Astronomie

Que signifient réellement ces déclarations sur les champs magnétiques interstellaires ?

Que signifient réellement ces déclarations sur les champs magnétiques interstellaires ?

L'univers magnétique caché de Quanta Magazine commence à apparaître est une revue fascinante d'un domaine en évolution rapide de l'astronomie.

Il contient des affirmations que j'estime importantes à comprendre, mais ce n'est pas le cas.

Cependant, une fois qu'un champ magnétique "graine" provient de particules chargées en mouvement, il peut devenir plus gros et plus fort en alignant des champs plus faibles avec lui. Le magnétisme "est un peu comme un organisme vivant", a déclaré Torsten Enßlin, astrophysicien théoricien à l'Institut Max Planck d'astrophysique de Garching, en Allemagne, "car les champs magnétiques puisent dans toutes les sources d'énergie gratuites auxquelles ils peuvent s'accrocher et se développer. Ils peuvent se propager et affecter d'autres zones avec leur présence, où ils poussent également. »

Ruth Durrer, cosmologiste théorique à l'Université de Genève, a expliqué que le magnétisme est la seule force en dehors de la gravité qui peut façonner la structure à grande échelle du cosmos, car seuls le magnétisme et la gravité peuvent « vous atteindre » sur de vastes distances. L'électricité, en revanche, est locale et de courte durée, car la charge positive et négative dans n'importe quelle région se neutralisera globalement. Mais vous ne pouvez pas annuler les champs magnétiques ; ils ont tendance à s'additionner et à survivre.

Des questions:

  1. À quoi l'expression « ... les champs magnétiques puisent-ils dans chaque source d'énergie gratuite à laquelle ils peuvent s'accrocher et se développer... » se réfèrent-ils dans le contexte astronomique de espace interstellaire ?

  2. Que signifie l'expression "... seuls le magnétisme et la gravité peuvent " vous atteindre " sur de vastes distances. L'électricité, en revanche, est locale et de courte durée, car la charge positive et négative dans n'importe quelle région se neutralisera globalement. Mais vous le pouvez ' t annuler les champs magnétiques ; ils ont tendance à s'additionner et à survivre. » faire référence dans le cadre de espace interstellaire ? Est-ce le manque de monopôles magnétiques libres, ou la pénurie de matériau ferromagnétique polarisable ?


À quoi l'expression « ... les champs magnétiques puisent-ils dans chaque source d'énergie gratuite à laquelle ils peuvent s'accrocher et croître... » se réfèrent-ils dans le contexte astronomique de l'espace interstellaire ?

L'espace interstellaire est rempli de particules/poussières chargées qui ont leurs propres champs magnétiques (par exemple, leur propre moment dipolaire ou tout champ induit par la charge en mouvement). Lorsque vous appliquez un champ magnétique plus grand et plus global à ces petites charges, très souvent un alignement se produit (par exemple, le dipôle des particules s'alignera avec le champ plus grand, ou le mouvement changera soudainement pour se déplacer le long de la ligne de champ). Cela fait que ces champs plus petits s'ajoutent au champ plus grand, le rendant encore plus grand. Il s'agit d'une hypothèse fondamentale pour les universitaires qui étudient la polarité de la lumière en termes d'alignement des grains de poussière via le couple radiatif (RAT) - à savoir que le champ magnétique global de fond de l'espace interstellaire aligne les grains chargés avec ce champ, contribuant ainsi davantage au champ global.

Que signifie l'expression "... seuls le magnétisme et la gravité peuvent " vous atteindre " sur de vastes distances. L'électricité, en revanche, est locale et de courte durée, car la charge positive et négative dans n'importe quelle région se neutralisera globalement. Mais vous le pouvez ' t annuler les champs magnétiques ; ils ont tendance à s'additionner et à survivre. » faire référence dans le contexte de l'espace interstellaire? Est-ce le manque de monopôles magnétiques libres, ou la pénurie de matériau ferromagnétique polarisable ?

Si vous prenez un grand champ magnétique galactique et qu'il traverse un nuage de poussière interstellaire rempli de particules chargées, ces particules chargées s'aligneront avec le champ et s'y ajouteront globalement, rendant le champ galactique plus fort dans cette zone. La seule chose qui pourrait affaiblir le champ magnétique est quelque chose qui pourrait l'annuler.

Les champs électriques peuvent facilement être annulés car un champ électrique rayonné par un proton peut facilement être annulé par le champ « opposé » rayonné par un groupe d'électrons proches (d'où le concept de la longueur de Debye). Les champs magnétiques sont plus difficiles à filtrer et, comme vous le dites, parce que les choses qui pourraient les filtrer n'existent tout simplement pas dans l'espace.

