VCSE - Az NGC 5575 látható képére felmásolt mágneses erővonal-rendszer - Forrás: APOD
VCSE – Az NGC 5775 látható képére felmásolt mágneses erővonal-rendszer. A galaxis látható fény-beli képét a Hubble Űrtávcső készítette el, és erre másolták fel a mért mágneses térerősség-értékeket kékkel és rózsaszínnel. – Forrás: APOD, NRAO, NASA, ESA, Hubble Űrtávcső

A cikk az APOD (Nap Csillagászati Képe) 2021. jan. 20-i és feb. 17-i képe nyomán íródott.

Hogyan mérjük más galaxisok mágneses terét?

Hogyan lehet megmérni más galaxisok mágneses terének erősségét? A válasz a Faraday-rotációban rejlik.

Ezt a fizikai effektust Michael Faraday angol kísérleti fizikus fedezte fel 1845-ben. Elméleti magyarázatát James Clerk Maxwell skót és Oliver Heaviside angol fizikusok adták meg az 1860-as és 1870-es években. A Faraday-rotáció az a jelenség, amikor a mágneses téren áthaladó fénysugár és az összes más elektromágneses hullám polarizációs szöge elfordul. (A fény is elektromágneses hullám, csakúgy, mint a gamma- és röntgen-sugárzás, vagy az ultraibolya és az infravörös fény, továbbá a rádióhullámok is.) Az elektromágneses hullámban a foton nevű részecske elektromos és mágneses térerősségvektora egymásra merőlegesen, periodikusan váltakozik. A polarizált fény – egyben a polarizált elektromágneses hullám – olyan fotonáradat, amelyben ezeknek a térerősségeknek a rezgési síkja egybeesik. A nem polarizált fényben ezek a térerősségvektorok össze-vissza mindenfelé állnak. A teljesen polarizált fényben csakis egyfelé. A részben polarizált fényben a fény erősségét okozó fotonok egy része polarizált, más része nem. A polarizáltság mértékét azzal szokás kifejezni, hogy a maximális polarizáltság irányában a fény erőssége hány százaléka a beérkező teljes fényerősségnek (intenzitásnak).

VCSE - Az elektromágneses hullámban - így a fényben is - az elektromos E térerősségvektor a H mágneses térerősségvektorral szinkronban váltakozik. A lambdával jelölt mennyiség a hullámhossz. Amikro egy ilyen sugár eléri a szemünk retináját, ott a hullám elektromágneses energiája váltja ki az idegrendszeri érzékelést. - Forrás: wikipédia.org
VCSE – Az elektromágneses hullámban – így a fényben is – az elektromos E térerősségvektor a B mágneses térerősségvektorral (indukcióvektor) szinkronban váltakozik. A lambdával jelölt mennyiség a hullámhossz. Amikor egy ilyen sugár eléri a szemünk retináját, ott a hullám elektromágneses energiája váltja ki az idegrendszeri érzékelést. – Forrás: wikipédia.org

A vízfelszínen visszatükrözödő fény például polarizált, mert a vízfelület a ráeső fényből csak azt veri vissza, amiben a térerősségek megfelelően állnak. Boltokban lehet rendelni polárszűrőket akár távcsőre, akár okulárra, akár fényképezőgépre. Ezek olyan szűrők, hogy csak egy bizonyos irányban polarizált fényt engednek át. Ezzel lehet pl. fényképezés során elnyomni egyes helyekről érkező fényeket, így más helyekről érkező fények kontrasztját növelhetjük. Az amatőrcsillagászatban a polárszűrők legelterjedtebb felhasználási területe az ún. polarizációs holdszűrők. Ezekben két polárszűrő van, amelyek egymáshoz képest elforgathatók. Az egyik szűrővel kiválasztjuk a Holdról érkező fény egy bizonyos polározottságú tartományba eső fénysugarait. Ha a másikkal erre merőleges polározottsági irányt állítunk be a szűrő elforgatásával, akár teljesen ki is olthatjuk a Hold fényét. A második szűrő tekerésével eldönthetjük, mennyi és milyen polározottságú fényt engedünk át abból, amit az első szűrő már kiválasztott. Ezzel a Hold esetleg túl erős, vakító fényű távcsőbeli képét kellemesen lecsökkenthetjük a szemünknek megfelelő értékre.

