Alineación de granos de polvo en campos magnéticos.
Los granos de polvo de tamaño interestelar medio oscilan entre 5 y 500 micrómetros y tienen una estructura alargada e irregular. La orientación de los granos de polvo en el campo magnético interestelar, descubierto en 1949, aún no está del todo clara. El tamaño, la composición química, la velocidad de rotación, la intensidad del campo magnético externo y la velocidad de impacto de los átomos de gas, los fotones y las partículas de radiación cósmica juegan un papel importante. El hierro interestelar se combina con cadenas de carbono para formar moléculas, pero no se presenta en forma pura; por lo que no hay agujas de brújula interestelar. Los silicatos con propiedades paramagnéticas desempeñan un papel decisivo. Los materiales paramagnéticos son magnetizados y atraídos por un campo magnético externo, pero sin un campo magnético externo no exhiben orden magnético.
Según la idea de Leverett Davis y Jesse Greenstein en 1951, los granos de polvo giran mediante colisiones entre átomos de gas. El eje de rotación avanza alrededor de la dirección del campo magnético. El efecto acumulativo de los pares causados por partículas que chocan aleatoriamente conduce a una alineación lenta del eje de rotación paralela a la dirección del campo magnético, es decir, una alineación del eje principal de las partículas perpendicular al campo magnético (efecto Davis-Greenstein). Desafortunadamente, este proceso resultó ser demasiado ineficaz y demasiado lento. Según una investigación de Alex Lazarian y Thiem Hoang de 2007, los pares son transmitidos por fotones del campo de radiación asimétrico (anisotrópico) de las estrellas cercanas. Cuando son irradiados por la luz de las estrellas, la rotación de los granos de polvo supera más de un millón de rotaciones por segundo. Esto se llama «supertérmico», lo que significa que la energía de rotación es mayor que la energía térmica de las partículas. Esto acelera el proceso de alineación, que sólo lleva unas pocas decenas de miles de años. Esta teoría puede explicar por qué las partículas pequeñas no están alineadas: no son irradiadas por fotones con tanta frecuencia. Incluso las partículas de las densas nubes moleculares no están alineadas porque el campo de radiación es demasiado débil.
Como resultado de la alineación, los granos de polvo giran con sus ejes principales perpendiculares a las líneas del campo magnético. Los granos de polvo calientes emiten radiación de infrarrojo lejano, cuya dirección de polarización lineal se observa perpendicular al componente del campo magnético en el plano celeste. Los granos de polvo también absorben la luz de las estrellas que se encuentran en la línea de visión detrás de la nube de polvo, preferiblemente perpendiculares al campo magnético. Por tanto, la dirección de polarización de la radiación óptica es paralela al campo magnético en el plano del cielo (ver “Polarización a través del polvo”).
La alineación de las partículas de polvo está lejos de ser perfecta: no todas las partículas son paramagnéticas, el campo de radiación no es lo suficientemente fuerte en todas partes, las colisiones de átomos de gas o partículas de radiación cósmica pueden alterar el proceso de alineación; Además, las direcciones del campo magnético a veces son turbulentas. Por tanto, no sorprende que los grados de polarización observados no superen unos pocos puntos porcentuales. El promedio en una galaxia como NGC 891 es sólo alrededor del 1%.
© Rainer Beck; Procesamiento: gráficos SuW (detalle)
Polarización del polvo | En este esquema, la radiación óptica de una estrella incide en un grano de polvo alargado en la parte superior derecha y está polarizada linealmente. Aquí Ω indica el eje alrededor del cual gira el grano (flecha morada) y que es paralelo a la dirección del campo magnético (flecha negra). Los granos de polvo calientes emiten su propia radiación infrarroja lejana, cuya dirección de polarización es perpendicular a la de la radiación óptica.
La intensidad del campo magnético en 9io9 se puede estimar suponiendo que el campo magnético y la turbulencia del gas frío tienen una densidad de energía similar. La intensidad de campo resultante en 9io9 es de aproximadamente 500 microgauss, o 5 × 10-8 Tesla es mucho más alto que el de galaxias espirales cercanas como NGC 891, pero similar al de galaxias con estallidos estelares cercanos como Messier 82. El método FIR para medir campos magnéticos se ha aplicado con éxito durante mucho tiempo a las nubes de polvo en la Vía Láctea y en galaxias cercanas. por ejemplo, con el polarímetro HAWC+ a bordo del SOFIA. Ahora se ha dado el salto hacia galaxias jóvenes y distantes.