Je mentionnerais également que si les monopôles existaient même, cela exigerait que vous puissiez avoir deux saveurs distinctes de monopôles de sorte qu'elles puissent s'annuler un peu comme les charges positives et négatives des électrons. Un choix logique pour les saveurs serait un monopole "nord" et un monopole "sud", mais je pourrais en imaginer un en train de construire un système plus compliqué, mais valide. Puisque nous n'avons jamais vu de monopole, aucun modèle basé sur le monopole et purement hypothétique à ce stade.


Champ magnétique interstellaire

l'une des composantes du milieu interstellaire. La force et la structure du champ magnétique interstellaire peuvent être estimées à partir de divers types d'observations astronomiques. L'un d'eux implique l'étude des émissions radio dans la Voie lactée, qui se produisent à la suite du mouvement d'électrons relativistes (c'est-à-dire d'électrons ayant des vitesses proches de la vitesse de la lumière) dans le champ magnétique interstellaire. Afin d'obtenir des résultats fiables, il est nécessaire de connaître le nombre de tels électrons cependant, celui-ci n'est pas connu de manière très précise.

Une autre méthode d'estimation de l'intensité du champ magnétique interstellaire est basée sur la mesure de la polarisation de la lumière des étoiles dans le milieu interstellaire. La polarisation est causée par le fait que les particules de poussière interstellaires allongées sont spatialement orientées de manière définie par le champ magnétique interstellaire et absorbent différemment la lumière avec différentes polarisations. Dans la mesure où les caractéristiques des particules de poussière ne sont pas bien connues, de telles investigations ne conduisent qu'à des résultats approximatifs, mais elles permettent de déterminer la direction des lignes de force projetées sur la sphère céleste.

Une troisième méthode d'estimation de l'intensité du champ est basée sur l'effet Faraday, qui fait tourner le plan de polarisation des ondes radio polarisées traversant un plasma dans un champ magnétique d'un angle proportionnel à la longueur du trajet, à la concentration en électrons et à la composante moyenne de l'intensité du champ magnétique le long de la ligne de visée. Étant donné que de nombreuses sources radio émettent des ondes radio polarisées, cette méthode permet d'estimer la composante radiale du champ pour de nombreuses directions de la Voie lactée.

Une quatrième méthode, très directe, de mesure de l'intensité du champ magnétique interstellaire n'est applicable qu'aux nuages ​​de gaz relativement denses et massifs, qui se trouvent devant de puissantes sources d'émission radio. De tels nuages ​​produisent une raie d'absorption de 21 cm dans le spectre de la source, pour laquelle il est possible de mesurer l'effet Zeeman et ainsi d'estimer la composante longitudinale du champ dans le nuage. Dans certains cas, l'intensité du champ peut être estimée par son action dynamique sur le gaz, qui produit la forme allongée de certaines nébuleuses gazeuses et facilite la formation des filaments minces observés dans les nébuleuses par réflexion. Enfin, le champ magnétique interstellaire affecte de manière significative l'épaisseur du disque gazeux de la Voie lactée.

La comparaison de toutes les méthodes précédentes a conduit à la conception suivante du champ magnétique interstellaire de la Voie lactée. La magnitude du champ est de plusieurs microgauss et varie quelque peu selon les différentes régions de la galaxie. Elle est de l'ordre de 1 microgauss entre les bras galactiques, environ deux fois plus grande dans les bras, et encore plus grande dans les nuages, surtout les plus denses. Les lignes de force en moyenne sont presque circulaires dans le disque galactique. Cependant, dans certaines régions mesurant plusieurs centaines de parsecs, la structure du champ peut être assez complexe.

L'origine du champ magnétique galactique n'est pas encore très claire. Il a peut-être déjà existé dans le milieu à partir duquel notre galaxie s'est formée. Cependant, il est plus probable qu'il s'est formé à la suite de processus magnétohydrodynamiques dans les mouvements turbulents d'un milieu conducteur. D'autre part, le champ peut avoir été formé lors de la formation des premières étoiles. Des explosions ultérieures peuvent avoir éjecté le champ magnétique dans l'espace interstellaire, où le champ a été renforcé par des mouvements turbulents et la rotation différentielle de la galaxie. Le champ magnétique interstellaire joue un rôle essentiel dans la formation des étoiles.


Que signifient réellement ces déclarations sur les champs magnétiques interstellaires ? - Astronomie

Une émission radio continue polarisée linéairement à une longueur d'onde de 6,3 cm a été observée dans M51 avec le télescope Effelsberg de 100 m. La combinaison de ces données avec les observations de Westerbork λ21,2 cm donne la distribution des mesures de rotation. La valeur moyenne est RM = 13±6 rad/m 2 , sans variations significatives avec l'angle azimutal dans le plan de M51. Les lignes de champ magnétique suivent les bras optiques en spirale. Comme les données actuelles ne donnent pas la direction du champ magnétique, la question de savoir si la structure du champ est axisymétrique ou bisymétrique ne peut pas être résolue. Les données de polarisation optique récemment publiées concordent avec les données radio dans les quadrants est et sud de M51. Dans ces régions, le même champ magnétique qui donne lieu à l'émission radio synchrotron aligne également les grains de poussière. Dans le quadrant ouest de la galaxie, les lignes de champ dérivées des données radio et optiques semblent diverger jusqu'à 60 & deg.