VCSE - Például az izzólámpából érkező fény polarizálatlan: a fénysugarak minden irányba oszcillálnak. Ezt mutatja a szűrő előtti többfelé mutató nyílhalmaz. A tökéletes polarizációs szűrő csak egyféle irányba vibráló fénysugarakat enged át, a többit nem. - Forrás: Sky and Telescope
VCSE – Például az izzólámpából érkező fény polarizálatlan: a fénysugarak minden irányba oszcillálnak. Ezt mutatja a szűrő előtti többfelé mutató nyílhalmaz. A tökéletes polarizációs szűrő csak egyféle irányba vibráló fénysugarakat enged át, a többit nem. – Forrás: Sky and Telescope

Az egyes bolygófelszínrészletek által visszavert fény lehet polarizált! Itt a polarizáltságot a felszíni kőzetek fényvisszaverő tulajdonságai okozzák. A csillagok, fehér törpék és neutroncsillagok mágneses térerősségét az ún. Zeeman-effektussal mérik meg. A holland fizikusról elnevezett effektus azt jelenti, hogy mágneses térben a színképvonalak felhasadnak, vagyis egy helyett a térerősségtől függően három, öt stb. egymáshoz közeli színképvonalat lehet megfigyelni. (Ennek oka, hogy az atombeli elektronok pályája megváltozik a mágneses tér hatására, így más és más pályára kerülve más és más hullámhosszú fotonokat nyelnek el, illetve bocsátanak ki.) A Faraday-effektus a csillagokban nem jelentős.

VCSE - Egy polarizálatlan (ang. unpolarized) fénysugár mindenféle irányba oszcillál. A polarizátoron áthaladva már csak egy polarizációs irány marad mega fénysugárból. Ha még egy polárszűrőt alkalmazzunk, amit analizátornak (ang. analyzer) nevezünk, akkor azt forgatva vagy átengedjük a fénysugarat az analizátoron (ha az analizátor és a polarizátor polarizációs síkja egybeesik), vagy nem engedjük át (ha az analizátor polarizációs síkja a polarizátoréra merőleges). Ekkor a detektorba (szemünk vagy fényképezőgép stb.) semmi fény nem jut. Ezt a tulajdonságot hazsnáljuk ki a polarizációs holdszűrőnél, ahol a polarizátor csak egyes polarizációs síkú fénysugarakat enged át, és ebből az analiztor még kevesebbet vág ki. Így a Hold fényessége tetszőleges mértékben csökkenthető. - Forrás: Qsstudy
VCSE – Egy polarizálatlan (ang. unpolarized) fénysugár mindenféle irányba oszcillál. A polarizátoron áthaladva már csak egy polarizációs irány marad meg a fénysugárból. Ha még egy polárszűrőt alkalmazunk, amit analizátornak (ang. analyzer) nevezünk, akkor azt forgatva vagy átengedjük a fénysugarat az analizátoron (ha az analizátor és a polarizátor polarizációs síkja egybeesik), vagy nem engedjük át (ha az analizátor polarizációs síkja a polarizátoréra merőleges). Ekkor a detektorba (szemünk vagy fényképezőgép stb.) semmi fény nem jut. Ezt a tulajdonságot használjuk ki a polarizációs holdszűrőnél, ahol a polarizátor csak egyes polarizációs síkú fénysugarakat enged át, és ebből az analizátor még kevesebbet vág ki. Így a Hold fényessége tetszőleges mértékben csökkenthető. – Forrás: Qsstudy

A csillagközi mágneses teret viszont a Faraday-effektussal lehet megmérni. A különböző távolságokban lévő csillagok fénye ugyanis több vagy kevesebb utat tesz meg hozzánk. A hosszabb utat megtévő csillagfény polarizációs szöge jobban elfordul a csillagközi mágneses tér hatására. A Galaxisban tehát azt kell megmérni, hogy a különböző távolságú csillagok fénye hány százalékban polarizált, és ezt a távolság függvényében ábrázolva kapunk egy mérőszámot, ami a galaktikus mágneses tér erősségére jellemző.

