Pola magnetyczne – a w szczególności pola obecne w Kosmosie – potrafią wiele rzeczy. Najprawdopodobniej to właśnie one kontrolują procesy formowania się gwiazd, ułatwiając kontrakcję (skupianie się) gazu. Także od nich zależy w dużej mierze cała ewolucja galaktyk. Pola te można spotkać praktycznie wszędzie. Gaz w Kosmosie też jest jednak niemal wszędzie. Czy jest zatem możliwe, że pola magnetyczne rozgrzewają otaczający je gaz? Aby się o tym przekonać, naukowcy prowadzą połączone analizy danych radiowych i rentgenowskich obserwacji dosyć niezwykłych galaktyk spiralnych. Jedną z nich jest NGC 5236, miłośnikom nieba znana jako M83.
Współczesne badania pokazują, że pola magnetyczne mają ogromny wpływ na dynamiczne procesy zachodzące w ośrodku międzygwiazdowym. Ten wpływ ma głównie postać ciśnienia magnetycznego. Rozważa się jednak również bardziej bezpośredni przepływ energii, manifestujący się jako ogrzewanie się tego ośrodka w wyniku tak zwanej rekoneksji magnetycznej. Zjawisko to zachodzi, gdy antyrównoległe linie pola magnetycznego łączą się ze sobą, znoszą się, a następnie anihilują i przekazują wówczas zgromadzoną w nich energię między innymi cząstkom otaczającego je gazu. Czy da się to jednak bezpośrednio zaobserwować?
Aby zobaczyć pola magnetyczne, trzeba przeprowadzić obserwacje radiowe nieba. Wysokie temperatury związane z ogrzewaniem gazu, słusznie kojarzone z wysokimi energiami, prowadzą nas z kolei w stronę promieniowania rentgenowskiego. Głównym problemem spotykanym przy okazji badania tego zjawiska jest wybór odpowiedniego miejsca do szukania oznak ogrzewania przez rekoneksję magnetyczną. Być może najlepszym takim miejscem są tak zwane ramiona magnetyczne, odkryte już wcześniej w kilku galaktykach spiralnych. Ramiona te są obszarami dobrze uporządkowanych pól magnetycznych w galaktykach spiralnych, które, co zaskakujące, znajdują się pomiędzy „widzialnymi” spiralnymi ramionami, złożonymi z gwiazd, gazu i 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 się w energię otaczającego gazu całe takie 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 typowo rozbudowane, regularne pola magnetyczne.
Co jednak dalej z ogrzewaniem? Jeśli gaz ma być ogrzany, oznak takiego zjawiska można szukać w danych rentgenowskich. Podstawowym założenie jest takie, że gaz rentgenowski (produkowany głównie w wybuchach supernowych) obecny w obszarach, w których nie powstają gwiazdy, takich jak obszary leżące między ramionami galaktyk, nie powinien być bardziej 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 poszukiwana rekoneksja.
Podstawową trudnością w badaniach tych efektów jest właściwy dobór obiektów obserwacyjnych. 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 zresztą te ramiona w ogóle odkryto). Takie znaleziska umożliwiają szczegółową analizę danych rentgenowskich.
Jedną z takich galaktyk jest NGC 5236 (M83), duża galaktyka spiralna z wydatnymi ramionami spiralnymi. Znana jest również jako Galaktyka Południowy Wiatraczek. Zwrócona jest płaszczyzną dysku w naszą stronę. Jej poprzeczka jest utworzona z gwiazd i gazu. M83 znajduje się w granicach gwiazdozbioru Hydry, w odległości około 14,7 milionów lat świetlnych. Średnica galaktyki wynosi około 40 000 lat świetlnych. Galaktyka należy do grupy galaktyk M83 i jest jedną z jej głównych galaktyk.
Ilustracja 1 przedstawia jej zdjęcie optyczne wykonane w filtrze H-alfa (który dobrze obrazuje obszary formowania się 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 o tym, jak silnie uporządkowane jest dane pole magnetyczne. Wyraźnie widać tu, że emisja w jakiś sposób unika ramion spiralnych galaktyki, co oznacza, że pola magnetyczne są tam znacznie mniej uporządkowane. Patrząc na to samo zdjęcie optyczne, ale tym razem z konturami emisji rentgenowskiej gorącego gazu (Ilustracja 2), natychmiast widzimy, że znajduje się on w całym dysku galaktyki, a także już poza nim. To nie powinno być zaskakujące, gdyż duża, 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 fizyczne parametry gorącego gazu, takie jak jego temperatura, gęstość czy energia termiczna. Głównym celem omawianych badań było odkrycie możliwego przepływu energii między polami magnetycznymi a gorącym gazem. Ponieważ spodziewano się tam odnaleźć ślady takiego przepływu pomiędzy ramionami spiralnymi galaktyk, należało również przeprowadzić analizę obszarów samych ramion spiralnych, by sprawdzić, czy ewentualne różnice są statystycznie 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 od pól magnetycznych otrzymujemy połączoną informację na temat i dysku i halo. Dlatego też porównanie danych radiowych i rentgenowskich wymaga uśrednienia uzyskanych parametrów gorącego gazu w galaktycznym dysku oraz halo.
Naukowcy zdołali uzyskać gęstości energii pola magnetycznego oraz energie cząstek gorącego gazu (obliczone przez podzielenie gęstości energii termicznej przez gęstość elektronową) dla ramion spiralnych i obszarów znajdujących się pomiędzy nimi. W obszarach między ramionami uzyskano 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.
Dobrą wizualizacją tych 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 dodatkowo wiarygodne i czułe obserwacje na innej częstotliwości radiowej, które umożliwią badania Miary Rotacji, co dostarczy bezpośrednich informacji o wertykalnych składowych pola magnetycznego.
Zgodnie z tym, co przedstawiono powyżej, efekty ogrzewania gazu przez rekoneksję magnetyczną dają się identyfikować przy użyciu współczesnych obserwacji. Niemniej 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 takie badania nabiorą znaczenia statystycznego.
Czytaj więcej:
- Cały artykuł
- Oryginalna publikacja naukowa: 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
Źródło: OAUJ
Na zdjęciu: Obraz M83 w filtrze Halfa, z konturami spolaryzowanej emisji radiowej oraz wektorami pola magnetycznego. Źródło: publikacja zespołu.
