Jump to content

Μαγνητικός δακτύλιος στον γαλαξία της Ανδρομέδας


Προτεινόμενες αναρτήσεις

Στον γαλαξία της Ανδρομέδας υπάρχει ένα μαγνητικό πεδίο σε σχήμα δακτυλίου. Έχει απόσταση 20000 με 50000 έτη φωτός από το κέντρο του γαλαξία και πάχος 1500 έτη φωτός. Μοιάζει οπτικά με κλειστή σπείρα. Αυτό το μαγνητικό πεδίο δημιουργήθηκε με τον μηχανισμό του δυναμό, λόγω διαφορικής περιστροφής των σπειρών στον γαλαξιακό δίσκο. Αυτός ο μηχανισμός γαλαξιακών μαγνητικών πεδίων υπάρχει ως θεωρία από την δεκαετία του 1960.

Έχουμε ανακαλύψει και σε άλλους γαλαξίες τέτοια μαγνητικά πεδία, αλλά με πιο πολύπλοκη δομή. Στον γαλαξία της Ανδρομέδας οι στροβιλισμοί (κινήσεις θερμού ιονισμένου αερίου που παραμορφώνουν τις μαγνητικές γραμμές) δεν είναι τόσο ισχυροί ώστε να αλλοιώσουν το σχήμα του μαγνητικού πεδίου.

Η ανακάλυψη του μαγνητικού πεδίου έγινε στα ραδιοκύματα. Τα σχετικιστικά ηλεκτρόνια (δηλαδή πολύ μεγάλης ταχύτητας) από τις εκρήξεις σουπερνόβα εγκλωβίζονται στις μαγνητικές γραμμές και εκπέμπουν σχετικιστική ακτινοβολία σύγχροτρον στα ραδιοκύματα. :D

1071182811_M31magneticring.jpg.71bb8b7d0fd10b630c34fd69ed4b3f79.jpg

Η αστρονομια μας βοηθαει να κοιταμε ψηλα. www.astrotheory.gr :D
Σύνδεσμος για σχόλιο
Κοινή χρήση σε άλλους ιστότοπους

Να σημειώσουμε ότι θεωρητικά, η ακτινοβολία synchrotron προκαλείται γενικά από φορτισμένα σωματίδια (όχι μόνο ηλεκτρόνια). Στην πραγματικότητα βέβαια, κατά κύριο λόγο, η ακτινοβολία που παρατηρούμε στα ραδιοκύματα όντως οφείλεται σε σχετικιστικά ηλεκτρόνια που διαδίδονται στο αντίστοιχο μαγνητικό πεδίο.

 

Ενδιαφέρον επίσης αποτελεί και η προέλευση της φασματικής δομής της εκπομπής synchrotron στα ραδιοκύματα. Λόγω της ποικιλίας ταχυτήτων και επιταχύνσεων φορτισμένων σωματιδίων (ηλεκτρονίων), τα οποία θα παράξουν φυσικά και διάφορες ενέργειες (σε μορφή ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας), εξαιτίας της ανάλογης σχέσης ενέργειας φωτονίου - συχνότητας (E = h*ν = h*c/λ), η εκπεμπόμενη ακτινοβολία είναι συνεχής φύσεως (broadband και όχι narrowband emission)! Με άλλα λόγια, ανάλογα με τον χαρακτηρισμό της εκπομπής (ως προς το πεδίο της συχνότητας (δηλ. το φάσμα)), ουράνιες πηγές όπως αυτές που παράγουν ακτινοβολία synchrotron χαρακτηρίζονται "συνεχείς" (continuum sources).

 

Τέλος, ενώ οι εκπομπές synchrotron έχουν γενικά υψηλότερη πυκνότητα ροής (flux density, περισσότερα Jy* δηλαδή) στις χαμηλότερες συχνότητες[1], γιατί το τηλεσκόπιο Effelsberg παρατήρησε τον στόχο M31 στα λ = 6 cm (5 GHz) και όχι σε πιο χαμηλή συχνότητα; Η απάντηση βρίσκεται στο κριτήριο του Rayleigh, το οποίο μας διασφαλίζει ότι η γωνιακή ανάλυση που θα έχουμε είναι αντιστρόφως ανάλογη με το μήκος κύματος παρατήρησης (και ανάλογη με τη διάμετρο του κατόπτρου προφανώς)! Διαφορετικά, αν παρατηρούσαμε σε πιο χαμηλή συχνότητα, η ραδιο-εικόνα θα ήταν πολύ πιο θολή! :D

 

*1 Jy = 10^-26 W/m^2/Hz - μιλάμε για υπερβολικά χαμηλές ενέργειες!

 

[1]: βλ. αντίστοιχα σχήματα στο paper: arXiv:1609.05940

 

Φιλικά,

Απόστολος

 

Υ.Γ.: Ένα ακόμη "εργαλείο" που μας βοηθάει να χαρτογραφήσουμε τη δομή ενός στόχου ως προς το μαγνητικό του πεδίο περιλαμβάνει φυσικά και το βάθος Φαραντέι (Faraday depth), αν και αυτό απαιτεί ξεχωριστή εξήγηση... Με λίγα λόγια όμως, οι μετρήσεις της πόλωσης των ραδιοκυμάτων μπορούν γενικά να δώσουν σπουδαίες πληροφορίες για το Faraday depth και το μαγνητικό πεδίο του στόχου.

Το ραδιοτηλεσκόπιο PICTOR:

https://pictortelescope.com/

https://github.com/0xCoto/PICTOR

Σύνδεσμος για σχόλιο
Κοινή χρήση σε άλλους ιστότοπους

:D Μην ξεχνάμε ότι υπάρχει και ο δακτύλιος αστρογέννησης στα 10 kpc (χονδρικά 30.000 έτη φωτός) γύρω από το κέντρο του γαλαξία της Ανδρομέδας. Δεν έχω βρει καμία αναφορά που να τον συσχετίζει με τον δακτύλιο του μαγνητικού πεδίου στο θέμα μας. Ο δακτύλιος αστρογέννησης (αέριο και σκόνη σε μεγαλύτερη πυκνότητα από την μέση του γαλαξία) μπορεί να σταθεροποιεί την περιοχή ώστε να μην εμφανίζονται στροβιλισμοί που να αλλοιώνουν τις μαγνητικές γραμμές.
Η αστρονομια μας βοηθαει να κοιταμε ψηλα. www.astrotheory.gr :D
Σύνδεσμος για σχόλιο
Κοινή χρήση σε άλλους ιστότοπους

Δημιουργήστε έναν λογαριασμό ή συνδεθείτε για να σχολιάσετε

Πρέπει να είσαι μέλος για να αφήσεις ένα σχόλιο

Δημιουργία λογαριασμού

Εγγραφείτε για έναν νέο λογαριασμό στην κοινότητά μας. Είναι εύκολο!.

Εγγραφή νέου λογαριασμού

Συνδεθείτε

Έχετε ήδη λογαριασμό? Συνδεθείτε εδώ.

Συνδεθείτε τώρα
×
×
  • Δημιουργία νέου...

Σημαντικές πληροφορίες

Όροι χρήσης