Planck XXXV. El papel de los campos magnéticos en la formación de la estructura de las nubes moleculares.

• Título: Planck intermediate results. XXXV. Probing the role of the magnetic field in the formation of structure in molecular clouds.
• Autores: Planck Collaboration. Corresponding Author: Juan D. Soler
• Institucion del primer autor:  Institute d’Astrophysique Spatiale, CNRS (UMR8617) Univeristé Paris-Sud 11, Batiment 121, Orsay, France.
• Estado del trabajo: Aceptado para publicación en Astronomy & Astrophysics.

La formación y evolución de las nubes moleculares se ve afectada por una combinación no-lineal entre la turbulencia, los campos magnéticos y la gravedad. Entender la importancia relativa de estos procesos es de vital importancia para entender como funciona el proceso de formación de estrellas en la Galaxia. Sin embargo, estamos limitados por las técnicas observacionales para cuantificar la importancia relativa de estos procesos, sobre todo cuando queremos determinar la magnitud y orientación del campo magnético.

Existen dos técnicas observacionales para estudiar la morfología y magnitud del campo magnético en las núbes moleculares. El primero consiste en estudiar el efecto Zeeman en líneas moleculares. El segundo método se basa en el análisis de mapas polarización, el cual provee información acerca de la magnitud promedio del campo y la orientación de su proyección en el cielo.  Los mapas de polarización se pueden obtener tanto en extinción como en emisión.

Como se obtienen los mapas de polarización ?

Figura 1: Grano de polvo interestelar. Condrita porosa. crédito: Wikipedia.

Los granos de polvo en el medio interestelar no son esféricos sinó que tienen una morfología bastante compleja, Figura 1.  Los granos de polvo al interior de una nube molecular en presencia de un campo magnético fuerte se van a alinear, en donde el semieje mayor del polvo estará orientado ortogonalmente con respecto a las líneas del campo magnético.

Mapa en absorción: Cuando la luz proveniente de una estrella de fondo pasa a través de una nube molecular, esta va a interactuar con el polvo. La polarización de la radiación perpendicular al campo magnético va a ser absorbida debido a la alineación de los granos de polvo. Cuando observamos esta radiación con un polarímetro, solo recibimos una componente de polarización la cual estará alineada con la dirección del campo magnético. Figura 2a.

Mapa en emisión: Aunque el interior de las nubes moleculares es bastante frio, la temperatura de el polvo puede variar entre los 5-100 K, por lo cual estos granos van a radiar como un cuerpo negro. Al estar los granos alineados debido al campo magnético, la radiación emitida por ellos va a tener una polarización preferencial. Cuando observamos esta radiación con un polarimetro, podemos inferir que la dirección de las líneas de campo magnético es perpendicular a la orientación de polarización observada. Figura 2b.

En este artículo, los autores analizan el papel de los campos magnéticos en la formación de la estructura de las nubes moleculares utilizando el método llamado “Histograma de Orientaciones Relativas”

Como funciona el hisograma de orientaciones relativas?

Figura 3: Diagrama esquematico de los vectores involucrados en el cálculo de la orientación relativa del campo magnético y el gradiente de la densidad. iso-τ, corresponde a una misma densidad y su gradiente, ∇τ, apunta en la dirección perpendicular.

Conociendo la distribución de densidad podemos calcular su gradiente ∇n en cada punto de nuestro mapa. Al conocer también la dirección del campo magnético en cada punto del mapa, calculamos el ángulo relativo entre estos dos vectores utilizando el producto punto y el producto cruz. A continuación dividimos nuestro mapa en rangos de densidad, para separar el análisis de las bajas y las altas densidades.

Finalmente recopilamos un histograma de los ángulos medidos entre el campo magnético y el gradiente de la densidad para cada uno de los rangos de densidad, como se muestra en la figura 3. La forma del histograma va a contener la información necesaria para determinar la orientación relativa preferencial. Cuando el campo magnetico y el gradiente de la densidad están alineados, el ángulo, Φ, va a tener un máximo en 90°, donde su coseno será igual a 0, por lo cual el histograma va a tener una geometría convexa (visto desde arriba), Figura 5a. De lo contrario cuando el campo magnético y el gradiente de la densidad son perpendiculares entre ellos, mediremos un ángulo preferencial de Φ = 0°, donde el histograma tendrá una geometría cóncava. Figura 5b.

Figura 4: Densidad columnar y lineas de campo magnético para dos simulaciones. (izquierda) Simulación con campo magnético débil. (derecha) Simulación con campo magnético fuerte. crédito: Soler et al. 2013

Figura 5: Histograma de orientaciones relativas para las dos simulaciones de la figura anterior para diferentes rangos de densidad. (izquierda) simulación con campo magnético débil. (derecha) simulación con campo magnético fuerte. crédito: Soler et al 2013.

Planck y el campo magnético:

El satélite Planck, observó la polarización lineal en todo el cielo para siete frequencias diferentes entre 30-353 GHz. para este trabajo se utilizaron los mapas de polarización a 353 GHz, ya que esto asegura que la polarización proveniente de la radiación cósmica de fondo no va a afectar los resultados. Se seleccionaron 10 nuTaurobes moleculares cercanas (distancias menores a 450 pc) en el cinturón de Gould. Estas regiones son bastante conocidas y han sido (fuertemente) estudiadas y algunas de ellas nos puede sonar conocidas: Tauro, Ofiuco, Lupus, Chamaleon-Musca, Corona Australis, Fisura de Aguila, Perseo, IC5146, Cefeo y Orión.

Figura 6: Mapa de densidades columnares de todo el cielo, observado por Planck a 353 GHz. Las ubicaciones de las diez nubes moleculares usadas en el estudio están marcadas en el mapa. crdito: Planck Collaboration Results XI 2014.

Las observaciones de Planck en estas nubes moleculares revela la densidad columnar y la orientación del campo magnético proyectado en el cielo. De la misma manera que se utilizó el histograma de orientaciones relativas para las simulaciones, los autores aplican el mísmo método aqui. La figura 7, muestra la densidad columnar y la orientación del campo magnético para la nube molecular de Tauro. A su lado se presenta el histograma de orientaciones relativas para tres rangos diferentes de densidades columnares en donde se puede apreciar que las regiones de densidades columnares bajas, rango de color negro, la forma del histograma tiene una geometría convexa, lo cual nos indica que el campo magnético está alineado con los contornos de iso-densidad. Para las densidades columnares altas, rango rojo, se observa que la geometría del histograma es más cóncava, lo cual corresponde a una alineación entre el campo magnético y el gradiente de la densidad columnar.

Para las diez nubes moleculares estudiadas, los autores encontraron que en la mayoría de las regiones la orientación del campo magnético y la estructura de la densidad columnar varía con respecto a la magnitud de la densidad columnar, en donde el campo esta preferencialmente alineado con las iso-densidades en las regiones de baja densidad, y cambia a estar preferencialmente perpendicular en regiones de alta densidad.

Una forma de entender este comportamiento es que en las bajas densidades la energía cinética del gas es mayor a la energía magnética, por lo cual el campo magnético es arrastrado por el gas sin encontrar mayor resistencia. Sin embargo en las altas densidades nos encontramos también con regiones de campo magnético muy fuerte, en donde el gas no es capáz de moverse perpendicularmente a las líneas de campo magnético, sino que se ve limitado a fluir siguiendo al campo magnético. Esto significa que en las escalas de la nube observadas por Planck, el campo magnético es lo suficientemente fuerte como para afectar afectar la dinámica del gas influyendo en la formación de estructura de las nubes moleculares, su fragmentación y en el proceso de formación de estrellas.