Sabe-se que as galáxias espirais têm campos magnéticos há mais de meio século (e as previsões de que elas deveriam existir precederam a descoberta por vários anos), e os campos magnéticos de algumas galáxias foram mapeados em grandes detalhes.
Mas como esses campos magnéticos passaram a ter as características que observamos? E como eles persistem?
Um artigo recente dos astrônomos britânicos Stas Shabala, James Mead e Paul Alexander pode conter respostas para essas perguntas, com quatro processos físicos desempenhando um papel fundamental: infusão de gás frio no disco, feedback da supernova (esses dois aumentam a turbulência magneto-hidrodinâmica), formação de estrelas (isso remove gás e, portanto, energia turbulenta do gás frio) e rotação galáctica diferencial (isso transfere continuamente a energia do campo do campo aleatório incoerente para um campo ordenado). No entanto, é necessário pelo menos um outro processo importante, porque os modelos dos astrônomos são inconsistentes com os campos observados de galáxias espirais maciças.
“A emissão de rádio síncrotron de elétrons de alta energia no meio interestelar (ISM) indica a presença de campos magnéticos nas galáxias. As medidas de rotação (RM) de fontes polarizadas de fundo indicam duas variedades de campo: um campo aleatório, que não é coerente em escalas maiores que a turbulência do ISM; e um campo ordenado em espiral que exibe coerência em larga escala ”, escrevem os autores. “Para uma galáxia típica, esses campos têm potências de alguns μG. Em uma galáxia como a M51, observa-se que o campo magnético coerente está associado aos braços espirais ópticos. Tais campos são importantes na formação de estrelas e na física dos raios cósmicos, e também podem ter um efeito na evolução da galáxia, mas, apesar de sua importância, questões sobre sua origem, evolução e estrutura permanecem praticamente sem solução. ”
Este campo na astrofísica está progredindo rapidamente, com a compreensão de como o campo aleatório é gerado, tendo-se razoavelmente estabelecido apenas na última década (é gerado pela turbulência no ISM, modelado como magneto-hidrodinâmico monofásico (MHD) fluido, dentro do qual as linhas do campo magnético são congeladas). Por outro lado, a produção do campo em larga escala pelo enrolamento dos campos aleatórios em espiral, por rotação diferencial (um dínamo), é conhecida há muito mais tempo.
Os detalhes de como o campo ordenado nas espirais se formaram como essas galáxias se formaram - algumas centenas de milhões de anos após a dissociação da matéria bariônica e da radiação (que deu origem ao fundo cósmico de microondas que vemos hoje) - estão se tornando claros, embora testando essas hipóteses ainda não são possíveis, observacionalmente (pouquíssimas galáxias de alto desvio para o vermelho foram estudadas no período óptico e NIR, e muito menos tiveram seus campos magnéticos mapeados em detalhes).
“Apresentamos a primeira tentativa (ao nosso conhecimento) de incluir campos magnéticos em um modelo de formação e evolução de galáxias autoconsistente. São previstas várias propriedades da galáxia, e as comparamos com os dados disponíveis ”, afirma Shabala, Mead e Alexander. Eles começam com um modelo analítico de formação e evolução de galáxias, que “rastreia o resfriamento de gás, a formação de estrelas e vários processos de feedback em um contexto cosmológico. O modelo reproduz simultaneamente as propriedades locais das galáxias, a história da formação estelar do Universo, a evolução da função de massa estelar para z ~ 1,5 e a formação inicial de galáxias massivas. ” No centro do modelo está a energia cinética turbulenta do ISM e a energia aleatória do campo magnético: os dois se tornam iguais em escalas de tempo instantâneas em escalas cosmológicas.
Os drivers são, portanto, os processos físicos que injetam energia no ISM e que removem energia dele.
"Uma das fontes mais importantes de injeção de energia no ISM são as supernovas", escrevem os autores. "A formação de estrelas remove a energia turbulenta", como seria de esperar, e o gás "acumulado no halo da matéria escura deposita sua energia potencial em turbulência". Em seu modelo, existem apenas quatro parâmetros livres - três descrevem a eficiência dos processos que adicionam ou removem turbulência do ISM, e um a velocidade com que os campos magnéticos ordenados surgem dos aleatórios.
Shabala, Mead e Alexander estão animados com seus resultados? Você é o juiz: “Duas amostras locais são usadas para testar os modelos. O modelo reproduz intensidades de campo magnético e luminosidades de rádio em uma ampla gama de galáxias de baixa e média massa. ”
E o que eles acham que é necessário para explicar as observações astronômicas detalhadas das galáxias espirais de alta massa? "A inclusão da ejeção de gás por AGNs poderosos é necessária para extinguir o resfriamento de gás".
Escusado será dizer que a próxima geração de radiotelescópios - EVLA, SKA e LOFAR - sujeitará todos os modelos de campos magnéticos nas galáxias (não apenas espirais) a testes muito mais rigorosos (e até permitirá hipóteses sobre a formação desses campos, mais de 10 bilhões de anos atrás, a serem testados).
Fonte: Campos magnéticos nas galáxias: I. Discos de rádio em galáxias locais do tipo tardio
