Astronomiczny Obiekt Miesiąca: Marzec 2021

< poprzedni Archiwum następny >

Czy możemy zaobserwować, jak pole magnetyczne rozgrzewa otaczający je gaz?

Pola magnetyczne potrafią wiele rzeczy. Uważa się, że kontrolują formowanie się gwiazd, wspierając kontrakcję gazu. Nie wspominając o już tym, że często zależy od nich cała ewolucja galaktyk. Są praktycznie wszędzie. Gaz też jest wszędzie. Czy jest zatem możliwe, że pola magnetyczne rozgrzewają otaczający je gaz? Aby się o tym przekonać, prowadzi się badania łączące analizy danych radiowych oraz rentgenowskich obserwacji próbki dość niezwykłych galaktyk spiralnych. Jedną z nich jest NGC 5236, miłośnikom nieba znana lepiej jako M83.

Współczesne badania pokazują, że pola magnetyczne mają ogromny wpływ na dynamiczne procesy zachodzące w ośrodku międzygwiazdowym (ang. InterStellar Medium). Ten wpływ ma jednak głównie postać ciśnienia magnetycznego. Niemniej, rozważa się również bardziej bezpośredni przepływ energii w postaci ogrzewania ISM w wyniku rekoneksji magnetycznej. Zjawisko to zachodzi, gdy antyrównoległe linie pola magnetycznego łączą się i "znikają", przekazując zgromadzoną w nich energię do cząstek otaczającego je gazu. Oczywiście pytanie brzmi: czy i jak możemy to zaobserwować? Jeśli chodzi o pola magnetyczne, musimy przeprowadzić obserwacje radiowe. Wysokie temperatury, słusznie kojarzone z wysokimi energiami, prowadzą nas w stronę promieniowania rentgenowskiego. Głównym problemem przy okazji badania tego zjawiska jest wybór odpowiedniego miejsca do szukania oznak ogrzewania przez rekoneksję. Być może najlepszym takim miejscem są tak zwane ramiona magnetyczne, odkryte w kilku galaktykach spiralnych. Ramiona te są obszarami dobrze uporządkowanych pól magnetycznych w galaktykach spiralnych, które, co zaskakujące, znajdują się pomiędzy spiralnymi ramionami złożonymi z gwiazd, gazu oraz pyłu. Można jednak zapytać, dlaczego mamy szukać w obszarach rozbudowanych pól magnetycznych, skoro koncepcja ogrzewania przez rekoneksję opiera się na bezpośrednim usuwaniu pola magnetycznego? Robimy tak, ponieważ rekoneksja działa głównie na pola turbulentne, w których znacznie łatwiej znaleźć "przeciwne kierunki" linii magnetycznych. Po ich przekształceniu w energię otaczającego gazu, pole magnetyczne staje się bardziej regularne, gdyż jedynie równoległe linie pola magnetycznego nie podlegają rekoneksji. W wyniku tego obszary, w których rekoneksja może zachodzić, zawierają rozbudowane, regularne pola magnetyczne. A co z ogrzewaniem?

Jeśli gaz ma być ogrzany, oznak takiego ogrzewania możemy poszukać w danych rentgenowskich. Podstawowym założeniem jest tu fakt, że gaz rentgenowski (produkowany głównie w wybuchach supernowych) obecny w obszarach, w których nie powstają gwiazdy, takich jak obszary między ramionami galaktyk, nie powinien być bardziej (czy nawet podobnie) gorący od tego obserwowanego w ramionach spiralnych, gdzie aktywnie formują się gwiazdy. Jeśli jednak taki wzrost temperatury byłby obserwowany, wymagałby on dodatkowego źródła ogrzewania. Takim źródłem mogłaby być właśnie rekoneksja. Podstawową trudnością w badaniach tych efektów jest właściwy dobór obiektów. Na szczęście ramiona magnetyczne zostały odkryte w dobrze znanych, dużych galaktykach spiralnych typu face-on, czyli takich, które pokazują nam cały swój dysk (być może właśnie dzięki temu te ramiona udało się zresztą odkryć). Tego typu znaleziska umożliwiają szczegółową analizę danych rentgenowskich.

Jedną z takich galaktyk jest NGC 5236 lub M83, duża galaktyka spiralna z wydatnymi ramionami spiralnymi. Ilustracja 1 przedstawia jej zdjęcie optyczne wykonane w filtrze H_alfa (który dobrze obrazuje obszary formowania gwiazd), z konturami spolaryzowanej emisji radiowej, czyli takiej, która pochodzi od uporządkowanych pól magnetycznych, oraz wektorami przedstawiającymi orientację pola magnetycznego. Długości wektorów są proporcjonalne do stopnia polaryzacji, który mówi nam, jak silnie uporządkowane jest pole magnetyczne. Wyraźnie widać, że emisja w jakiś sposób unika ramion spiralnych, co oznacza, że pola magnetyczne są tam znacznie mniej uporządkowane. Patrząc na to samo zdjęcie optyczne, ale tym razem z nałożonymi na nie konturami emisji rentgenowskiej gorącego gazu (Ilustracja 2), natychmiast widzimy, że znajduje się on w całym dysku, a także poza nim. To nie powinno być zaskakujące, gdyż duża oraz masywna M83 intensywnie wytwarza gwiazdy, dzięki czemu wybuchy supernowych dostarczają znacznych ilości gorącego gazu do wszystkich obszarów galaktyki, a także poza nią, do galaktycznego halo.

