همبستگی میان میدان مغناطیسی و ساختارهای نشر غبار

همبستگی میان میدان مغناطیسی و ساختارهای نشر غبار

امروزه می‌دانیم که گرانش، تلاطم(۱)، میدان مغناطیسی، و فشار گرمایی، فرآیندهای اصلی فیزیکی‌ای هستند که در شکل‌گیری ابر‌های مولکولی و ستاره‌زایی تاثیرگذارند. با این حال هنوز پرسش‌های بی‌پاسخ بسیاری در مسیر دست‌یابی به یک مدل کامل برای توصیف دینامیک پیچیده‌ی ماده‌ی میان‌ستاره‌ای باقی مانده است. یکی از این پرسش‌ها اهمیت نسبی میدان‌های مغناطیسی در مقابل تلاطم‌های ماده‌ی میان‌ستاره‌ای است. میدان مغناطیسی کهکشان تمامی کهکشان را پوشش می‌دهد و نقش مهمی در دینامیک ماده‌ی میان‌ستاره‌ای و تشکیل ساختار‌هایی از قبیل فیلامان‌ها‫(۲) بازی می‌کند. اما هنوز نمی‌دانیم که اهمیت میدان‌های مغناطیسی در مقایسه با تلاطم‌های ماده‌ی میان‌ستاره‌ای چقدر است.

تصویر ۱: نقشه‌ی شدّتی ۲۵۰ میکرومیتری هرشل. فلش‌های سیاه جهت میدان مغناطیسی اندازه‌گیری شده توسط پلانک را نشان می‌دهد.

تصویر ۱: نقشه‌ی شدّتی ۲۵۰ میکرومیتری هرشل. فلش‌های سیاه جهت میدان مغناطیسی اندازه‌گیری شده توسط پلانک را نشان می‌دهد.

امروزه پژوهشگران روش‌ها و تکنیک‌های متعددی را برای اندازه‌گیری میدان مغناطیسی به کار می‌برند. یکی از این روش‌ها اندازه‌گیری قطبش (پولاریزاسیون) تابش نشری غبار است. دانه‌های غبار نور فرابنفش و مرئی تابیده از ستاره‌ها را جذب می‌کنند و در طول‌موج‌های فروسرخ تا میلیمتری تابش و یا پراکنده می‌کنند. دانه‌های موجود در فضای میان‌ستا‌ره‌ای کروی نیستند و به همین دلیل تابش از سطح دانه‌ی غبار در راستای محور اصلیش قطبیده می‌شود. از طرفی این دانه‌ها به صورتی قرار می‌گیرند که محور بلندشان (یا همان محور اصلی) عمود بر جهت میدان مغناطیسی باشد. بنابراین قطبش رصد شده در تابش غبار، قطبشی خطی‌ است و با رصد آن می‌توان قطبش در صفحه‌ی آسمان را اندازه‌گیری کرد.

 

ماهواره‌ی پلانک که در ۱۴ مه سال ۲۰۰۲ به مدار زمین فرستاده شد در مدت ۳۰ ماه مأموریت موفقیت‌آمیز توانست داده‌های باارزشی را از دورترین و قدیمی‌ترین ساختار‌های قابل دید کیهان جمع‌آوری کند. این ماهواره‌ تمامی آسمان را در طول موج میلی‌متر تا زیرمیلی‌متر رصد کرده است. بخشی از داده‌های اندازه‌گیری شده توسط یکی از دستگاه‌های ماهواره‌ی پلانک نقشه‌های قطبش غبار از تمامی صفحه‌ی آسمان است. دقت زاویه‌ای اندازه‌گیری‌های پلانک خیلی زیاد نیست (۱۰ دقیقه‌ی قوسی)، چرا که هدف اصلی این مأموریت رصد ساختار‌های بسیار عظیم در کیهان است. با این وجود، حساسیت اندازه‌گیری قطبش پلانک در حدی‌ است که قادر به نقشه‌برداری از میدان‌ مغناطیسی در هر دو منطقه‌ی چگال و رقیق کهکشانی باشد. ما از بررسی نور قطبیده‌ی ستارگان در بخش‌های رقیق و نشر غبار در بخش‌های چگال ماده‌ی میان‌ستاره‌ای می‌دانیم که میدان مغناطیسی در صفحه‌ی آسمان به نحوی با ساختار ابرهای مولکولی همبستگی دارد. نویسندگان این مقاله درصددند که این ارتباط را بررسی کنند. برای این منظور، علاوه بر نقشه‌های قطبش، به نقشه‌هایی با دقت بالا از ساختار‌ ابرهای مولکولی نیاز است. رصدخانه‌ی فضایی هرشل در زمان انجام مأموریتش پیشرفته‌ترین رصدخانه‌ی خارج از جو در طول‌موج‌های بین زیرمیلیمتر تا فروسرخ دور بود. داده‌های هرشل رزولوشن بسیار بالایی ( ۲۰ ثانیه‌ی قوسی) دارند. داده‌های هرشل دومین مجموعه داده‌ی استفاده شده در این مقاله است.

تصویر ۲: ساختار‌های استخراج شده از نقشه‌های شدتی هرشل(خطوط قهوه‌ای رنگ) در بستر جهت‌گیری میدان مغناطیسی(پس زمینه و شیارهای خاکستری رنگ).

تصویر ۲: ساختار‌های استخراج شده از نقشه‌های شدتی هرشل(خطوط قهوه‌ای رنگ) در بستر جهت‌گیری میدان مغناطیسی(پس زمینه و شیارهای خاکستری رنگ).