Közeli extragalaxisoknál, amelyek részletei felbonthatók a műszerekkel, ugyanezt lehet kihasználni, csak az extragalaxis különböző részeit kell „letapogatni”. A méréshez előnyös a rádióhullámok használata, mert ott a mérés könnyebben kivitelezhető és a mérési hibák is kevésbé zavaróak, valamint rádiócsillagászatban akár nagyobb felbontást is el lehet érni, mint optikai műszerekkel a látható fényben.

A Faraday-rotáció mértéke egyenesen arányos a mágneses térerősséggel és a mágneses térben megtett út hosszával. Aki meg tudja mérni a rotáció mértékét és van elképzelése vagy mért adata a galaxisbeli távolságokról, az vissza tudja állítani a galaxisbeli mágneses tér szerkezetét. Sem a mérés, sem az analízis nem könnyű, de némely galaxis esetében sikeresen végrehajtották a feladatot.

VCSE - Egy polarizált fénysugár B mágneses térben d utat metéve elforgatja béta szöggel a polarizációs síkját. Nu a közegre jellemző anyagi állandó. - Forrás: wikipédia
VCSE – Egy polarizált fénysugár B mágneses térben d utat megtéve elforgatja béta szöggel a polarizációs síkját. Nü a közegre jellemző anyagi állandó. – Forrás: wikipédia

A Kapcsolat c. filmben is szereplő VLA-rádióteleszkóp-hálózatot 2011-ben felfejlesztették. Ezzel vizsgálták meg az éléről látszó NGC 5775 spirálgalaxist. Az extragalaxis látható fényben, a Hubble Űrtávcsővel készített képére rámásolták a kékes vonalakat, amelyek a galaxis mágneses erőterét jelzik. (Rádióforrások, pl. halobeli csillagok az extragalaxis fősíkjától messze is találhatók, akárcsak a mi Tejútrendszerünkben.)

A legtöbb vizsgált spirálgalaxisban a mágneses tér a galaxisok korongjában fordul elő, valamint van egy, a galaxisok korongjára merőleges, X-alakú tér is. A korongbeli teret dinamóhatással jól meg lehet magyarázni. A dinamóhatás sok bicikliről jól ismert: ha egy mágnest forgásba hozunk, akkor a körötte lévő vezetőben elektromos áramot indukál (amivel aztán a bicikli lámpája világíthat). Még a 19. században felfedezték, hogy a jelenség fordítottja is működik: ha egy elektromos töltés áramlik (vagyis elektromos áram van jelen), akörül mágneses tér keletkezik.

Az aktív galaxisokban működő fekete lyukak által kidobott nyalábok (jetek) is kelthetnek mágneses teret, de a számítások szerint az aktivitás leállásával a nyaláb is idővel eloszlik, és az általa keltett mágneses tér is eltűnik.

Szupernóvákból, magnetárokból, pulzárokból is érkezhetnek töltött részecskék, pl. elektronok, protonok, kétszeresen ionizált hélium-atommagok, sőt, sokszorosan ionizált vasatomok. Az ezek által képviselt elektromos áram és mágneses tér azonben egyszerűen olyan gyenge, hogy teljesen elhanyagolható, figyelmen kívül hagyható a galaxisok mágneses terének magyarázatakor. Egyszerűen azért, mert ekkora méretekben nem tudnak észlelhető teret kelteni.

Arra is gondoltak, hogy az Univerzum egyszerűen mágneses térrel együtt született, és az anyag magával vitte ezt a mágneses teret a galaxisokba. Vagy esetleg az Univerzum ún. rekombinációs, esetleg a reionizációs korszakában keletkezett egy mágneses tér, ami bekerült a galaxisokba. A probléma ezekkel az elképzelésekkel az, hogy a modellek szerint (ld. az előző linken) 50-100-szor erősebb mágneses tereket kellene észlelnünk az ilyen “örökölt” mágneses tér esetében, mint amiket látunk.

