Astronomie

Co ve skutečnosti znamenají tato tvrzení o mezihvězdných magnetických polích?

Co ve skutečnosti znamenají tato tvrzení o mezihvězdných magnetických polích?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Časopis Quanta The Hidden Magnetic Universe Begins to Come Into View je fascinujícím přehledem rychle se rozvíjejícího pole v astronomii.

Obsahuje některé výroky, kterým se domnívám, že je důležité jim porozumět, ale ne.

Jakmile však magnetické pole „semene“ vznikne z nabitých částic v pohybu, může se zvětšit a zesílit vyrovnáním slabších polí. Magnetismus „je trochu jako živý organismus,“ řekl Torsten Enßlin, teoretický astrofyzik z Max Planck Institute for Astrophysics v německém Garchingu, „protože magnetická pole pronikají do každého volného zdroje energie, kterého se mohou držet a růst. Mohou se šířit a ovlivňovat další oblasti svou přítomností, kde také rostou. “

Ruth Durrer, teoretická kosmologka na Ženevské univerzitě, vysvětlila, že magnetismus je jedinou silou kromě gravitace, která může formovat rozsáhlou strukturu vesmíru, protože pouze magnetismus a gravitace se k vám „mohou dostat“ na obrovské vzdálenosti. Naproti tomu elektřina je místní a krátkodobá, protože kladný a záporný náboj v každém regionu bude celkově neutralizován. Ale nemůžete zrušit magnetická pole; mají tendenci se sčítat a přežít.

Dotazy:

  1. Co znamená fráze „… magnetická pole pronikají do každého volného zdroje energie, kterého se mohou držet a růst…“ v astronomickém kontextu mezihvězdný prostor?

  2. Co znamená fráze „… pouze magnetismus a gravitace se k vám„ mohou dostat “na velké vzdálenosti. Elektřina je naopak lokální a krátkodobá, protože kladný a záporný náboj v každém regionu bude celkově neutralizovat. Ale můžete ' Zrušit magnetická pole; mají tendenci se sčítat a přežít. “ v souvislosti s mezihvězdný prostor? Je to nedostatek volných magnetických monopolů nebo nedostatek polarizovatelného feromagnetického materiálu?


Na co odkazuje v astronomickém kontextu mezihvězdného prostoru fráze „… magnetická pole pronikají do každého zdroje volné energie, kterého se mohou držet a růst…“?

Mezihvězdný prostor je vyplněn nabitými částicemi / prachem, které mají svá vlastní magnetická pole (např. Svůj vlastní dipólový moment nebo jakékoli pole indukované pohybem náboje). Když na tyto malé náboje použijete větší a globálnější magnetické pole, velmi často dojde k vyrovnání (např. Dipól částic se vyrovná s větším polem nebo se pohyb náhle změní, aby se pohyboval podél siločáry). To způsobí, že se tato menší pole přidají do většího pole, čímž se ještě zvětší. Toto je základní předpoklad pro akademiky, kteří studují polaritu světla, pokud jde o zarovnání prachových zrn pomocí Radiative Torque (RAT) - totiž, že globální magnetické pole pozadí mezihvězdného prostoru srovnává nabité zrna s tímto polem, čímž dále přispívá k celkovému poli.

Co znamená fráze „… pouze magnetismus a gravitace vás mohou„ oslovit “na velké vzdálenosti. Elektřina je naopak lokální a krátkodobá, protože kladný a záporný náboj v každém regionu bude celkově neutralizovat. Ale můžete ' Zrušit magnetická pole; mají tendenci se sčítat a přežít. “ v kontextu mezihvězdného prostoru? Je to nedostatek volných magnetických monopolů nebo nedostatek polarizovatelného feromagnetického materiálu?

Pokud vezmete velké galaktické magnetické pole a prochází mezihvězdným prachovým mrakem, který je plný nabitých částic, tyto nabité částice se vyrovnají s polem a celkově se k němu přidají, čímž se galaktické pole v této oblasti stane silnějším. Jediná věc, která by mohla oslabit magnetické pole, je něco, co by ho mohlo zrušit.

Elektrická pole lze snadno zrušit, protože elektrické pole vyzařované protonem lze snadno zrušit „opačným“ polem vyzařovaným hromadou blízkých elektronů (odtud koncept délky Debye). Magnetická pole je obtížnější detekovat a, jak říkáte, protože věci, které by je mohly detekovat, ve vesmíru prostě neexistují.

Chtěl bych také zmínit, že pokud by monopoly vůbec existovaly, vyžadovalo by to, abyste mohli mít dvě oddělené příchutě monopolů, aby se mohly navzájem rušit podobně jako kladné a záporné náboje elektronů. Logickým výběrem příchutí by byl „severní“ monopol a „jižní“ monopol, ale dovedl bych si představit, že by se jednalo o konstrukci složitějšího, přesto platného systému. Vzhledem k tomu, že jsme nikdy neviděli monopol, žádné modely založené na monopolech a v tomto bodě čistě hypotetické.


Mezihvězdné magnetické pole

jedna ze složek mezihvězdného média. Sílu a strukturu mezihvězdného magnetického pole lze odhadnout z různých druhů astronomických pozorování. Jedním z nich je výzkum rádiových emisí v galaxii Mléčná dráha, ke kterým dochází v důsledku pohybu relativistických elektronů (tj. Elektronů s rychlostmi blízkými rychlosti světla) v mezihvězdném magnetickém poli. Pro získání spolehlivých výsledků je nutné znát počet takových elektronů, není to však známo příliš přesně.