Alignement des grains de poussière interstellaire

On sait que la polarisation interstellaire aux longueurs d'onde optique-infrarouge provient de grains de poussière asymétriques alignés avec le champ magnétique. Cet effet fournit une sonde potentiellement puissante de la structure et de la force du champ magnétique si les détails de l'alignement des grains peuvent être compris de manière fiable. La théorie et les observations ont récemment convergé vers une description quantitative et prédictive de l'alignement des grains interstellaires basée sur des processus radiatifs. Le développement d'un modèle analytique général pour cette théorie du couple d'alignement radiatif (RAT) a permis des prédictions spécifiques et testables pour des conditions interstellaires réalistes. Nous décrivons les arguments théoriques et observationnels en faveur de l'alignement RAT, ainsi que les raisons pour lesquelles le mécanisme d'alignement paramagnétique « classique » est peu susceptible de fonctionner, sauf peut-être pour les très petits grains. Avec une caractérisation plus détaillée du mécanisme RAT, l'alignement des grains et la polarimétrie promettent non seulement de mieux contraindre le champ magnétique interstellaire, mais aussi de fournir de nouvelles informations sur les caractéristiques de la poussière.


Susan Clark : le plus récent membre du corps professoral du KIPAC étudie les mystères du magnétisme dans les galaxies

Sortez à la tombée de la nuit par une nuit claire et levez les yeux. Identifiez la phase de la lune, émerveillez-vous devant l'éclair d'un météore, tracez des constellations familières et demandez-vous ce qu'il pourrait y avoir d'autre.

Ceci, en un mot, est la vie d'un scientifique dans un domaine d'observation comme l'astronomie. Les astronomes et scientifiques des domaines connexes de l'astrophysique et de la cosmologie sont confrontés à certaines contraintes dans leurs recherches : au lieu de mener des expériences pratiques pour tester leurs hypothèses, ils posent des questions et cherchent des réponses à la lumière des étoiles. C'est encore plus difficile lorsque ce qui est étudié ne peut pas être vu directement, par exemple les champs magnétiques, qui sont, au mieux, deux fois soustraits à l'observation directe.

Susan Clark pendant des moments plus heureux à l'observatoire radio d'Arecibo à Porto Rico. (Photo avec l'aimable autorisation de S. Clark.)

Susan Clark, qui commencera officiellement sa nomination en tant que nouveau membre du corps professoral du KIPAC le 1er septembre 2021, connaît bien de tels défis. Alors que l'axe principal de ses recherches est d'atteindre une large compréhension du magnétisme astrophysique - y compris les champs planétaires et stellaires, les champs immensément puissants des pulsars et des noyaux galactiques actifs, et les champs immenses à travers les amas de galaxies - l'un de ses domaines de recherche préférés les vastes lignes de force magnétique qui sillonnent notre propre galaxie.

"La Voie lactée a un champ magnétique et il y a tellement de choses à ce sujet que nous ne comprenons pas", dit-elle. "C'est difficile à observer et difficile à simuler."

Pour ce faire, elle et d'autres qui font des recherches sur les champs magnétiques cosmiques doivent comprendre comment les champs affectent les particules chargées de poussière et de gaz diffus qui composent le milieu interstellaire (ISM), ainsi que comment ces particules laissent une marque sur la lumière que nous voyons, si cette lumière est émise par les particules, les traverse ou rebondit sur elles.

La plupart des interactions de base ont été remplies. Les scientifiques ont découvert que les minuscules grains de poussière de l'ISM s'alignent sur les champs magnétiques galactiques comme de la limaille de fer sur un barreau magnétique, bien que perpendiculaires aux lignes de champ, au lieu d'être parallèles (ce mécanisme est appelé « alignement du couple radiatif », voir par exemple ici pour plus de détails). La lumière des étoiles traverse à son tour cette poussière qui n'absorbe que le rayonnement polarisé de façon complémentaire. Ce qui manque à la lumière restante capturée par les détecteurs sur Terre révèle l'orientation des grains de poussière et, à son tour, l'orientation du champ magnétique. De plus, les grains de poussière chauffés émettent un rayonnement infrarouge qui est également polarisé, fournissant des informations supplémentaires sur le champ magnétique.

