Magnetyczne autostrady w galaktyce gwiazdotwórczej Arp 220

Najbliższe laboratorium ekstremalnej ewolucji galaktyk

Arp 220 to para zderzających się galaktyk spiralnych, które łączą się w jedną, ultra jasną galaktykę w podczerwieni (ULIRG) przechodzącą fazę bardzo intensywnych procesów gwiazdotwórczych. W takiej kolizji ogromne ilości gazu i pyłu są ściskane w niewielkiej objętości, co uruchamia gwałtowny wybuch narodzin nowych gwiazd oraz prawdopodobnie silną aktywność supermasywnych czarnych dziur w jądrach.

Arp 220 świeci głównie w podczerwieni – większość jej energii jest ukryta za gęstymi chmurami pyłu, dlatego obserwuje się ją przede wszystkim na falach milimetrowych i submilimetrowych, gdzie pył i zimny gaz stają się bardziej przezroczyste dla teleskopów takich jak ALMA. Dzięki temu Arp 220 jest jednym z najlepszych pobliskich odpowiedników bardzo odległych, zakurzonych galaktyk gwiazdotwórczych z młodego Wszechświata.

Nowe obserwacje zespołu kierowanego przez Enrique Lopeza‑Rodrigueza za pomocą ALMA pokazują, że w tej burzliwej galaktyce gwiazdotwórczej ważną rolę odgrywają nie tylko grawitacja, wybuchy supernowych i wiatry gwiazdowe, ale także silne, uporządkowane pola magnetyczne.

Jak ALMA widzi niewidzialne pola magnetyczne

Światło spolaryzowane jako ślad pola magnetycznego

Pole magnetyczne samo w sobie jest niewidzialne, ale jego obecność można wykryć, obserwując, jak ustawia i prowadzi drobiny materii – na przykład ziarenka pyłu i molekuły gazu. Jeśli takie ziarna są wydłużone i obracają się w polu magnetycznym, ich promieniowanie staje się spolaryzowane, czyli fale świetlne drgają częściej w jednym kierunku niż w innych.

Zespół wykorzystał pełne obserwacje polaryzacyjne ALMA w paśmie 7 (długość fali około 870 mikrometrów). Jednocześnie zmierzono polaryzację ciągłego promieniowania pyłu oraz spolaryzowane promieniowanie linii molekularnej CO(3–2), uzyskując rozdzielczość około 0,24 sekundy łuku – w Arp 220 to około 96 parseków. Taka rozdzielczość pozwoliła wyraźnie rozdzielić dwa zwarte jądra galaktyki i ich wypływy.

Pył, CO i efekt Goldreicha–Kylafisa

Promieniowanie pyłu ujawnia orientację ziaren ustawionych w polu magnetycznym w gęstym, zimnym gazie. Z kolei polaryzacja linii CO(3–2) – powstająca w obecności niesymetrycznego pola promieniowania i pola magnetycznego dzięki tzw. efektowi Goldreicha–Kylafisa – pokazuje geometrię pola bezpośrednio w wiatach molekularnych.

Połączenie tych dwóch informacji daje trójwymiarowy obraz struktury pola magnetycznego w zakurzonych jądrach i wypływach molekularnych Arp 220. Dzięki temu po raz pierwszy udało się prześledzić, jak pole magnetyczne organizuje zimny gaz i pył w tej ekstremalnie aktywnej galaktyce gwiazdotwórczej.

Dwa jądra, dwie geometrie pola

Wschodnie jądro – pole spiralne

Arp 220 zawiera dwa niezwykle zwarte jądra – wschodnie i zachodnie – ukryte w gęstym pyle. Nowe mapy ALMA rozdzielają te jądra oraz ich wypływy molekularne, pokazując wyraźnie różne struktury pola magnetycznego w obu regionach.

We wschodnim jądrze (Arp 220 E) pole magnetyczne ma spiralny układ, który przenika kompaktowy, zakurzony dysk i ramię spiralne. Oznacza to, że uporządkowane spiralne pola magnetyczne mogą przetrwać bardzo głęboko w zaawansowanym stadium łączenia się galaktyk, mimo silnych zaburzeń i gwałtownej aktywności gwiazdotwórczej.

Zachodnie jądro – pionowa magnetyczna autostrada

W zachodnim jądrze (Arp 220 W) ALMA odkrywa niemal pionowe pole magnetyczne, biegnące równolegle do dwubiegunowego wypływu molekularnego. Ten wypływ osiąga prędkości do około 500 km/s, tworząc coś w rodzaju magnetycznej autostrady, która wynosi gaz, pył i promienie kosmiczne z jądra galaktyki w stronę jej otoczki.

Pomiędzy jądrami widać dodatkowo wyraźnie spolaryzowany most pyłowy o polaryzacji rzędu 3–5%, który wyznacza namagnetyzowany grzbiet materii łączący oba regiony. Taki most może działać jak kanał, którym materia – oraz samo pole magnetyczne – są przekazywane z jednego jądra do drugiego w trakcie zderzenia galaktyk.