Další metoda odhadu mezihvězdné síly magnetického pole je založena na měření polarizace hvězdného světla v mezihvězdném prostředí. Polarizace je způsobena skutečností, že podlouhlé mezihvězdné prachové částice jsou mezihvězdným magnetickým polem určitým způsobem prostorově orientovány a odlišně absorbují světlo s různými polarizacemi. Vzhledem k tomu, že charakteristiky prachových částic nejsou dobře známy, vedou takové výzkumy pouze k přibližným výsledkům, ale umožňují určit směr siločar promítnutý na nebeskou sféru.

Třetí metoda odhadu intenzity pole je založena na Faradayově jevu, který způsobuje, že se rovina polarizace polarizovaných rádiových vln procházejících plazmou v magnetickém poli otáčí o úhel úměrný délce dráhy, koncentraci elektronů a střední složka síly magnetického pole podél zorného pole. Protože mnoho rádiových zdrojů vyzařuje polarizované rádiové vlny, umožňuje tato metoda odhadnout radiální složku pole pro mnoho směrů v Mléčné dráze.

Čtvrtá, velmi přímá metoda měření síly mezihvězdného magnetického pole je použitelná pouze pro relativně husté a masivní mraky plynu, které jsou před silnými zdroji radiového vyzařování. Taková mračna vytvářejí absorpční čáru 21 cm ve zdrojovém a spektrálním spektru, pro kterou je možné měřit Zeemanův efekt a odhadnout tak podélnou složku intenzity pole v mračnu. V některých případech lze intenzitu pole odhadnout podle jeho dynamického působení na plyn, který vytváří podlouhlý tvar určitých plynných mlhovin a usnadňuje tvorbu tenkých vláken pozorovaných v odrazových mlhovinách. A konečně, mezihvězdné magnetické pole významně ovlivňuje tloušťku plynného disku galaxie Mléčná dráha a rsquos.

Porovnání všech výše uvedených metod vedlo k následující koncepci mezihvězdného magnetického pole Mléčné dráhy a rsquos. Velikost pole je několik mikrogaussů a v různých oblastech galaxie se poněkud liší. Je to řádově 1 microgauss mezi galaktickými rameny, přibližně dvakrát větší v ramenech a stále větší v oblacích, zvláště hustých. Silové linie v průměru jsou v galaktickém disku téměř kruhové. V určitých oblastech měřících několik stovek parseků však může být struktura pole poměrně složitá.

Původ galaktického magnetického pole zatím není příliš jasný. Možná již existovala v médiu, z něhož byla vytvořena naše galaxie. Je však pravděpodobnější, že byl vytvořen v důsledku magnetohydrodynamických procesů v turbulentních pohybech vodivého média. Na druhou stranu pole mohlo vzniknout během formování prvních hvězd. Následné exploze mohly vyvrhnout magnetické pole do mezihvězdného prostoru, kde bylo pole posíleno turbulentními pohyby a diferenciální rotací galaxie. Mezihvězdné magnetické pole hraje při tvorbě hvězd zásadní roli.


Co ve skutečnosti znamenají tato tvrzení o mezihvězdných magnetických polích? - Astronomie

Lineárně polarizovaná emise rádiového kontinua při vlnové délce 6,3 cm byla u M51 pozorována 100m dalekohledem Effelsberg. Kombinace těchto dat s pozorováním Westerbork λ21,2 cm vede k rozdělení opatření rotace. Střední hodnota je RM = 13 ± 6 rad / m 2, bez významných změn s azimutálním úhlem v rovině M51. Čáry magnetického pole sledují optická spirální ramena. Jelikož přítomná data nedávají směr magnetického pole, nelze odpovědět na otázku, zda je struktura pole osově souměrná nebo bisymetrická. Nedávno publikovaná data optické polarizace souhlasí s rádiovými daty ve východním a jižním kvadrantu M51. V těchto oblastech stejné magnetické pole, které vede k emisi rádiového synchrotronu, také srovnává prachová zrna. V západním kvadrantu galaxie se zdá, že siločáry odvozené z rádiových a optických dat se rozcházejí až o 60 stupňů.


Mezihvězdné zarovnání prachových zrn

Je známo, že mezihvězdná polarizace na vlnových délkách optického k infračervenému záření vzniká z asymetrických prachových zrn zarovnaných s magnetickým polem. Tento efekt poskytuje potenciálně výkonnou sondu struktury a síly magnetického pole, pokud lze spolehlivě porozumět podrobnostem vyrovnání zrna. Teorie a pozorování nedávno konvergovala ke kvantitativnímu, prediktivnímu popisu vyrovnání mezihvězdných zrn na základě radiačních procesů. Vývoj obecného analytického modelu pro tuto teorii radiačního vyrovnání točivého momentu (RAT) umožnil specifické, testovatelné předpovědi pro realistické mezihvězdné podmínky. Načrtneme teoretické a observační argumenty ve prospěch vyrovnání RAT a také důvody, proč je nepravděpodobné, že by „klasický“ paramagnetický mechanismus zarovnání fungoval, snad s výjimkou nejmenších zrn. S další podrobnou charakterizací mechanismu RAT slibuje vyrovnání zrna a polarimetrie nejen lepší omezení mezihvězdného magnetického pole, ale také poskytnutí nových informací o charakteristikách prachu.