Figure 1 : Les premières observations pour montrer la corrélation entre l'orientation des filaments d'hydrogène neutre (texture bleue) et l'orientation du champ magnétique mesuré à partir de l'émission de poussières polarisées (texture orange). Les petits segments blancs indiquent l'orientation locale des filaments ou les lignes de champ magnétique, les arcs blancs plus longs sont des lignes de système de coordonnées. (Crédit : Clark, et al., 2015.)

Ces sondes et d'autres du magnétisme cosmique, telles que le rayonnement synchrotron émis par les particules chargées lorsqu'elles accélèrent dans un champ magnétique, présentent des inconvénients : chaque technique ne sonde qu'une certaine partie du champ magnétique et les combine toutes pour créer une image plus complète. est très difficile.

Cependant, pendant le mandat de Clark en tant que Hubble Fellow à l'Institute for Advanced Study de Princeton, New Jersey, elle et ses collègues ont identifié une nouvelle façon de remplir ces cartes magnétiques : l'hydrogène neutre.

Figure 2 : Une vue en trois dimensions du milieu magnétique interstellaire. Le haut et le bas représentent Q et U, deux paramètres qui décrivent la polarisation linéaire de la lumière. Chaque panneau représente une petite tranche de la sphère céleste, et la troisième dimension est la vitesse, mesurée via l'émission de la raie d'hydrogène neutre décalée par Doppler. Les panneaux à l'extrême droite montrent la vue 2D qui résulte de la somme de cette émission le long de la ligne de visée. Seule cette vue 2D est disponible pour les mesures d'émission de poussières polarisées, un traceur traditionnel des champs magnétiques interstellaires. L'article dans lequel apparaît cette figure explore une nouvelle façon de sonder le milieu magnétique interstellaire en 3D. (Crédit : Clark & Hensley, 2019.)

L'hydrogène est l'élément le plus abondant dans l'Univers, et diverses formes de celui-ci constituent encore la majorité de l'ISM. Clark et ses collègues ont utilisé d'énormes radiotélescopes comme Arecibo à Porto Rico pour étudier la structure des nuages ​​d'hydrogène neutre.

"Si vous cartographiez le ciel à une résolution suffisamment élevée, vous voyez toute cette structure spatiale complexe - des motifs dans le gaz - de fins et longs brins d'hydrogène neutre qui sont très bien alignés avec le champ magnétique", a-t-elle déclaré, bien qu'exactement pourquoi cela se produit est toujours à l'étude.

En plus d'utiliser de l'hydrogène neutre pour élargir les cartes de champ magnétique, Clark a également découvert un moyen de l'utiliser pour donner une structure tridimensionnelle aux cartes - une proposition beaucoup plus délicate, car le ciel nocturne vu de notre point de vue sur Terre est intrinsèquement un phénomène à deux dimensions. Mais en déterminant les positions relatives des vrilles sur la base des décalages Doppler de leurs émissions, Clark a pu identifier différentes lignes de champ à différentes distances et déterminer à quel point elles pourraient être enchevêtrées, et comment l'accumulation de ces différences pourrait dépolariser les émissions de poussière les traversant.

Une image des émissions d'hydrogène neutre dans notre galaxie. Les composantes rouge, verte et bleue de l'image montrent une émission d'hydrogène neutre à différentes fréquences décalées par Doppler. Une fine structure filamenteuse est visuellement évidente. (Crédit : Clark, Peek, & Miville-Deschênes, 2019.)

Cette connaissance a déjà des ramifications immédiates pour un domaine majeur de recherche du KIPAC : la polarisation du fond diffus cosmologique (CMB). Des chercheurs du KIPAC comme Chao-lin Kuo avec l'expérience BICEP ont mesuré la polarisation du CMB pendant des années dans le but d'identifier l'empreinte des ondes gravitationnelles primordiales, mais l'effort a été entravé par les "premiers plans" galactiques - des signaux similaires provenant de la poussière dans notre propre galaxie. Mieux Clark comprend comment les champs magnétiques de la Voie lactée affectent les nuages ​​de poussière, plus il est facile d'éliminer leurs contributions, laissant le signal du CMB derrière lui. (Le traçage de la polarisation du CMB afin de rechercher de la matière noire axionique dans la Voie lactée a également été traité dans cet article de blog KIPAC d'août 2020.)

Clark reconnaît que sa quête pour percer les secrets des champs magnétiques de la Voie lactée est ambitieuse, mais pour elle, c'est une fonctionnalité, pas un bug.

"J'ai vraiment réalisé très tôt qu'il s'agissait d'un problème notoirement difficile", dit-elle. "Cela a piqué mon intérêt."

Et cela explique aussi pourquoi travailler à Stanford est un tirage au sort.

« Stanford est l'endroit idéal pour s'attaquer à des projets ambitieux », déclare Clark. « Je suis ravi de rejoindre un environnement de recherche aussi dynamique et stimulant.