Jak silne są pola magnetyczne w Arp 220?

Metoda Davisa–Chandrasekhara–Fermiego

Aby oszacować natężenie pola magnetycznego, zespół połączył informacje o geometrii polaryzacji, masie gazu, poziomie turbulencji oraz prędkościach wypływu. Zastosowano i dopracowano klasyczną metodę Davisa–Chandrasekhara–Fermiego, która wiąże rozrzut kierunków pola magnetycznego z jego siłą i ruchem gazu.

Wyniki wskazują, że w wiatach molekularnych Arp 220 natężenie pola magnetycznego sięga około 1–10 miligausów, czyli jest setki do tysięcy razy większe niż przeciętne pole w dysku Drogi Mlecznej (rzędu kilku mikrogausów). Autorzy podają średnie wartości rzędu 1–2 mG dla jednego i około 8 mG dla drugiego płata wypływu, co tłumaczą wzmocnieniem pola przez kompresję w gęstych chmurach jądra oraz przez fale uderzeniowe po wybuchach supernowych.

Pole jako aktywny składnik wiatru galaktycznego

Tak silne pola magnetyczne nie są biernymi pasażerami w niesionym gazie – ich ciśnienie i energia mogą być porównywalne z energią turbulencji czy promieniowania, a więc mają realny wpływ na przyspieszanie i kierowanie wypływów.

W Arp 220 pola magnetyczne są uporządkowane i biegną wraz z wypływami niczym niewidzialne barierki, prowadząc metale, pył i promienie kosmiczne w stronę rozległego halo wokół galaktyki. Ponieważ zimny i ciepły gaz molekularny niesie zwykle 1–2 rzędy wielkości więcej masy niż gorąca, zjonizowana faza, to właśnie takie namagnetyzowane wypływy w dużej mierze decydują o tym, jak skutecznie galaktyka traci surowiec do dalszego tworzenia gwiazd.

Odkrycie pokazuje, że silne pola magnetyczne są ważnym, wcześniej niedocenianym składnikiem sprzężenia zwrotnego, które reguluje tempo formowania gwiazd i ewolucję galaktyk gwiazdotwórczych.

Arp 220 a młody Wszechświat

Arp 220 jest najbliższą znaną ultra jasną galaktyką w podczerwieni, ale obiekty tego rodzaju były znacznie częstsze we wczesnym Wszechświecie, ponad 10 miliardów lat temu. Wtedy galaktyki bardzo często zderzały się i łączyły, a epizody bardzo intensywnych procesów gwiazdotwórczych i aktywność supermasywnych czarnych dziur były czymś powszechnym.

Jeżeli w Arp 220 obserwujemy silne, uporządkowane pola magnetyczne w wypływach molekularnych, istnieje duże prawdopodobieństwo, że podobne magnetyczne autostrady działały także w młodych, odległych galaktykach gwiazdotwórczych. Oznacza to, że pola magnetyczne mogły odgrywać istotną rolę w kształtowaniu tempa formowania gwiazd i rozprowadzaniu metali po otoczeniu galaktyk już bardzo wcześnie w historii kosmosu.

Dotychczasowe próby pomiaru pól magnetycznych w Arp 220 – oparte np. na obserwacjach maserów czy emisji synchrotronowej – dawały rozbieżne wyniki, ponieważ sondowały różne fazy ośrodka międzygwiazdowego. Nowe wyniki ALMA po raz pierwszy pokazują pola bezpośrednio w gęstym pyle i gazie wypływów molekularnym, uzupełniając ten obraz i zawężając zakres możliwych wartości.

W miarę jak ALMA i przyszłe teleskopy będą obserwować coraz dalsze galaktyki, astronomowie spodziewają się znajdować podobne struktury magnetyczne również w innych systemach. Arp 220 przestaje wtedy być pojedynczym spektakularnym przypadkiem, a staje się wzorcowym obiektem, który pomaga zrozumieć, jak galaktyki gwiazdotwórcze rosną, wyłączają proces powstawania gwiazd i recyklingują swój gaz w skali całego Wszechświata.

Główne źródła naukowe

1. Główne źródło:
   E. López‑Rodriguez et al., „The Magnetic Fields of the Dusty Nuclei and Molecular Outflows of Arp 220”, Astrophysical Journal Letters (ApJL).
2. Kontekst – komunikat prasowy:
   ALMA Observatory, „Magnetic Superhighways Discovered in a Starburst Galaxy’s Winds”, 2026
3. Kontekst fizyczny ULIRG i galaktyk gwiazdotwórczych:
   Przeglądowe prace i obserwacje ALMA wysokoczerwonych galaktyk gwiazdotwórczych i ULIRG.
4. Informacje ogólne o Arp 220:
   ESO, ESA/Webb, HST – opisy i zdjęcia galaktyki Arp 220

Opracowanie: Agnieszka Nowak