Susan Clark: KIPAC & # 039s Nejnovější člen fakulty studuje tajemství magnetismu v galaxiích

Vyjděte ven za tmy za jasné noci a vzhlédněte. Určete fázi měsíce, žasněte nad zábleskem meteoru, sledujte známá souhvězdí a přemýšlejte, co jiného by tam mohlo být.

To je v kostce život vědce v pozorovacím poli, jako je astronomie. Astronomové a vědci v příbuzných oborech astrofyziky a kosmologie čelí určitým omezením ve svém výzkumu: místo provádění praktických experimentů k testování jejich hypotéz kladou otázky a hledají odpovědi ve světle vycházejícím z hvězd. Je to ještě náročnější, když to, co se studuje, nelze vidět přímo, například magnetická pole, která jsou - v nejlepším případě - dvakrát odstraněna z přímého pozorování.

Susan Clarková během šťastnějších časů v Arecibo Radio Observatory v Portoriku. (Foto s laskavým svolením S. Clark.)

Susan Clarková, která oficiálně zahájí své jmenování nejnovější členkou fakulty KIPAC 1. září 2021, tyto výzvy docela dobře zná. Zatímco hlavním smyslem jejího výzkumu je dosažení širokého pochopení astrofyzikálního magnetismu - včetně planetárních a hvězdných polí, nesmírně silných polí pulzarů a aktivních galaktických jader a obrovských polí v kupách galaxií - jednou z jejích oblíbených oblastí výzkumu je mapování obrovské linie magnetické síly, které se proplétají naší vlastní galaxií.

„Mléčná dráha má magnetické pole a je toho tolik, že tomu nerozumíme,“ říká. „Je těžké to pozorovat a obtížně simulovat.“

Aby to mohla udělat, musí ona a další, kteří zkoumají kosmická magnetická pole, pochopit, jak pole ovlivňují nabité částice difuzního prachu a plynu, které tvoří mezihvězdné médium (ISM), a také to, jak tyto částice zanechávají stopu na světle, které vidíme, ať už je to světlo emitováno částicemi, prochází jimi nebo se od nich odrazí.

Bylo vyplněno mnoho základních interakcí. Vědci zjistili, že drobná prachová zrna ISM se místo paralelně (tento mechanismus srovnávají s galaktickými magnetickými poli, jako jsou železné piliny, na tyčový magnet, i když jsou kolmé na siločáry) se nazývá „radiační vyrovnání točivého momentu“, podrobnosti viz např. zde). Hvězdné světlo zase prochází tímto prachem, který doplňkově absorbuje pouze polarizované záření. To, co chybí zbývajícímu světlu zachycenému detektory na Zemi, odhaluje orientaci prachových zrn a zase orientaci magnetického pole. Kromě toho vyhřívaná prachová zrna emitují infračervené záření, které je také polarizované, což poskytuje další informace o magnetickém poli.

Obrázek 1: První pozorování, která ukazují korelaci mezi orientací neutrálních vodíkových vláken (modrá struktura) a orientací magnetického pole měřenou z emise polarizovaného prachu (oranžová struktura). Malé bílé segmenty označují lokální orientaci vláken nebo čar magnetického pole, delší bílé oblouky jsou čáry souřadnicového systému. (Uznání: Clark, et al., 2015.)

Tyto a další sondy kosmického magnetismu, jako je synchrotronové záření emitované nabitými částicemi při jejich zrychlení v magnetickém poli, mají nedostatky: každá technika sonduje pouze určitou část magnetického pole a jejich kombinací vytváří úplný obraz je velmi obtížné.

Během Clarkova působení ve funkci Hubble Fellow na Institutu pro pokročilé studium v ​​Princetonu v New Jersey však ona a její kolegové objevili nový způsob vyplňování těchto magnetických map - neutrálním vodíkem.

Obrázek 2: Trojrozměrný pohled na magnetické mezihvězdné médium. Horní a dolní část představují Q a U, dva parametry, které popisují lineární polarizaci světla. Každý panel představuje malý kousek nebeské sféry a třetí dimenzí je rychlost, měřená pomocí dopplerovské emise neutrálního vodíku. Panely zcela vpravo ukazují 2D pohled, který je výsledkem součtu této emise podél zorného pole. Pouze toto 2D zobrazení je k dispozici pro měření emise polarizovaného prachu, což je tradiční stopař mezihvězdných magnetických polí. Článek, na kterém se tento obrázek objevuje, zkoumá nový způsob zkoumání magnetického mezihvězdného média ve 3D. (Uznání: Clark & ​​amp Hensley, 2019.)

Vodík je nejhojnějším prvkem ve vesmíru a jeho různé formy stále tvoří většinu ISM. Clarková a její kolegové použili ke studiu struktury mraků neutrálního vodíku obrovské radioteleskopy jako Arecibo v Portoriku.

„Pokud namapujete oblohu v dostatečně vysokém rozlišení, uvidíte všechny tyto složité prostorové struktury - vzory v plynu - tenké, dlouhé, prameny neutrálního vodíku, které jsou velmi dobře vyrovnány s magnetickým polem,“ řekla, i když přesně proč k tomu dochází, je stále předmětem šetření.