Un autre attrait est l'enseignement et l'engagement du KIPAC envers la sensibilisation. "J'adore enseigner tout ce qui concerne les processus radiatifs ou la dynamique des fluides, l'ISM, l'introduction à l'astrophysique, c'est souvent un véritable moyen pour les gens de s'enthousiasmer pour la science s'ils ne l'étaient pas déjà", dit-elle.

Clark a déjà aidé certains élèves défavorisés à se passionner pour les sciences grâce à l'Initiative d'enseignement de la prison de Princeton. Clark a enseigné dans trois établissements correctionnels différents en 2018 et 2019, recevant le prix Unsung Hero en 2019 pour ses efforts.

"C'est un programme incroyable et l'un des environnements de classe les plus gratifiants dans lesquels j'ai été", dit-elle. "Je suis très chanceux d'avoir eu cette expérience d'enseignement." Cela lui a donné l'occasion de mettre en pratique sa philosophie de l'enseignement.

« Vous voulez toucher tout le monde, y compris les personnes qui se considèrent comme effrayées par les mathématiques », dit-elle. "Dans notre culture américaine, nous avons normalisé des déclarations telles que:" Oh, je ne suis tout simplement pas un mathématicien. " Je pense que changer cet état d'esprit contribuera à rendre les sujets STEM plus inclusifs.

"Vous n'avez pas besoin d'être un mathématicien, vous n'avez pas besoin d'être un scientifique, vous le devenez."


Observation des champs magnétiques interstellaires et intergalactiques

Les résultats d'observation des champs magnétiques interstellaires et intergalactiques sont passés en revue, y compris les champs dans les restes et boucles de supernova, les filaments et nuages ​​interstellaires, les régions et bulles H ii, la Voie lactée et les galaxies voisines, les amas de galaxies et la toile cosmique. Diverses approches sont utilisées pour étudier ces domaines. Les orientations des champs magnétiques dans les filaments interstellaires et les nuages ​​moléculaires sont tracées par l'émission de poussière thermique polarisée et la polarisation de la lumière des étoiles. Les intensités de champ et les directions le long de la ligne de visée dans les nuages ​​denses et les noyaux sont mesurées par division de Zeeman des raies d'émission ou d'absorption. Les champs magnétiques à grande échelle dans la Voie lactée ont été mieux sondés par des mesures de rotation de Faraday d'un grand nombre de pulsars et de sources radio extragalactiques. Les champs magnétiques galactiques cohérents suivent les bras spiraux et ont leurs inversions de direction dans les bras et les régions inter-bras du disque. Les champs azimutaux dans le halo inversent leurs directions au-dessous et au-dessus du plan galactique. Les orientations des champs magnétiques organisés dans les galaxies proches ont été observées par émission synchrotron polarisée. Les champs magnétiques dans le milieu intraamas ont été indiqués par des halos radio diffus, des reliques radio polarisées et des rotations de Faraday de radiogalaxies intégrées et de sources de fond. La détection du faible pont radio entre l'amas de Coma et A1367 constitue une preuve éparse de champs magnétiques très faibles dans la toile cosmique. Les futures observations devraient viser la tomographie 3D des champs magnétiques cohérents à grande échelle dans notre Galaxie et les galaxies voisines, une meilleure description des propriétés des champs intraamas et des détections fermes des champs magnétiques intergalactiques dans le réseau cosmique.


Nouveaux et futurs radiotélescopes

Les observations de polarisation radio actuelles sont limitées par la sensibilité et la résolution angulaire. La meilleure résolution spatiale disponible est de 100-300 pc (un parsec (pc) correspond à 3,26 années-lumière) dans les galaxies spirales les plus proches et de 10 pc dans la galaxie la plus proche, le Grand Nuage de Magellan. Le Jansky Very Large Array (VLA, https://public.nrao.edu/telescopes/vla) et le Square Kilometer Array (SKA, http://www.skatelescope.org), construction de la phase 1 prévue pour 2021-2025 sur deux sites (Afrique australe et Australie occidentale), auront une sensibilité bien améliorée aux longueurs d'onde centimétriques et décimétriques (Carilli & Rawlings 2004, Beck 2010). Le SKA permettra d'étudier les structures du champ magnétique dans les galaxies à des résolutions plus de 10 fois meilleures qu'aujourd'hui (Beck et al. 2015). Le SKA découvrira des milliers de nouveaux pulsars dans la Voie lactée, ce qui augmentera considérablement le nombre de mesures de rotation de Faraday et fournira ainsi une carte détaillée de la structure du champ magnétique.