نویسندگان این مقاله سحابی ال۱۶۴۲ را برای بررسی نقش میدان مغناطیسی در ستاره‌زایی انتخاب کرده‌اند. این سحابی نه تنها از لحاظ ستاره‌زایی بسیار فعال است بلکه در عرض سماوی بسیار بالایی قرار دارد ( b = -۳۶.۵۵°). قرار گرفتن در چنین عرض بالایی باعث کاهش قابل توجه آلودگی  راستای دید (ازجمله غبار میان‌ستاره‌ای بین ناظر و جرم مورد رصد در صفحه کهکشان) می‌شود. از طرف دیگر ال۱۶۴۲ به ما نزدیک است (در حدود ۱۴۰ پارسک یا کمتر) و چگالی ستونی نسبتا پایینی دارد. این ویژگی سحابی ال۱۶۴۲ را به هدف جذابی برای بررسی ستاره‌زایی ستاره‌های کم جرم تبدیل می‌کند. پژوهشگران نقشه‌های شدّتی(۳) نشر غبار هرشل را با جهت‌گیری میدان مغناطیسی نقشه‌های پلانک مقایسه کرده‌اند. داده‌های هرشل ساختار پیچیده‌ای را در این سحابی آشکار می‌سازند: یک توده‌ی مرکزی چگال به علاوه‌ی ساختارهای رشته رشته‌ با چگالی کم. در تصویر ۱ نقشه‌ی شدّتی ۲۵۰ میکرون هرشل را می‌بینید. که جهت میدان مغناطیسی به دست آمده از نقشه‌های قطبش پلانک با فلش بر روی آن نمایش داده شده‌اند. تصویر ۲ ساختار‌های استخراج شده از تصویر یک را (خطوط قهوه‌ای رنگ) در بستر جهت‌گیری میدان مغناطیسی (پس زمینه و شیارهای خاکستری رنگ) نشان می‌دهد. نتایج بررسی‌های این پژوهشگران فرض قبلی مبنی بر ارتباط تنگاتنگ بین میدان مغناطیسی بزرگ-مقیاس و ساختارهای ابرهای مولکولی را تأیید می‌کند. این ارتباط حتی بین ظریف‌ترین بافت‌های این سحابی و میدان مغناطیسی کهکشانی نیز دیده می‌شود. برای تحلیل بیشتر، نویسندگان به زاویه‌ی بین ساختارهای سحابی و جهت میدان مغناطیسی پرداخته‌اند. به نظر می‌رسد که در محیط پراکنده(۴) با چگالی کم این زاویه به صفر می‌گراید، یا به عبارتی ساختارهای با چگالی کم در راستای میدان مغناطیسی جهت‌گیری می‌کنند. ساختار‌هایی با چگالی سطحی بیش تر از ۱٫۶ در ۱۰ به توان ۲۱ ذره بر سانتی‌متر مربع زاویه‌ی جهت‌گیری به ۹۰ درجه گذار می‌کند. یا به عبارت دیگر ساختارهای چگال عمود بر جهت میدان مغناطیسی قرار می‌گیرند.


(۱) turbulence
(۲) filament
(۳) intensity map
(۴) diffuse medium

عنوان اصلی مقاله: Matching dust emission structures and magnetic field in high-latitude cloud L1642: comparing Herschel and Planck maps
نویسندگان: J. Malinen et. al
این مقاله در نشریه MNRAS چاپ شده‌ است.
لینک مقاله: https://arxiv.org/abs/1512.03775
گردآوری: نسیم تنها

دسته‌ها: مقالات روز

درباره نویسنده

نسیم تنها

دانشجوی دکترای اخترفزيک نظری در دانشگاه کلن آلمان است. نسيم تحصيلات کارشناسی فيزيک را در دانشگاه تهران و تحصيلات کارشناسی ارشد خود را در دانشگاه کلن و در زمينه‌ی کيهانشناسی کوانتومی به انجام رساند. پروژه‌ی اصلی او بررسی بادهای کهکشانی با استفاده از شبيه‌سازی عددی صفحه‌ی کهکشان‌های راه شيری مانند است.

دیدگاه‌ها

  1. Pooya
    Pooya ۱۹ دی, ۱۳۹۵، ۱۰:۱۸

    ممنون از مقاله خلاصه خوبتون و ممنون از وبسایت اسطرلاب.
    میشه توضیح مختصری در مورد ساختارهای “فیلامانی” بفرمایین که گفته شد میدان مغناطیسی کهکشانی نقش مهمی در چگونگی شکل‌گیری این ساختارها بازی می‌کنه.

    پاسخ به این دیدگاه
  2. نسیم تنها
    نسیم تنها نویسنده ۴ بهمن, ۱۳۹۵، ۱۳:۳۹

    مشاهدات ما از کهکشان راه شیری نشان می‌دهند که ماده‌ی میان‌ستاره‌ای کاملا غیر همگن و بسیار دینامیک است. به طور ویژه ما ساختارهایی رشته‌ای مغناطیده در فضای بین ستاره‌ای و ابرهای می‌بینیم که فیلامان خوانده می‌شوند. ویژگی مشخصه‌ی این ساختارها این است که نسبت قطر به طولشان بسیار کم است. فیلامان‌ها معمولا جزو زادگاه‌های ستاره‌ها هستند. مدل‌های زیادی در مورد شکل‌گیری فیلامان‌ها وجود دارد اما پایداری نسبی آن‌ها هنوز پاسخ جامع و مانعی ندارد و بررسی فیلامان‌ها جزو مباحث داغ حوزه‌ی فیزیک ماده‌ی میان‌ستاره‌ای‌ست. مثلا در عکس زیر یک فیلامان را مشاهده می‌کنید:
    http://www.physics.helsinki.fi/vuosikertomukset/2013/Images/Juvela_G82.png

    پاسخ به این دیدگاه

یک دیدگاه بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد.
بخش‌های لازم مشخص شده‌اند*