Kromě použití neutrálního vodíku k rozšíření map magnetického pole Clark také objevil způsob, jak jej použít k vytvoření trojrozměrné struktury map - mnohem složitější návrh, protože noční obloha při pohledu z našeho výhodného bodu na Zemi je ze své podstaty dvourozměrný jev. Ale určením relativních poloh úponků na základě Dopplerových posunů jejich emisí mohl Clark identifikovat různé siločáry v různých vzdálenostech a určit, jak mohou být zamotané, a jak by akumulace těchto rozdílů mohla depolarizovat emise prachu, které jimi procházejí.

Obrázek emisí neutrálního vodíku v naší galaxii. Červená, zelená a modrá složka obrazu ukazují neutrální emise vodíku na různých dopplerovských frekvencích. Jemná vláknitá struktura je vizuálně patrná. (Uznání: Clark, Peek, & amp Miville-Deschênes, 2019.)

Tyto znalosti již mají okamžité důsledky pro jednu významnou oblast výzkumu KIPAC: polarizaci kosmického mikrovlnného pozadí (CMB). Vědci z KIPAC jako Chao-lin Kuo s experimentem BICEP již léta měří polarizaci CMB ve snaze identifikovat otisk prvotních gravitačních vln, ale toto úsilí bylo potlačeno galaktickými „popředí“ - podobnými signály z prachu v našem vlastním galaxie. Čím lépe Clark chápe, jak magnetická pole Mléčné dráhy ovlivňují mračna prachu, tím snazší je odstraňovat jejich příspěvky a zanechávat za sebou signál CMB. (Sledování polarizace CMB Za účelem hledání axionické temné hmoty v Mléčné dráze se také zabýval tento blogpost KIPAC ze srpna 2020.)

Clark si uvědomuje, že její snaha odhalit tajemství magnetických polí Mléčné dráhy je ambiciózní - ale pro ni je to vlastnost, nikoli chyba.

„Rozhodně jsem si brzy uvědomila, že to byl notoricky obtížný problém,“ říká. „To vzbudilo můj zájem.“

A to také vysvětluje, proč je práce ve Stanfordu remízou.

„Stanford je ideálním místem pro řešení ambiciózních projektů,“ říká Clark. „Jsem nadšený, že se mohu připojit k tak dynamickému a stimulujícímu výzkumnému prostředí.

Další remízou je výuka a závazek společnosti KIPAC dosahovat. „Rád učím vše, co souvisí s radiačními procesy nebo dynamikou tekutin, ISM, úvodní astrofyziku - to je často skutečný háček pro lidi, aby se nadchli pro vědu, pokud ještě nebyli,“ říká.

Clark již pomohl některým znevýhodněným studentům nadchnout se pro vědu prostřednictvím Princetonské vězeňské vzdělávací iniciativy. Clark učila na třech různých nápravných zařízeních v letech 2018 a 2019 a za své úsilí získala v roce 2019 cenu Unsung Hero Award.

„Je to neuvěřitelný program a jedno z nejzajímavějších prostředí ve třídě, ve kterém jsem byla,“ říká. „Mám velké štěstí, že jsem měl tuto učitelskou zkušenost.“ Dalo jí to příležitost uplatnit svou pedagogickou filozofii v praxi.

„Chcete oslovit každého, včetně lidí, kteří si o sobě myslí, že se bojí matematiky,“ říká. „V naší americké kultuře jsme normalizovali výroky jako:‚ Ach, já nejsem matematik. ' Myslím, že změna tohoto myšlení pomůže učinit předměty STEM inkluzivnějšími.

„Nemusíš být matematik, nemusíš být vědec - staneš se jím.“


Pozorování mezihvězdných a mezigalaktických magnetických polí

Pozorovány jsou výsledky pozorování mezihvězdných a mezigalaktických magnetických polí, včetně polí ve zbytcích a smyčkách supernovy, mezihvězdných vláken a mraků, oblastí a bublin H ii, Mléčné dráhy a blízkých galaxií, galaktických shluků a kosmické sítě. K prozkoumání těchto polí se používá celá řada přístupů. Orientace magnetických polí v mezihvězdných vláknech a molekulárních mracích jsou sledovány polarizovanou emisí tepelného prachu a polarizací hvězdného světla. Intenzity a směry pole podél linie pohledu v hustých mračnech a jádrech se měří Zeemanovým dělením emisních nebo absorpčních čar. Velká magnetická pole v Mléčné dráze byla nejlépe zkoumána Faradayovými rotačními opatřeními velkého počtu pulzarů a extragalaktických rádiových zdrojů. Zjistilo se, že koherentní galaktické magnetické pole sleduje spirální ramena a má směr jejich obrácení v ramenech a mezilehlých oblastech na disku. Azimutální pole v halo obrací jejich směry pod a nad galaktickou rovinou. Orientace organizovaných magnetických polí v blízkých galaxiích byly pozorovány prostřednictvím polarizované synchrotronové emise. Magnetická pole v nitroklastrovém médiu byla indikována difuzními rádiovými halo, polarizovanými rádiovými relikty a Faradayovými rotacemi vložených rádiových galaxií a zdrojů pozadí. Řídkým důkazem velmi slabých magnetických polí v kosmické síti je detekce slabého rádiového mostu mezi kupou komatu a A1367. Budoucí pozorování by se měla zaměřit na 3D tomografii koherentních magnetických polí ve velkém měřítku v naší Galaxii a blízkých galaxiích, lepší popis vlastností pole uvnitř klastru a pevné detekce mezigalaktických magnetických polí v kosmické síti.