Analiza widmowa promieniowania rentgenowskiego może dać nam fizyczne parametry gorącego gazu, takie jak jego temperatura, gęstość czy energia (termiczna). Głównym celem naszych badań było odkrycie możliwego przepływu energii między polami magnetycznymi a gorącym gazem. Ponieważ spodziewamy się odnaleźć ślady takiego przepływu w obszarach między ramionami spiralnymi galaktyk, musimy również przeprowadzić analizę obszarów samych ramion spiralnych, by sprawdzić, czy ewentualne różnice są istotne. Gdy obserwujemy galaktykę od strony dysku, docierająca emisja pochodzi zarówno z dysku, jak i halo galaktyki. Warunki fizyczne są w tych obszarach różne, jednak jesteśmy w stanie uwzględnić te różnice, dopasowując odpowiednie modele teoretyczne do widm emisji rentgenowskiej. W przypadku radiowej emisji pochodzącej od pól magnetycznych otrzymujemy połączoną informację na temat i dysku i halo. Dlatego też porównanie danych radiowych oraz rentgenowskich wymaga uśrednienia uzyskanych parametrów gorącego gazu w galaktycznym dysku oraz halo.

Po wykonaniu niezbędnej redukcji danych, utworzeniu widm oraz dopasowaniu modeli, uzyskaliśmy gęstości energii pola magnetycznego oraz energie cząstek gorącego gazu (obliczone przez podzielenie gęstości energii termicznej przez gęstość elektronową) dla ramion spiralnych oraz obszarów pomiędzy nimi. W obszarach między ramionami uzyskaliśmy nieznacznie wyższe wartości energii cząstek w porównaniu z obszarami ramion spiralnych, czemu towarzyszyły niższe gęstości energii pól magnetycznych. Takie wartości mogą sugerować przekształcenie energii pól magnetycznych w energię otaczającego je gazu, czyli zjawisko, które uważa się za efekt rekoneksji turbulentnego pola magnetycznego. Naturalnie, wymagałoby to również bardziej regularnego pola magnetycznego (ponieważ część turbulentnej składowej została usunięta) i to właśnie obserwujemy. Dobrą wizualizacją powyższych rozważań są obrazy zamieszczone na Ilustracji 3. Lewy obraz przedstawia barwną mapę natężenia promieniowania rentgenowskiego oraz kontury całkowitej emisji radiowej z wektorami pól magnetycznych, których długości są proporcjonalne do stopnia polaryzacji (a zatem poziomu uporządkowania pola magnetycznego). Widzimy, że uporządkowane pola magnetyczne unikają obszarów jasnej emisji rentgenowskiej, gdzie obecny jest najbardziej gęsty oraz turbulentny gaz. Prawy obraz ukazuje obszary, dla których przeprowadzono analizę widmową gorącego gazu, nałożone na mapę całkowitej emisji radiowej. Energie cząstek (w nawiasach) są wyższe w obszarach między ramionami (I2 i I3) niż w ramionach spiralnych (S1 i S3). Najwyższa wartość, zanotowana dla ramienia spiralnego S2, spowodowana jest największym wkładem od emisji z galaktycznego halo, co może być wyjaśnione przez wertykalne pola magnetyczne, które umożliwiają bardziej swobodne unoszenie się gorącego gazu z dysku do halo galaktyki. Dlatego też jest możliwe, że wysoka wartość energii cząstek spowodowana tu jest rekoneksją wertykalnych pól magnetycznych. Aby zweryfikować tę hipotezę, niezbędne są jednak wiarygodne i czułe obserwacje na innej częstotliwości radiowej, które umożliwią badania Miary Rotacji, co dostarczy bezpośrednich informacji o wertykalnych (czyli wzdłuż linii widzenia) składowych pola magnetycznego.

Zgodnie z tym, co przedstawiono powyżej, efekty ogrzewania gazu przez rekoneksję magnetyczną dają się identyfikować przy użyciu współczesnych obserwacji. Jednak takie obserwacje ograniczają się jedynie do największych galaktyk. Przyszłe teleskopy radiowe i rentgenowskie, dysponujące wyższymi zdolnościami rozdzielczymi -- zarówno dla obrazów, jak i widm -- powinny umożliwić obserwacje znacznie większej próbki galaktyk, co sprawi, że przedstawione badania nabiorą znaczenia statystycznego.


Oryginalna publikacja: Marek Weżgowiec, Matthias Ehle, Marian Soida, Ralf-Jürgen Dettmar, Rainer Beck, Marek Urbanik, Hot gas heating via magnetic arms in spiral galaxies. The case of M 83, A&A, 2020, 640, 109.


Badania zostały przeprowadzone w Zakładzie Radioastronomii i Fizyki Kosmicznej Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego (OA UJ). Prace zostały wykonane dzięki finansowemu wsparciu Narodowego Centrum Nauki poprzez grant 2017/27/B/ST9/01050.



Kontakt:

Marek Weżgowiec Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytet Jagielloński M.Wezgowiec [at] oa.uj.edu.pl