A spirálgalaxisok korongja tele van ionizált gázfelhővel, és e gázfelhők között mindenfelé semleges és ionizált, ritkább sűrűségű gázzal (csillagközi anyag). Ezekben a gázfelhőkben zajlik a csillagkeletkezés (csillagkeletkezési régiók), és a keletkező fiatal, forró csillagok erős röntgen- és ultraibolya-sugárzása a környezetükben ionizálja a gázfelhő anyagának egy részét (vagy akár a teljes felhőt is). Ezeknek a felhőknek a rózsaszínes-pirosas-vöröses szép sugárzása sokak szépérzetét megragadja. Ugyanakkor az ionizáció azt jelenti, hogy a sugárzás elektronokat tép le a gáz atomjairól. Vagyis negatív elektromos töltésű elektronok és pozitív töltésű ionok (egy vagy több elektronjától megfosztott atomok) maradnak a felhőben. A csillagokhoz hasonlóan a felhők is keringenek a galaxis középpontja körül. Fizikailag ez mozgó elektromos töltést jelent, az iskolákban tanultak szerint pedig a mozgó elektromos töltések halmaza áram. De a felhőn belül a negatív töltésű elektronok és a pozitív töltésű ionok együtt azt eredményezik, hogy a felhő elektromosan semleges. (Legfeljebb nagyon pici töltése lehet, ha esetleg a könnyebb elektronokat az erős fényű csillagok sugárzása mégis előbb nyomná ki a felhőből, vagy elektromos megosztást hozna létre a felhőben. Ez egy ingoványos terület, amiről kevés ismeretünk van, de valószínűleg a csillagközi felhőket kívülről nézve elektromosan semlegesnek tekinthetjük.) A felhő Galaxis körüli keringése tehát nem jelent áramot, és ez a mozgása így mágneses teret sem kelt.

Azonban a felhő belsejében mozoghatnak az elektronok és az ionok. Magnetohidrodinamikával meg lehet mutatni, hogy olyan töltésáramlások is létrejöhetnek a felhőn belül, hogy pl. fel-le vagy körbe-körbe járnak a töltések. Az ilyen belső elektromos áramok már létrehoznak kívül is érezhető mágneses teret (alfa-omega dinamónak hívják ezt a csillagászatban). Valójában azonban a felhőkben a mágneses tér tart egyensúlyt a felhő öngravitációjával, így valószínűleg jelentéktelen, hogy benne a kaotikus-turbulens mozgások nagy mágneses teret keltenének.

 

A ritkás csillagközi anyagban is beindulhatnak hasonló mozgások, amik áramot vagy áramokat kelthetnek a galaxisokban. Úgy gondolják a kutatók, hogy ez az áram kelti a galaxisok korongjában a mágneses teret. A linken komoly számítások összefoglalását látjuk röviden, hogyan működik az ilyen dinamó.

A felhők eloszlásával, és az ionizált csillagközi anyag időben nagyon lassú rekombinálódásával természetesen ezek az áramok, és vele együtt a galaxisbeli mágneses tér is megszűnhet. Szupernóva-robbanások is szétzilálhatják a mágneses terek forrásául szolgáló csillagközi anyagot, és buborékokat robbanthatnak bele a csillagközi anyagba – így persze a mágneses tér forrásául szolgáló tötlések is másfelé elkerülnek. Lehetséges az is, hogy valamiféle őseredeti (primordiális) mágneses tér is megmaradt még abból az időből, amikor a galaxist megalkotó ősi felhőcsomó kiszakadt az ősrobbanást követő idők kavargó anyaghalmazából (ennek kritikáját lásd fentebb). Mindenesetre a galaxisok mágneses terének mérésével a galaxisokbeli elektromos áramokról, csillagkeletkezési régiók történetéről lehet tanulni.

A mérések szerint a Föld mágneses tere 0,3 gauss erősségű, a spirálgalaxisoké 5-100 mikrogauss között van.

