizzazione del mezzo intergalattico nella prima epoca cosmologica.

L'interazione con un mezzo intergalattico denso imprime anche firme uniche sui campi magnetici e quindi sull'emissione radio. L'ammasso della Vergine è un luogo di effetti di interazione particolarmente forti (Fig. 22), e quasi tutte le galassie ammasso osservate finora mostrano asimmetrie della loro emissione polarizzata perché i campi magnetici esterni sono stati compressi (Vollmer et al. 2007 Vollmer et al. 2013 We& #X17Cgowiec et al.2007 Weżgowiec et al.2012). I campi ordinati sono un eccellente tracciante delle interazioni passate tra le galassie o con il mezzo intergalattico.

I getti nucleari sono osservati solo in poche galassie a spirale. Questi getti sono deboli e piccoli rispetto a quelli delle radiogalassie e dei quasar. Il rilevamento è ulteriormente ostacolato dal fatto che emergono con una certa angolazione rispetto al disco, così che si verifica poca interazione con l'ISM. Se il disco nucleare è orientato con un ampio angolo rispetto al disco, il getto colpisce una grande quantità di materia ISM, i CRE vengono accelerati negli shock e il getto diventa radio-luminoso. Tuttavia, non tutti i getti sono coerenti con questa morfologia.

NGC 4258 è uno dei rari casi in cui si osservano grandi getti radio di almeno 15 kpc di lunghezza (Fig. 23). Un disco nucleare viene osservato nell'emissione di maser ad acqua, ha un raggio interno di 0,13 pc ed è visto quasi di taglio (Greenhill et al. 1995). Quando i getti emergono perpendicolarmente al disco nucleare, devono attraversare il disco galattico con un angolo piuttosto piccolo. L'orientamento del campo magnetico è principalmente lungo la direzione del getto. L'intensità del campo di equipartizione è di circa 300 µG alla risoluzione di circa 100 pc (Krause & Löhr 2004), che è un limite inferiore a causa delle perdite di energia dei CRE e della risoluzione limitata.

La galassia barrata NGC 7479 mostra anche notevoli caratteristiche di un continuum radio simile a un getto: luminosa, stretta, lunga 12 kpc in proiezione e contenente un campo magnetico allineato (Fig. 24). La mancanza di qualsiasi emissione ottica o nel vicino infrarosso associata ai getti suggerisce che almeno le parti esterne dei getti siano caratteristiche extraplanari, sebbene vicine al piano del disco. La forza di equipartizione è 35� µG per il campo magnetico totale e circa 10 µG per il campo magnetico ordinato nei getti. Secondo le misurazioni della rotazione di Faraday, il campo magnetico regolare su larga scala lungo la barra punta verso il nucleo su entrambi i lati. Vengono rilevate inversioni multiple su scale di 1𢄢 kpc, probabilmente avvenute nel disco della galassia di fronte al getto orientale da campi anisotropi nel flusso di gas di taglio nel potenziale di barra.

Emissioni radio altamente polarizzate da getti di dimensioni kpc– sono state rilevate anche in NGC 3079 (Cecil et al. 2001), con orientamenti di campo perpendicolari all'asse del getto, e nei lobi di deflusso della Galassia Circinus (Elmouttie et al. 1995). . Due membri dell'ammasso della Vergine, NGC 4388 e NGC 4438, hanno caratteristiche radio allungate che emergono dai nuclei attivi di tipo Seyfert– e si estendono approssimativamente perpendicolare ai piani dei dischi (Hummel & Saikia 1991). Immagini dettagliate, inclusa la polarizzazione, sono in arrivo come risultati dell'indagine CHANG-ES sulle galassie edge-on (Irwin et al. 2012).

I getti nelle galassie a spirale possono essere più frequenti di quanto suggeriscano le osservazioni radio disponibili. Le future osservazioni a bassa frequenza aiuteranno a cercare deboli emissioni di sincrotrone dalle regioni di interfaccia tra i getti e il gas alogeno a bassa densità.

4 La non linearità della legge di Kennicutt-Schmidt può essere interpretata come una dipendenza dell'efficienza di formazione stellare (SFE) dalla densità superficiale della massa stellare (Shi et al. 2011). È interessante notare che finora non sono stati studiati gli effetti del campo magnetico sull'SFE. Indietro.

5 Come definizione di come distinguere “thick disk” da “halo”, “halo” viene utilizzato di seguito. Indietro.


Guarda il video: FisMa 117 Mg 3 Linee di forza del campo magnetico (Gennaio 2022).