Nové a budoucí radioteleskopy

Dnešní pozorování rádiové polarizace jsou omezena citlivostí a úhlovým rozlišením. Nejlepší dostupné prostorové rozlišení je 100-300 pc (jeden parsek (pc) odpovídá 3,26 světelných let) v nejbližších spirálních galaxiích a 10 pc v nejbližší galaxii, Velkém Magellanově mračnu. Jansky Very Large Array (VLA, https://public.nrao.edu/telescopes/vla) a Square Kilometer Array (SKA, http://www.skatelescope.org), výstavba první fáze plánovaná na roky 2021-2025 na dvou místech (jižní Afrika a západní Austrálie) bude mít mnohem lepší citlivost na vlnových délkách centimetrů a decimetrů (Carilli & amp Rawlings 2004, Beck 2010). SKA umožní studovat struktury magnetického pole v galaxiích s rozlišením více než 10krát lepším než dnes (Beck et al. 2015). SKA objeví v Mléčné dráze tisíce nových pulzarů, které enormně zvýší počet Faradayových měření rotace a poskytnou tak podrobnou mapu struktury magnetického pole.

Na dlouhých vlnových délkách několika metrů zahájil v roce 2012 plný provoz radioteleskop nové generace, Low Frequency Array (LOFAR). 38 z 52 stanic operuje v Nizozemsku (http://www.lofar.org ), šest v Německu (http://www.lofar.de), tři v Polsku (http://www.oa.uj.edu.pl/lofar) a po jednom ve Velké Británii (http: // www .lofar-uk.org), ve Francii (http://www.obs-nancay.fr/index.php/en/instruments/lofar), ve Švédsku (http://lofar-se.org), v Irsku (https://lofar.ie) a v Lotyšsku. Mezi mnoha dalšími možnostmi pozorování je LOFAR schopen vystopovat rádiové synchrotronové emise z nízkoenergetických kosmických paprsků ve slabém magnetickém poli. To nám umožňuje pozorovat nejvzdálenější oblasti galaxií, které jsou přístupné pouze prostřednictvím rádiových vln. První podrobně pozorovaná galaxie je M 51 (Mulcahy et al. 2014).


Nejslabší trpasličí galaxie

Joshua D. Simon
Sv. 57, 2019

Abstraktní

Satelitní galaxie s nejnižší svítivostí (L) Mléčná dráha představují extrémní spodní hranici funkce svítivosti galaxie. Tito ultra-slabí trpaslíci jsou nejstarší, nejvíce temnou hmotou ovládanou, kovově nejchudší a nejméně chemicky vyvinutou hvězdnou soustavou. Přečtěte si více

Doplňkové materiály

Obrázek 1: Sčítání satelitních galaxií Mléčné dráhy jako funkce času. Zde zobrazené objekty zahrnují všechny spektroskopicky potvrzené trpasličí galaxie i ty, u nichž existuje podezření, že jsou trpaslíky na základě l.

Obrázek 2: Distribuce satelitů Mléčné dráhy v absolutní velikosti () a poloměru polosvětla. Potvrzené trpasličí galaxie jsou zobrazeny jako tmavě modré vyplněné kruhy a objekty, u nichž existuje podezření, že jsou trpasličí gal.

Obrázek 3: Disperze rychlosti přímého pohledu ultra slabých satelitů Mléčné dráhy jako funkce absolutní velikosti. Měření a nejistoty jsou zobrazeny jako modré body s chybovými pruhy a 90% c.

Obrázek 4: (a) Dynamické masy ultra slabých satelitů Mléčné dráhy jako funkce světelnosti. (b) Poměry hmoty k světlu v poloměru světla pro funkci ultra slabých satelitů Mléčné dráhy jako funkce.

Obrázek 5: Průměrné hvězdné metality satelitů Mléčné dráhy jako funkce absolutní velikosti. Potvrzené trpasličí galaxie jsou zobrazeny jako tmavě modré vyplněné kruhy a objekty, u nichž existuje podezření, že jsou trpaslíky.

Obrázek 6: Funkce distribuce metalicity hvězd u ultrakrátkých trpaslíků. Odkazy na metalicity zde uvedené jsou uvedeny v doplňkové tabulce 1. Všimněte si, že tyto údaje jsou poměrně heterogenní.

Obrázek 7: Chemické vzorce hojnosti hvězd v UFD. Zde jsou zobrazeny (a) [C / Fe], (b) [Mg / Fe] a (c) [Ba / Fe] poměry jako funkce metalicity. Hvězdy UFD jsou vyneseny jako barevné diamo.

Obrázek 8: Detekovatelnost slabých hvězdných systémů jako funkce vzdálenosti, absolutní velikosti a hloubky průzkumu. Červená křivka zobrazuje jas 20. nejjasnější hvězdy v objektu jako funkci.

Obrázek 9: (a) Barevný diagram velikosti Segue 1 (fotometrie od Muñoz et al. 2018). Stínované oblasti modré a růžové velikosti označují přibližnou hloubku, které lze dosáhnout s existujícím médiem.


Reference

Frisch, P. C. LISM strukturovaná fragmentovaná superbublina? Space Sci. Rev. 78, 213–222 (1996)

Lallement, R. a kol. Vychýlení mezihvězdného toku neutrálního vodíku přes heliosférické rozhraní. Věda 307, 1447–1449 (2005)

Opher, M., Stone, E. C. & amp Gombosi, T. I. Orientace místního mezihvězdného magnetického pole. Věda 316, 875–878 (2007)

Richardson, J. D. a kol. Ochlaďte plazmu heliosheathu a zpomalení předního slunečního větru při terminačním šoku. Příroda 454, 63–66 (2008)

Pogorelov, N. V. & amp Zank, G. P. Směr rychlosti neutrálního vodíku ve vnitřní heliosféře jako možný kompas mezihvězdného magnetického pole. Astrophys. J. 636, L161 – L164 (2006)

Opher, M., Stone, E. C. & amp Liewer, P. C. Účinky lokálního mezihvězdného magnetického pole na pozorování Voyager 1 a 2. Astrophys. J. 640, L71 – L74 (2006)

Opher, M., Richardson, J. C., Toth, G. & amp Gombosi, T. I. Konfrontační pozorování a modelování: role mezihvězdného magnetického pole v asymetrii Voyager 1 a 2. Space Sci. Rev. 143, 43–55 (2009)

Pogorelov, N. V., Stone, E. C., Florinski, V. & amp Zank, G. P. Asymetrie šokových výbojů z pohledu kosmické lodi Voyager: role mezihvězdného magnetického pole a neutrálního vodíku. Astrophys. J. 668, 611–624 (2007)

Pogorelov, N. V., Heerikhuisen, J. & amp Zank, G. P. Sondování heliosférických asymetrií s MHD-kinetickým modelem. Astrophys. J. 675, L41 – L44 (2008)

Stone, E. C. a kol. Asymetrický šok při ukončení slunečního větru. Příroda 454, 71–74 (2008)

Stone, E. C. a kol. Voyager 2 zkoumá oblast terminačního šoku a heliosheath za ní. Věda 309, 2017–2020 (2005)

Izmodenov, V. V. Místní mezihvězdné parametry, jak jsou odvozeny z analýzy pozorování uvnitř heliosféry. Space Sci. Rev. 143, 139–150 (2009)

Minter, A. H. & amp Spangler, S. R. Pozorování turbulentních fluktuací mezihvězdné plazmové hustoty a magnetického pole v prostorových měřítcích 0,01 až 100 parseků. Astrophys. J. 458, 194–214 (1996)

Jokipii, J. R. Naše mezihvězdné sousedství. Věda 307, 1424–1425 (2007)

Frisch, P. C. a kol. Galaktické prostředí Slunce: mezihvězdný materiál uvnitř a vně heliosféry. Space Sci. Rev. 146, 235–273 (2009)

Linsky, J. L. Řešení záhad difúzního mezihvězdného média pomocí UV spektroskopie s vysokým rozlišením. Astrophys. Space Sci. 320, 85–90 (2009)

Redfield, S. & amp Linsky, J. Struktura místního mezihvězdného média. IV. Dynamika, morfologie, fyzikální vlastnosti a důsledky interakcí cloud-cloud. Astrophys. J. 673, 283–314 (2008)

Cox, D. & amp. Helenius, L. Dynamika trubice a model původu místního chmýří. Astrophys. J. 583, 205–228 (2003)

Jenkins, E. B. & amp. Tripp, T. M. Distribuce tepelných tlaků v mezihvězdném prostředí z průzkumu excitace jemné struktury CI. Astrophys. J. Suppl. Ser. 137, 297–340 (2001)

Shelton, R. a kol. Debata o místní bublině. Zpráva z relací 1 a 3. Space Sci. Rev. 143, 303–309 (2009)

Jenkins, E. B. Tlak a ionizační rovnováhy v cirkuliosférickém mezihvězdném prostředí a místní bublině. Space Sci. Rev. 143, 205–216 (2009)

Izmodenov, V. V., Malama, Y. G. & amp Ruderman, M. S. Modelování vnější heliosféry s realistickým slunečním cyklem. Adv. Space Res. 41, 318–324 (2008)

Richardson, J. D., Liu, Y. & amp Wang, C. Struktura slunečního větru ve vnější heliosféře. Adv. Space Res. 41, 237–244 (2008)


Takto sluneční soustava opravdu vypadá

Na první pohled to vypadá jako něco z pitvy mimozemšťanů. Podivný orgán vyříznutý z hrudníku xenomorfů a # 8217 pod blikajícími světly operačního sálu v přísně tajném vládním zařízení, s venózními úponky visícími až na podlahu, odkapávajícími viskózní sliz. (X-Com někdo?)

Ale ne, jedná se pouze o naši sluneční soustavu.

Tento podivně fascinující tvar je ve skutečnosti grafickým znázorněním toho, jak vypadá naše sluneční soustava, nebo spíše magnetická bublina, která obklopuje naši sluneční soustavu. Představuje heliosféru, masivní bublinu vytesanou do vesmíru neustálým odtokem Slunce.

Říkají tomu „croissant model # 8220“ a model # 8221.

Problém s přesným měřením heliosféry spočívá v tom, že jsme uvnitř. Jeho okraj je vzdálen více než 16 miliard km (10 miliard mil). Je to jen díky dvojici kosmických lodí Voyager, že máme vůbec žádná data mimo heliosféru. Voyager 1 opustil helisféru a vstoupil do mezihvězdného prostoru v srpnu 2012 a Voyager 2 udělal totéž v listopadu 2019.

Logaritmická stupnice sluneční soustavy, heliosféry a mezihvězdného média. Uznání: NASA-JPL

Existují mise zaměřené na studium heliosféry, například NASA & # 8217s IBEX nebo Interstellar Boundary Explorer. Tam jsou složité interakce, kde se heliosféra setkává s mezihvězdným prostorem, oblastí zvanou heliopause. IBEX studuje takzvané energetické neutrální atomy. Vznikly, když se kosmické paprsky zvenčí naší sluneční soustavy setkaly s nabitými částicemi zevnitř naší sluneční soustavy. Protože tyto energetické neutrální atomy jsou vytvářeny interakcemi s mezihvězdným médiem (ISM), slouží jako druh proxy pro měření okraje heliosféry.

Ale data z těchto interakcí jsou složitá. Musí být vloženo do počítačových modelů, aby bylo možné přijít s jakýmikoli rozumnými předpovědi o povaze a tvaru heliosféry. NASA a NSF financovaly snahu o pochopení tohoto problému, nazvanou SHIELD Drive Science Center, na Bostonské univerzitě.

Studie zveřejněná na začátku tohoto roku představuje některé nové výsledky týkající se heliosféry. Titul je # 8220 Malá a kulatá heliosféra navržená magnetohydrodynamickým modelováním vyzvedávajících iontů. Hlavní autorem je Merav Opher, profesor astronomie na Bostonské univerzitě. Studie je publikována v časopise Nature Astronomy.

Vědci si dříve mysleli, že heliosféra má tvar komety. Jak se naše sluneční soustava pohybuje vesmírem, odtok ze Slunce se setkává s ISM a vytváří příďový šok nebo příďovou vlnu na náběžné hraně a heliotail na zadní hraně, připomínající ocas komety a # 8217.

& # 8220 Tvar heliosféry byl prozkoumán v posledních šesti desetiletích, & # 8221 autoři vysvětlují ve svém článku. & # 8220 Od průkopnické práce Baranova a Malamy panovala shoda, že tvar heliosféry je kometární. & # 8221

Předchozí model heliosféry. Uznání: NASA / Feimer)

Ale tento nový výzkum nám ukazuje jinou heliosféru. Autoři poukazují na novější důkazy, že heliosféra obsahuje dvě struktury podobné tryskám.

Spolu s daty z IBEX použili vědci ve své nové studii data z Cassini a New Horizons. Jedná se o obě planetární mise, ale stále přispívali údaji o sluneční soustavě. V případě Cassini & # 8217s měřil částice, které se odrážejí zpět k vnitřní sluneční soustavě z interakcí s ISM. & # 8220Cassiniho pozorování energetických neutrálních atomů dále naznačuje, že heliosféra nemá ocas, & vysvětlují # 8221.

New Horizons měří takzvané vyzvedávací ionty (PUI). PUI jsou kritickou součástí této studie. Byly vytvořeny, když se Slunce pohybuje částečně ionizovaným médiem. They exchange charges with the solar wind, and that creates a population of hot pick-up ions (PUIs), which are a different temperature than the solar wind ions.

When Voyager 2 crossed the boundary into interstellar space, it showed that the pressure at the heliosheath is dominated by these PUIs. But at that time, how the PUIs shaped the heliosphere was not investigated. That’s what this study has done, and that’s how we got this strange new image of our heliosphere.

The key to this study is how they modelled hot pick-up ions separately from thermal ions. The top row of panels shows the shape of heliosphere when they’re modelled separately, the bottom row of panels shows when they’re not modelled separately. Image Credit: Opher et al, 2020.

In the paper the authors explain that “The new model reproduces both the properties of the PUIs, based on the New Horizons observations, and the solar wind ions, based on the Voyager 2 spacecraft observations as well as the solar-like magnetic field data outside the heliosphere at Voyager 1 and Voyager 2.”

The PUIs are much hotter than other particles in the solar wind, and that difference is a key to this work.

“There are two fluids mixed together. You have one component that is very cold and one component that is much hotter, the pick-up ions,” said lead author Opher in a press release. “If you have some cold fluid and hot fluid, and you put them in space, they won’t mix — they will evolve mostly separately. What we did was separate these two components of the solar wind and model the resulting 3D shape of the heliosphere.”

An updated model (left) suggests the shape of the Sun’s bubble of influence, the heliosphere, may be a deflated croissant shape, rather than the long-tailed comet shape suggested by other research (right). The white lines represent the solar magnetic field, while the red lines represent the interstellar magnetic field. Image Credits Opher, et al

Instead of a nice, tidy sort of shape, we get this. Rather than a stretched out, spherical shape with a tail, we have a sort of deflated croissant shape. A bulbous, organic looking shape that looks like some kind of organ.

“Because the pick-up ions dominate the thermodynamics, everything is very spherical. But because they leave the system very quickly beyond the termination shock, the whole heliosphere deflates,” said Opher.

While this new image of the heliosphere is interesting purely in graphic terms, it’s also important scientifically. That’s because of the important role the heliosphere plays.

Two panels from a figure in the study. The one on the left shows the density of the solar wind. The one on the right shows the density of the solar wind and the PIU combined. Blue is highest density, red is lowest. Image Credit: Opher et al, 2020.

Outside the heliosphere, cosmic rays are created by energetic events in other Solar Systems. Cosmic rays are high-energy protons and atomic nuclei that move through space at relativistic speeds. Things like supernovae create them, and they travel outward in all directions.

Cosmic rays are dangerous, and the heliosphere is our shield against them. The heliosphere absorbs about 75% of the cosmic rays heading our way, but the ones that get through can be very disruptive. On Earth, we’re mostly protected from cosmic rays by our magnetosphere and our atmosphere. But for satellites, spacecraft, and astronauts, the danger is real.

Not only do cosmic rays damage electronics, but exposure to them increases cancer risk for astronauts. And they’re such high energy particles that it’s difficult to shield astronauts from them. Cosmic rays are one of the main hazards to long-duration space flights, due to the increased cancer risk.

Artistic impression of a star going supernova. Supernovae create cosmic rays, most of which are absorbed by the heliosphere, keeping us safe. Credit: NASA/Swift/Skyworks Digital/Dana Berry

There’s also some evidence that increases in cosmic rays as the Solar System moves relative to the galactic plane have led to extinctions in the past. Some researchers also believe that supernovae explosions in the past exposed the Earth to much higher levels of cosmic rays, perhaps triggering the extinction of marine megafauna in the Pliocene. But a lot of that research is controversial.

A better understanding of our own heliosphere might help us understand exoplanet habitability, too. Cosmic ray radiation can render planets uninhabitable, even ones we find in the “Goldilocks Zone” around distant stars. As we gain a better understanding of the shape and function of our own heliosphere, we can apply that knowledge to other solar systems, giving us a more sophisticated way to look at habitability and life.

As it stands now, we don’t know enough about our own heliosphere, including its shape, to characterize other heliospheres that accurately.

But an upcoming NASA mission should help. It’s called IMAP, or Interstellar Mapping and Acceleration Probe. IMAP is scheduled for launch in 2024, and it’ll map the particles streaming back towards Earth from the heliosphere’s boundaries.

An artist’s illustration of NASA’s IMAP spacecraft. It’ll study the particles coming back toward Earth from the boundary of the heliosphere. Image Credit: NASA

The DRIVE Science Center will play a role in IMAP’s mission. Opher and his colleagues at DRIVE are creating a testable model of the heliosphere in time for IMAP’s deployment in 2024. Their model will contain more detailed predictions of the heliosphere’s shape and other properties. Scientists can then use IMAP’s observations to test them.

“Future remote-sensing and in-situ measurements will be able to test the reality of a rounder heliosphere,” the authors write in the conclusion to their paper. “… future missions such as the Interstellar Mapping and Acceleration Probe will return ENA (Energetic Neutral Atoms, what PUIs become after charge exchange) maps at higher energies than present missions and so will be able to explore ENAs coming from deep into the heliospheric tail. Thus, further exploration of the global structure of the heliosphere will be forthcoming and will put our model to the test.”


Growing up in darkness

So instead of settling for a cosmological explanation, astrophysicists tend to prefer a &mdash wait for it &mdash astrophysical explanation. In this scenario, there's no weird hocus-pocus flooding the baby universe with magnetic energy. Instead, magnetic fields start small and grow up along with everybody else.

The first step is magnetizing an unmagnetized pocket of universe. This is surprisingly easy. If you have, say, a plasma that gets hit by a shock wave, the electrons can get separated from the ions, generating a current and thereby a magnetic field.

Skvělý! Too bad that "seed" field is incredibly weak &mdash at least a trillion times weaker than what we observe.

So what turns weak magnetic fields into strong ones? Dynamos! The phenomenon, which generates strong magnetic fields, occurs all over the place &mdash in Earth's core, surrounding supermassive black holes. The fast, complicated rotation of a disk of plasma can whip magnetic fields up into a frenzy, converting gravitational or rotational energy into pure magnetism.

Skvělý! Too bad those dynamos are very small. They don't even typically operate across an entire galaxy. So we can easily get strong magnetic fields to form in the universe, but how do they get blown out of their host galaxies and stretched to fill such large spaces?

The answer might lie in the dynamos themselves, particularly the ones around supermassive black holes. These monstrous engines power active galactic nuclei. We see the intense radiation jetting away from these objects, and we know those jets are highly magnetized. Is it enough to completely fill up the enormous volume of galaxy clusters?

Honestly, we don't know, and we don't even know if this "bottom up" approach to magnetizing the cosmos is on the right track. It will take more data &mdash especially from observations of the larger universe outside the clusters in structures called filaments, walls and voids &mdash to get a clearer picture. But no matter how they got there, these gigantic magnetic fields are here to stay.


Podívejte se na video: Prudká změna v MAGNETICKÉM POLI Země. Co říkají vědci? FAKTA A PROGNÓZY 2019 (Listopad 2022).