À de grandes longueurs d'onde de quelques mètres, un radiotélescope de nouvelle génération, le Low Frequency Array (LOFAR), a commencé à fonctionner à plein régime en 2012. 38 des 52 stations fonctionnent aux Pays-Bas (http://www.lofar.org ), six en Allemagne (http://www.lofar.de), trois en Pologne (http://www.oa.uj.edu.pl/lofar) et un chacun au Royaume-Uni (http://www .lofar-uk.org), en France (http://www.obs-nancay.fr/index.php/en/instruments/lofar), en Suède (http://lofar-se.org), en Irlande (https://lofar.ie), et en Lettonie. Parmi de nombreuses autres possibilités d'observation, LOFAR est capable de tracer l'émission radio synchrotron à partir de rayons cosmiques de faible énergie dans des champs magnétiques faibles. Cela nous permet d'observer les régions ultrapériphériques des galaxies qui ne sont accessibles que par ondes radio. La première galaxie observée en détail est M 51 (Mulcahy et al. 2014).


Les plus faibles galaxies naines

Josué D. Simon
Vol. 57, 2019

Abstrait

Les galaxies satellites de la Voie Lactée à luminosité la plus faible (L) représentent la limite inférieure extrême de la fonction de luminosité des galaxies. Ces naines ultra-faibles sont les systèmes stellaires les plus anciens, les plus dominés par la matière noire, les plus pauvres en métaux et les moins évolués chimiquement. Lire la suite

Documents supplémentaires

Figure 1 : Recensement des galaxies satellites de la Voie lactée en fonction du temps. Les objets montrés ici incluent toutes les galaxies naines confirmées par spectroscopie ainsi que celles suspectées d'être des naines basées sur l.

Figure 2 : Répartition des satellites de la Voie lactée en magnitude absolue () et rayon de demi-lumière. Les galaxies naines confirmées sont affichées sous forme de cercles remplis de bleu foncé et les objets suspectés d'être des galaxies naines.

Figure 3 : Dispersions des vitesses en ligne de visée des satellites ultra-faibles de la Voie lactée en fonction de la magnitude absolue. Les mesures et les incertitudes sont représentées par des points bleus avec des barres d'erreur, et 90 % c.

Figure 4 : (a) Masses dynamiques des satellites ultra-faibles de la Voie lactée en fonction de la luminosité. (b) Rapports masse/lumière dans le rayon de demi-lumière pour les satellites ultra-faibles de la Voie lactée en fonction.

Figure 5 : Métallicités stellaires moyennes des satellites de la Voie lactée en fonction de la magnitude absolue. Les galaxies naines confirmées sont affichées sous forme de cercles remplis de bleu foncé et les objets suspectés d'être nains.

Figure 6 : Fonction de distribution de la métallicité des étoiles chez les naines ultra-faibles. Les références pour les métallicités présentées ici sont répertoriées dans le tableau supplémentaire 1. Nous notons que ces données sont assez hétérogènes.

Figure 7 : Schémas d'abondance chimique des étoiles dans les UFD. Voici les rapports (a) [C/Fe], (b) [Mg/Fe] et (c) [Ba/Fe] en fonction de la métallicité, respectivement. Les étoiles UFD sont tracées sous forme de diamo coloré.

Figure 8 : Détectabilité des systèmes stellaires faibles en fonction de la distance, de la magnitude absolue et de la profondeur du relevé. La courbe rouge montre la luminosité de la 20e étoile la plus brillante d'un objet en tant que fonction.

Figure 9 : (a) Diagramme couleur-amplitude de Segue 1 (photométrie de Muñoz et al. 2018). Les régions de magnitude ombrées en bleu et en rose indiquent la profondeur approximative pouvant être atteinte avec le milieu existant.


Les références

Frisch, P. C. LISM coquille de superbulle à structure fragmentée? Espace Sci. Tour. 78, 213–222 (1996)

Lallement, R. et al. Déviation du flux d'hydrogène neutre interstellaire à travers l'interface héliosphérique. La science 307, 1447–1449 (2005)

Opher, M., Stone, E. C. & Gombosi, T. I. L'orientation du champ magnétique interstellaire local. La science 316, 875–878 (2007)

Richardson, J.D. et al. Refroidir le plasma d'héliogaine et décélération du vent solaire en amont au choc de terminaison. Nature 454, 63–66 (2008)

Pogorelov, N. V. & Zank, G. P. La direction de la vitesse neutre de l'hydrogène dans l'héliosphère interne en tant que boussole de champ magnétique interstellaire possible. Astrophys. J. 636, L161–L164 (2006)

Opher, M., Stone, E. C. & Liewer, P. C. Les effets d'un champ magnétique interstellaire local sur les observations de Voyager 1 et 2. Astrophys. J. 640, L71–L74 (2006)

Opher, M., Richardson, J. C., Toth, G. & Gombosi, T. I. Confronter les observations et la modélisation : le rôle du champ magnétique interstellaire dans les asymétries de Voyager 1 et 2. Espace Sci. Tour. 143, 43–55 (2009)

Pogorelov, N. V., Stone, E. C., Florinski, V. & Zank, G. P. Asymétries de choc de terminaison vues par le vaisseau spatial Voyager : le rôle du champ magnétique interstellaire et de l'hydrogène neutre. Astrophys. J. 668, 611–624 (2007)

Pogorelov, N. V., Heerikhuisen, J. & Zank, G. P. Sonder les asymétries héliosphériques avec un modèle MHD-cinétique. Astrophys. J. 675, L41–L44 (2008)

Stone, E.C. et al. Un choc de terminaison de vent solaire asymétrique. Nature 454, 71–74 (2008)

Stone, E.C. et al. Voyager 2 explore la région du choc de terminaison et l'héliogaine au-delà. La science 309, 2017–2020 (2005)

Izmodenov, V. V. Paramètres interstellaires locaux tels qu'ils sont déduits de l'analyse des observations à l'intérieur de l'héliosphère. Espace Sci. Tour. 143, 139–150 (2009)

Minter, A. H. & Spangler, S. R. Observation des fluctuations turbulentes de la densité du plasma interstellaire et du champ magnétique à des échelles spatiales de 0,01 à 100 parsecs. Astrophys. J. 458, 194–214 (1996)

Jokipii, J. R. Notre quartier interstellaire. La science 307, 1424–1425 (2007)

Frisch, P.C. et al. L'environnement galactique du Soleil : matière interstellaire à l'intérieur et à l'extérieur de l'héliosphère. Espace Sci. Tour. 146, 235–273 (2009)

Linsky, J. L. Résoudre les mystères du milieu interstellaire diffus avec la spectroscopie UV à haute résolution. Astrophys. Espace Sci. 320, 85–90 (2009)

Redfield, S. & Linsky, J. La structure du milieu interstellaire local. IV. Dynamique, morphologie, propriétés physiques et implications des interactions nuage-nuage. Astrophys. J. 673, 283–314 (2008)

Cox, D. & Helenius, L. Dynamique du tube de flux et un modèle pour l'origine du fluff local. Astrophys. J. 583, 205–228 (2003)

Jenkins, E. B. & Tripp, T. M. La distribution des pressions thermiques dans le milieu interstellaire à partir d'une enquête sur l'excitation à structure fine de CI. Astrophys. J. Suppl. Sér. 137, 297–340 (2001)

Shelton, R. et al. Le débat sur la bulle locale. Compte rendu des séances 1 et 3. Espace Sci. Tour. 143, 303–309 (2009)

Jenkins, E. B. Balances de pression et d'ionisation dans le milieu interstellaire circum-héliosphérique et la bulle locale. Espace Sci. Tour. 143, 205–216 (2009)

Izmodenov, V. V., Malama, Y. G. & Ruderman, M. S. Modélisation de l'héliosphère externe avec le cycle solaire réaliste. Av. Espace Rés. 41, 318–324 (2008)

Richardson, J. D., Liu, Y. & Wang, C. Structure du vent solaire dans l'héliosphère externe. Av. Espace Rés. 41, 237–244 (2008)


Voici à quoi ressemble vraiment le système solaire

À première vue, cela ressemble à quelque chose d'une autopsie extraterrestre. Un organe étrange découpé dans le thorax d'un xénomorphe, sous les lumières vacillantes d'une salle d'opération dans une installation gouvernementale top secrète, avec des vrilles veineuses qui pendent jusqu'au sol, dégoulinant de boue visqueuse. (X-Com quelqu'un ?)

Mais non, ce n'est que notre système solaire.

Cette forme étrangement fascinante est en fait une représentation graphique de ce à quoi ressemble notre système solaire, ou plutôt de la bulle magnétique qui entoure notre système solaire. C'est une représentation de l'héliosphère, une bulle massive creusée dans l'espace par le flux constant du Soleil.

Ils l'appellent le modèle de croissant dégonflé.

Le problème avec la mesure précise de l'héliosphère est que nous sommes à l'intérieur. Son bord est à plus de 16 milliards de kilomètres (10 milliards de miles). Ce n'est que grâce à la paire de vaisseaux spatiaux Voyager que nous avons des données en dehors de l'héliosphère. Voyager 1 a laissé l'hélisphère derrière lui et est entré dans l'espace interstellaire en août 2012, et Voyager 2 a fait de même en novembre 2019.

Échelle logarithmique du système solaire, de l'héliosphère et du milieu interstellaire. Crédit : NASA-JPL

Il existe des missions dédiées à l'étude de l'héliosphère, comme IBEX de la NASA ou Interstellar Boundary Explorer. Il existe des interactions complexes où l'héliosphère rencontre l'espace interstellaire, une région appelée héliopause. IBEX étudie ce qu'on appelle les atomes neutres énergétiques. Ils sont créés lorsque des rayons cosmiques provenant de l'extérieur de notre système solaire rencontrent des particules chargées provenant de l'intérieur de notre système solaire. Étant donné que ces atomes neutres énergétiques sont créés par des interactions avec le milieu interstellaire (ISM), ils servent en quelque sorte de proxy pour mesurer le bord de l'héliosphère.

Mais les données de ces interactions sont complexes. Il doit être introduit dans des modèles informatiques pour faire des prédictions sensées sur la nature et la forme de l'héliosphère. La NASA et la NSF ont financé un effort pour lui donner un sens, appelé SHIELD Drive Science Center, à l'Université de Boston.

Une étude publiée plus tôt cette année présente certains des nouveaux résultats sur l'héliosphère. Son titre est "Une petite et ronde héliosphère suggérée par la modélisation magnétohydrodynamique des ions de captage". L'auteur principal est Merav Opher, professeur d'astronomie à l'Université de Boston. L'étude est publiée dans la revue Nature Astronomy.

Les scientifiques pensaient que l'héliosphère avait la forme d'une comète. Au fur et à mesure que notre système solaire se déplace dans l'espace, le flux sortant du Soleil rencontre l'ISM et crée un choc d'étrave ou une onde d'étrave sur le bord d'attaque, et une queue d'hélice sur le bord de fuite, rappelant la queue d'une comète.

« La forme de l'héliosphère a été explorée au cours des six dernières décennies », expliquent les auteurs dans leur article. « Il y avait un consensus, depuis les travaux pionniers de Baranov et Malama, sur le fait que la forme de l'héliosphère ressemble à une comète.

Le modèle précédent de l'héliosphère. Crédit : NASA/Feimer)

Mais cette nouvelle recherche nous montre une héliosphère différente. Des preuves plus récentes, soulignent les auteurs, montrent que l'héliosphère contient deux structures en forme de jet.

En plus des données d'IBEX, les chercheurs ont utilisé les données de Cassini et de New Horizons dans leur nouvelle étude. Ce sont toutes deux des missions planétaires, mais elles ont quand même fourni des données sur le système solaire. Dans le cas de Cassini, il a mesuré des particules qui rebondissent vers le système solaire interne à partir d'interactions avec l'ISM. "Les observations de Cassini sur les atomes neutres énergétiques suggèrent en outre que l'héliosphère n'a pas de queue", expliquent-ils.

New Horizons mesure ce que l'on appelle les ions de collecte (PUI). Les PUI sont une partie essentielle de cette étude. Ils sont créés lorsque le Soleil se déplace dans le milieu partiellement ionisé. Ils échangent des charges avec le vent solaire, ce qui crée une population d'ions de captage chaud (PUI), dont la température est différente de celle des ions du vent solaire.

Lorsque Voyager 2 a franchi la frontière dans l'espace interstellaire, il a montré que la pression au niveau de l'héliogaine est dominée par ces PUI. Mais à cette époque, la façon dont les PUI ont façonné l'héliosphère n'a pas été étudiée. C'est ce que cette étude a fait, et c'est ainsi que nous avons obtenu cette nouvelle image étrange de notre héliosphère.

La clé de cette étude est la façon dont ils ont modélisé les ions de captage chauds séparément des ions thermiques. La rangée supérieure de panneaux montre la forme de l'héliosphère lorsqu'ils sont modélisés séparément, la rangée inférieure de panneaux montre quand ils ne sont pas modélisés séparément. Crédit d'image: Opher et al, 2020.

Dans l'article, les auteurs expliquent que « le nouveau modèle reproduit à la fois les propriétés des PUI, sur la base des observations de New Horizons, et les ions du vent solaire, sur la base des observations du vaisseau spatial Voyager 2 ainsi que des données de champ magnétique de type solaire en dehors de l'héliosphère à Voyager 1 et Voyager 2.”

Les PUI sont beaucoup plus chaudes que les autres particules du vent solaire, et cette différence est la clé de ce travail.

“Il y a deux fluides mélangés. Vous avez un composant qui est très froid et un autre qui est beaucoup plus chaud, les ions de captage », a déclaré l'auteur principal Opher dans un communiqué de presse. “Si vous avez du fluide froid et du fluide chaud, et que vous les placez dans l'espace, ils ne se mélangeront pas - ils évolueront principalement séparément. Ce que nous avons fait, c'est séparer ces deux composants du vent solaire et modéliser la forme 3D résultante de l'héliosphère.”

Un modèle mis à jour (à gauche) suggère que la forme de la bulle d'influence du Soleil, l'héliosphère, pourrait être une forme de croissant dégonflé, plutôt que la forme de comète à longue queue suggérée par d'autres recherches (à droite). 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.

Génial! 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.

Génial! 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.


Voir la vidéo: Electromagnétisme: Le champ magnétique autour dun solénoïde (Août 2021).