Casi un anillo de Einstein | En el rango del infrarrojo cercano, la galaxia 9io9 puede verse como un arco rojizo que parece encajar contra la galaxia elíptica en el centro de la imagen, que actúa como una lente gravitacional. Esta es una combinación de imágenes del Estudio VISTA de ESO y del Telescopio Canadá Francia Hawaii (CFHT).
Origen de los campos magnéticos
¿Cómo encajan los nuevos resultados en nuestra comprensión rudimentaria de la formación y evolución de los campos magnéticos cósmicos? Los campos de siembra débiles pueden crearse mediante la separación sistemática de cargas eléctricas, por ejemplo en las proximidades de núcleos galácticos compactos y en rotación (“batería Biermann”) o en frentes de choque supersónicos en galaxias muy jóvenes (protogalaxias). Incluso las transiciones de fase en el universo muy joven podrían dejar campos de semillas débiles. La amplificación del campo en muchos órdenes de magnitud se lleva a cabo en galaxias jóvenes mediante una dinamo de pequeña escala, que convierte parte de la energía de los movimientos turbulentos del gas en escalas inferiores a 100 años luz en energía magnética. Este proceso dura sólo unas pocas decenas de millones de años. Por lo tanto, no es sorprendente que los radioquásares más jóvenes conocidos se encuentren con corrimientos al rojo mayores que Por ejemplo = 7,5 sólo unos 700 millones de años después del Big Bang ya poseen campos magnéticos fuertes (desordenados) para poder emitir una intensa radiación de sincrotrón.
© Jin-Ah Kim, Instituto de Astrofísica de Minnesota, Universidad de Minnesota, Minneapolis, EE.UU. Kim et al.: Explorando la geometría del campo magnético en NGC 891 con SOFIA/HAWC+. Revista Astronómica 165, 2023; Procesamiento: gráficos SuW (detalle)
Galaxia espiral NGC 891 en el infrarrojo | Esta sección del cielo muestra la orientación de la radiación infrarroja lejana polarizada linealmente en una longitud de onda de 154 micrómetros (líneas negras), observada con el polarímetro HAWC+ a bordo del observatorio aerotransportado SOFIA. El gradiente del fondo representa la intensidad total de la radiación infrarroja lejana a 160 micrómetros medida por el Telescopio Espacial Herschel. La unidad/píxel de Jansky para la densidad de flujo espectral es 10–26 Vatios por hercio, por metro cuadrado y por píxel (3 × 3 segundos de arco).
La pequeña dinamo sólo produce campos magnéticos desordenados, es decir, turbulentos. Sin embargo, en galaxias relativamente cercanas como NGC 891, observamos campos magnéticos ordenados a gran escala. La rotación de Faraday medida en la galaxia de Andrómeda Messier 31 muestra incluso un campo con una dirección uniforme en una gran superficie. Para explicar esto se utiliza la teoría de la dinamo a gran escala, que opera a escalas de unos pocos miles de años luz y es impulsada por turbulencias y rotación diferencial. La escala de tiempo necesaria para alcanzar el orden direccional completo es de unos pocos cientos de millones de años y, en el caso de las galaxias grandes, de varios miles de millones de años.
Mapa de radio de NGC 891 | La imagen de la galaxia espiral en una longitud de onda de seis centímetros se creó mediante imágenes combinadas del Very Large Array (EE.UU.) y el radiotelescopio Effelsberg. Las líneas muestran la orientación de la radiación sincrotrón polarizada linealmente. Además, las mediciones de la rotación de Faraday muestran que el campo magnético está ordenado en una gran superficie. Las líneas de contorno representan la intensidad de la radiación infrarroja lejana a 170 micrómetros, registrada con el telescopio Herschel. La unidad Mikrojansky/lóbulo de antena para la densidad de flujo espectral es 10–32 Vatios por hercio, por metro cuadrado y por radio de antena (resolución de doce segundos de arco).
Anteriormente, en 2017, la astrónoma Sui Ann Mao y su equipo del Instituto Max Planck de Radioastronomía (MPIfR) en Bonn observaron campos magnéticos distantes con direcciones ordenadas a gran escala en una galaxia con un corrimiento al rojo cosmológico de Por ejemplo = 0,44 encontrado.