Ugyanakkor ma még ismeretlen a haloban, vagyis a spirálgalaxisok korongja felett és alatt lévő, hatalmas gömb vagy ellipszoid alakú részben a mágneses tér, annak szerkezete, és még az eredete is.

Először tehát ezeknek a halobeli mágneses tereknek a megmérését, alakjuk, szerkezetük felderítését kell megcélozni. Erre használta a Faraday-effektust egy rádiócsillagászati méréssorozat. Az itt ismertetett tanulmányukban 35, viszonylag közeli, éléről látszó spirálgalaxisban végeztek ilyen méréseket a Very Large Array-jal, vagyis a VLA rádiótávcső-hálózattal két rádiócsillagászati hullámhosszon, és 28 más mérést egy hullámhosszon is felhasználtak a vizsgálatban.

Ezekben az élükről látszó spirálgalaxisokban szépen megtalálták a halobeli mágneses tér X-szerkezetét 16 vizsgált galaxisban. Egyes galaxisokban váltakozó, másokban egyenes vonalakra kiterjedő tereket találtak. A mágneses terek a fősíkból 1-2 kpc-re is kinyúltak. (1 kpc kb. 3260 fényévvel egyenlő.) Azt remélik, hogy ezek a megfigyelési adatok segítségül szolgálnak az elméleti szakemberek számára, hogy számítógépes szimulációkkal megtalálják a halobeli mágneses tér kialakulásának és szerkezetének okait.

A fenti képen az egyik vizsgált galaxis, az NGC 5775 Hubble űrtávcsővel készített képe látszik, amire kékes területekkel rárajzolták, hogy hol mekkora mágneses teret észleltek a galaxis halojában. A SOFIA NASA-DLR 2 méteres, repülőgépre tett optikai távcsövével a mágneses térre a lapjáról látszó M51 galaxisban következtettek. Szintén a fény polarizáltságát használták ehhez. Ezt a mágneses térirány-térképet lentebb mutatjuk be:

VCSE - AZ M51 mágneses tere a SOFIA mérései alapján - Forrás: APOD
VCSE – Az M51 mágneses tere a SOFIA mérései alapján – Forrás: APOD

Az NGC 5775 egy, a Szűz csillagképben látszó, tőlünk 70 millió fényévre lévő galaxis. Kölcsönhatásban van a hozzá közeli NGC 5774-gyel, amivel két halovány, vékony, semleges hidrogéngázból álló „híd” köti össze. Színképi és sebességvizsgálatok szerint az anyag az NGC 5774-ről áramlik a képen is látható NGC 5775-re. Azt gyanítják, hogy a két galaxis ütközni fog és egyesülnek majd egymással, és ennek egy nagyon korai fázisát látjuk most. 4×1 ívperces méretével és 11,3 magnitúdós V-fényességével jó fotografikus célpont lehet a márciusi-májusi éjszakákra, és egy kb. 13-15 cm-es távcsővel már vizuálisan is megpillantható.

Az M51 a Vadászebek csillagképben látszik, 31 millió fényévre van tőlünk. 8,4 magnitúdó az összfényessége, ezért már binokulárokkal és kicsi, 5 cm-es távcsővel is megfigyelhető. Kísérőgalaxisa megpillantásához 8-10 cm-es, a spirálkarok észleléséhez 27-30 cm-es távcső kell legalább. Magyarországról nézve cirkumpoláris, vagyis az év minden éjszakáján mindig a horizont felett van. Legjobb azonban delelése környékén megfigyelni. Legkényelmesebb megfigyelhetősége áprilisban van, de a kora esti égbolton van még májusban is. Sajnos, a rövid júniusi éjszakákon megfigyelhetősége már rosszabb, de még július-augusztusban is koraeste a horizont felett jól látszik. Vagy ki kell várni, amíg ezekben a hónapokban hajnalban emelkedik magasra… Anélkül is szép látványt nyújt bármelyik távcsőben, hogy a mágneses terét az amatőrcsillagászok nehezebben észlelik…