Il campo magnetico galattico: tecniche di indagine e modello

Nel 1931 Karl Guthe Jansky, mentre lavorava per la Bell Telephone Laboratories alla ricerca dei disturbi che interferivano con la rete telefonica, scoprì un rumore statico di natura sconosciuta, captato con la sua antenna sensibile alle frequenze di 20.5 MHz. Proprio la ricerca dell’origine di quel rumore ha portato alla nascita della radio astronomia, e alla scoperta di uno degli attori più importanti della dinamica galattica: il Campo Magnetico Galattico (GMF). Gli obbiettivi di questo elaborato sono: un’esposizione dei principali fenomeni e delle principali tecniche con cui studiamo il GMF e un’analisi di simulazioni magnetoidrodinamiche (MHD) per ottenere un modello matematico autoconsistente. In apertura è presente una sezione dedicata alle convenzioni e a concetti con i quali il lettore deve essere familiare per comprendere i capitoli successivi. Per avere una descrizione dei fenomeni quanto più reciprocamente coerente, è stato usato il lavoro di Cambell [1] come principale risorsa per per l’esposizione delle tecniche. Il lavoro di Khotes [2] è stato usato come spunto per gli articoli più recenti e per la scelta dei fenomeni da trattare. La metodologia con cui vengono affrontati i primi 4 capitoli è riassumibile in: presentazione della tecnica di indagine, analisi di fenomeni osservabili mediante la tecnica considerata, e esposizione di articoli scientifici che coinvolgono il fenomeno e la tecnica. Le tecniche usate e i relativi fenomeni discussi sono: polarizzazione della luce stellare e legame tra polarizzazione ed estinzione; effetto Zeeman e la teoria di formazione stellare ambipolare; rotazione di Faraday e l’uso delle pulsar per tracciare la forma del campo magnetico; la radiazione di sincrotrone e lo studio dell’inversione radiale del campo osservata vicino al piano Galattico. I modelli di dinamo ibrida proposti nel capitolo 5 sono stati sviluppati da Gressel et al. [3] partendo dalla teoria di campo medio e sono stati in grado di riprodurre l’evoluzione del sistema tramite simulazioni tridimensionali governate contemporaneamente da equazioni MHD e del momento. Inoltre il numero di parametri liberi della simulazione è stato ridotto notevolmente da coefficienti di chiusura ottenuti mediante simulazioni risolte di turbolenza generata da supernove (SN). Il capitolo 5 è intrinsecamente legato ai precedenti, e, come vedremo nelle conclusioni, permette di costruire uno scenario magnetico in cui è possibile trovare una spiegazione al fenomeno dell’inversione del campo magnetico, identificata nell’effetto ondulatorio che l’instabilità di Parker provoca sulle linee di campo. In particolare viene studiata la superposizione dei modi A0 e S0 che governano il campo magnetico a diverse distanze dal centro Galattico. Questa caratteristica inversione delle linee di campo, visibile in mappe radio della Galassia ottenute da diverse sorgenti (pulsar, sorgenti extragalattiche e sincrotrone), risulta di particolare importanza in quanto, per quanto ci consento di dire le attuali osservazioni, è peculiare del campo magnetico della Via Lattea. Sempre nel capitolo 5 vengono indagate altre caratteristiche del disco come il "flaring", l’angolo di inclinazione e i domini radiali di turbolenze dovute a diffusione, instabilità magneto-rotazionali (MRI) e effetti di campo medio su piccola scala.