Campos magnéticos en las galaxias espirales, ¿por fin una explicación?

¿Cómo llegaron estos campos magnéticos a tener las características que observamos? ¿Y cómo persisten?

Que las galaxias espirales tienen campos magnéticos es algo que se sabe desde hace más de medio siglo (y los pronósticos de que éstos debían existir precedieron a su descubrimiento en varios años), y algunos campos magnéticos galácticos se han mapeados con gran detalle .

Pero, ¿cómo llegaron estos campos magnéticos a tener las características que observamos? ¿Y cómo persisten?

Imagen de M51 (Hubble) superpuesta con contornos de intensidad y vectores de polarización de radio a 6 cm (Effelsberg y VLA) Crédito: MPIfR Bonn

Un trabajo reciente de Stas Shabala, James Mead, y Alexander Paul, astrónomos del Reino Unido, puede contener las respuestas a estas preguntas, con cuatro procesos físicos jugando un papel clave: atracción de gas frío en el disco, realimentación de supernovas (estos dos aumentan la turbulencia magnetohidrodinámica), la formación de estrellas (lo que elimina el gas y, por consiguiente, energía de turbulencia del gas frío), y la rotación galáctica diferencial (esto continuamente transfiere energía desde un campo azaroso e incoherente a un campo ordenado).

Sin embargo, es necesario al menos un proceso clave, porque los modelos de los astrónomos son incompatibles con los campos que se observan en las galaxias espirales masivas.

«La emisión de radio de sincrotrón de electrones de alta energía en el medio interestelar (ISM) indica la presencia de campos magnéticos en las galaxias. Mediciones de rotación (RM) de las fuentes polarizadas del fondo indican dos variedades de campo: un campo al azar, que no es coherente a escalas mayores que la turbulencia del medio interestelar (ISM), y un campo espiral ordenado que muestra coherencia a gran escala «, escriben los autores.

«Para una galaxia típica, estos campos tienen una fuerza de unos pocos μG. En una galaxia como la M51, se observa que el campo magnético coherente se asocia con los brazos espirales ópticos. Estos campos son importantes en la formación de estrellas y la física de rayos cósmicos, y también podrían tener un efecto en la evolución galáctica, pero, a pesar de su importancia, las preguntas sobre su origen, evolución y estructura siguen en gran parte sin resolver.»

Este campo en la astrofísica está progresando con rapidez, en la última década se ha llegado a establecer razonablemente una comprensión de cómo se genera el campo aleatorio (es generado por la turbulencia en el ISM, modelada como un fluido magnetohidrodinámico (MHD) de una sola fase, dentro del cual se congelan las líneas de campo magnético). Por otra parte, se ha conocido por mucho más tiempo la producción de un campo a gran escala por la torsión de los campos azarosos en una espiral, a causa de la rotación diferencial (un dínamo).

Los detalles de cómo se formó el campo ordenado en espiral cuando se formaron las galaxias —en unos pocos cientos de millones de años luego de la disociación de la materia bariónica y la radiación (que dio origen al fondo cósmico de microondas que vemos hoy en día)— son cada vez más evidentes, aunque aún no es posible comprobar estas hipótesis por observación (muy pocas galaxias con alto corrimiento al rojo se han estudiadas en la franja óptica y cercana al infrarrojo, y mucho menos se les han mapeado los campos magnéticos en detalle).

«Hemos presentado el primer intento (hasta donde sabemos) de incluir los campos magnéticos en un modelo auto-consistente de formación y evolución de las galaxias», dicen Shabala, Mead y Alexander.

Ellos comienzan con un modelo analítico de la formación y evolución de las galaxias, que «traza el enfriamiento del gas, la formación de estrellas y diversos procesos de realimentación en un contexto cosmológico. El modelo reproduce de forma simultánea las propiedades de las galaxias locales, la historia de la formación de estrellas en el Universo, la evolución de la función de masa estelar a z ~ 1,5, y la formación primitiva de galaxias masivas. Es central para el modelo la energía cinética turbulenta del ISM y la energía del campo magnético azaroso: las dos se igualan a escalas de tiempo que son instantáneas a una escala de tiempo cosmológica.

Los que manejan esto son, por lo tanto, los procesos físicos que inyectan energía en el ISM, y los que eliminan la energía de él.

«Una de las fuentes más importantes de inyección de energía en el ISM son las supernovas», escriben los autores. «La formación de estrellas elimina la energía turbulenta», como era de esperar, y el gas «que se acreta desde los depósitos del halo de materia oscura deja su energía potencial en forma de turbulencia». En su modelo sólo hay cuatro parámetros libres: tres describen la eficacia de los procesos que añadem o eliminan las turbulencias del ISM, y uno describe qué tan rápido surgen los campos magnéticos ordenados de los aleatorios.

¿Están entusiasmados Shabala, Mead y Alexander con sus resultados? Júzguelo usted mismo: «Se utilizan dos muestras locales para probar los modelos. El modelo reproduce bien los puntos fuertes del campo magnético y su luminosidad de radio en una amplia gama de galaxias de masa intermedia y baja.»

¿Y qué piensan ellos que es necesario tener en cuenta en las observaciones astronómicas detalladas de las galaxias espirales de gran masa? «Es necesario incluir la eyección de gas de los poderosos núcleos activos de galaxias que templa el enfriamiento del gas».

Referencia de Publicación: Magnetic fields in galaxies: I. Radio disks in local late-type galaxies

Fuente: Universe Today. Aportado por Eduardo J. Carletti

Más información: