Modelación de campos magnéticos en galaxias tipo disco

Abstract

Los campos magnéticos son uno de los tópicos en astrofísica más fascinantes y desafiantes de observar y modelar. Han sido observados en un rango amplio de escalas: galaxias, cúmulos galácticos, planetas y estrellas a órdenes de los μG en el caso particular de las galaxias. Hasta ahora, el mecanismo dinamo es el más exitoso en explicar como los campos magnéticos se prolongan en el tiempo en galaxias espirales. Esta teoría predice campos con estructuras dipolares y cuadrupolares que han sido observados. En el presente trabajo, se deduce la ecuación de dinamo en el contexto teórico de la aproximación de campo medio. Teniendo en cuenta el disco y halo galáctico que conforman principalmente a una galaxia espiral; se soluciona la ecuación de dinamo para estas estructuras de manera independiente mediante una expansión en funciones propias. El campo magnético se simula considerando propiedades como el perfil de alturas y dos diferentes curvas de rotación para el disco de la galaxia así como se tienen en cuenta los parámetros asociados al campo en el halo. En las simulaciones realizadas, se obtuvieron campos magnéticos en el disco que presentan simetría axial, como se ha observado en galaxias espirales M31, IC 342 y NGC 253. De la misma manera, las simulaciones obtenidas muestran estructuras cuadrupolares de la componente poloidal del campo en el disco obteniéndose máximos de intensidades hacia el interior de la galaxia, como se ha demostrado observacionalmente para la Vía Láctea. Se obtuvieron intensidades del campo magnético total entre los 3 μG y 4 μGa distancias radiales aproximadas de 8.5 kpc. Según las observaciones basadas en el efecto Zeeman en las cercanías a la posición Solar, en la Vía Láctea, se estima que el campo magnético oscila en intensidad en el rango de 2 μG a 10 μG. Se implementó un paquete de Python de código abierto, denominado GalMag, para llevar a cabo las simulaciones del campo magnético. (Texto tomado de la fuente)

Magnetic fields are one of the most fascinating and challenging topics in astrophysics to observe and model. They have been observed on a wide range of scales, from galaxies, galactic clusters, planets, and stars to orders of μG in the case of galaxies. So far, the dynamo mechanism has been the most successful in explaining how magnetic fields persist over time in spiral galaxies. This theory predicts fields with dipolar and quadrupolar structures, which have been observed. In this study, the dynamo equation is derived within the theoretical framework of the mean-field approximation. Taking into account the galactic disk and halo, which primarily constitute a spiral galaxy, the dynamo equation is solved for these structures independently using an expansion in eigenfunctions. The magnetic field is simulated, considering properties such as the height profile and two different rotation curves for the galaxy's disk, as well as parameters associated with the halo field. In the conducted simulations, magnetic fields in the disk exhibit axial symmetry, as observed in spiral galaxies like M31, IC 342, and NGC 253. Similarly, the obtained simulations display quadrupolar structures in the poloidal component of the disk's field, with intensity maxima towards the galactic center, as has been demonstrated observationally for the Milky Way. The total magnetic field intensities obtained in the simulations range between 3 μG and 4 μG at approximate radial distances of 8.5 kpc. Based on observations using the Zeeman effect near the Solar position in the Milky Way, it is estimated that the magnetic field varies in intensity within the range of 2 μG to 10 μG. An open-source Python package called GalMag was implemented to conduct these magnetic field simulations.