Unveiling the role of magnetization in galaxy evolution through numerical simulations

Abstract

Magnetic fields are a fundamental component of the interstellar medium (ISM), with theirdynamical role in disk galaxies and their coupling to turbulence remaining a key open question. In this thesis, we investigate galactic magnetism through high-resolution, galaxy-scale magnetohydrodynamical simulations conducted with the adaptive-mesh refinement code RAMSES. We developed simulations of Milky Way–like galaxies that include self-gravity, star formation, andsupernova feedback, together with non-equilibrium chemistry relevant for following H2 formationand therefore more accurately modeling star formation. Two contrasting initial magnetic fieldmorphologies were considered: a fully ordered (toroidal) configuration and a fully random field. Using these models, we studied the dynamical importance of magnetic fields through the plasma β parameter and the magnetic field strength–density (B–ρ) relation. We find that unlike the classical picture of a flat Β-ρ relation at low densities that turns into a power-law at high densities, in our simulations the Β-ρ relation exhibits large intrinsic scatter and strong temporal and spatial variability, with slopes that are neither universal nor static. Disordered magnetic fields are more efficiently amplified by turbulent motions than ordered fields, leading to localized enhancements in magnetic pressure. On galactic scales, however, these differences remain modest and are largely obscured by turbulence driven by stellar feedback, differential rotation, and other large-scale gas flows.We also examined how the properties of turbulent flows changed by changing the scale on which the mean or laminar flow is defined. We did this using a spherical filtering method, decomposing the magnetic and velocity fields into mean and fluctuating components while systematically varying the averaging scale. We analyzed the resulting energy ratios and power spectra as functions of time and averaging radius, and showed that the inferred turbulent energy fractions increased with averaging scale. We found that, independently of the averaging scale, turbulent kinetic energy exceeds turbulent magnetic energy by one to two orders of magnitude, indicating that turbulence inthese systems is primarily driven by gas motions rather than magnetic forces. These results have direct implications for observational techniques that rely on scale-dependent field decompositions. Overall, this thesis demonstrates that the apparent dynamical importance of magnetic fields in disk galaxies depends sensitively on spatial scale and temporal variability. While magnetic fields influence local ISM structure and dense gas evolution, they do not dominate the global energy budget in the systems studied, highlighting the need for scale-aware diagnostics when interpreting galactic magnetism.

Τα μαγνητικά πεδία αποτελούν θεμελιώδες συστατικό του διαστρικού μέσου (ΔΜ). Ωστόσο, ο ρόλος τους στη δυναμική των γαλαξιών, καθώς και η αλληλεπίδρασή τους με την τυρβώδη ροή του αερίου, παραμένουν από τα σημαντικότερα ανοιχτά ζητήματα της σύγχρονης Αστροφυσικής. Στην παρούσα διατριβή μελετάται ο γαλαξιακός μαγνητισμός μέσω μαγνητοϋδροδυναμικών προσομοιώσεων υψηλής χωρικής ανάλυσης, οι οποίες υλοποιήθηκαν με τον κώδικα RAMSES. Οι προσομοιώσεις εστιάζουν σε δισκοειδείς γαλαξίες παρόμοιους με τον Γαλαξία μας και περιλαμβάνουν αυτοβαρύτητα, αστρογένεση και αστρική ανατροφοδότηση από εκρήξεις υπερκαινοφανών, σε συνδυασμό με χημεία που επιτρέπει την παρακολούθηση του σχηματισμού του μοριακού υδρογόνου (H2). Η προσέγγιση αυτή οδηγεί σε μια πιο ρεαλιστική περιγραφή της διαδικασίας σχηματισμού αστέρων. Εξετάστηκαν δύο ακραίες αρχικές μορφολογίες του μαγνητικού πεδίου: μία πλήρως διατεταγμένη (τοροειδής) και μία πλήρως τυχαία. Με βάση αυτά τα μοντέλα, διερευνήθηκε η δυναμική σημασία των μαγνητικών πεδίων μέσω της παραμέτρου β του πλάσματος και της σχέσης μεταξύ της έντασης του μαγνητικού πεδίου και της πυκνότητας του αερίου (Β-ρ). Τα αποτελέσματά μας δείχνουν ότι, σε αντίθεση με την κλασική εικόνα μιας σχεδόν επίπεδης σχέσης Β-ρ σε χαμηλές πυκνότητες, η οποία μεταπίπτει σε νόμο δύναμης σε υψηλές πυκνότητες, η σχέση Β-ρ στις προσομοιώσεις μας παρουσιάζει έντονη εγγενή διασπορά και σημαντική χρονική και χωρική μεταβλητότητα. Οι κλίσεις της σχέσης δεν είναι καθολικές ούτε χρονικά σταθερές, αλλά εξαρτώνται από τις τοπικές φυσικές συνθήκες και από τη δυναμική εξέλιξη του συστήματος. Τα μαγνητικά πεδία με τυχαία μορφολογία ενισχύονται αποτελεσματικότερα από τις τυρβώδεις κινήσεις σε σχέση με τα διατεταγμένα πεδία, οδηγώντας σε τοπικές αυξήσεις της μαγνητικής πίεσης. Σε γαλαξιακές κλίμακες, ωστόσο, οι διαφορές αυτές είναι σχετικά περιορισμένες και σε μεγάλο βαθμό συγκαλύπτονται από την τύρβη που παράγεται από την αστρική ανατροφοδότηση,τη διαφορική περιστροφή και άλλες ροές αερίου μεγάλης κλίμακας. Παράλληλα, διερευνήσαμε την εξάρτηση των ιδιοτήτων της τύρβης από την κλίμακα στην οποία ορίζεται η μέση ροή. Για τον σκοπό αυτό εφαρμόστηκε μια σφαιρική μέθοδος φιλτραρίσματος,μέσω της οποίας τα πεδία ταχύτητας και μαγνητικού πεδίου διαχωρίζονται σε μέσες και διακυμαινόμενες συνιστώσες, ενώ η κλίμακα υπολογισμού της μέσης τιμής μεταβάλλεται συστηματικά. Οι λόγοι ενεργειών και τα φάσματα ισχύος αναλύονται ως συναρτήσεις του χρόνου και της ακτίνας εξομάλυνσης, δείχνοντας ότι η συμμετοχή της τυρβώδους ενέργειας αυξάνεται με την κλίμακα εξομάλυνσης. Διαπιστώνεται ότι, ανεξάρτητα από την επιλεγμένη κλίμακα, η τυρβώδης κινητική ενέργεια υπερβαίνει την τυρβώδη μαγνητική ενέργεια κατά μία έως δύο τάξεις μεγέθους, γεγονός που υποδηλώνει ότι η τύρβη στα συστήματα αυτά καθορίζεται κυρίως από τις κινήσεις του αερίου και όχι από μαγνητικές δυνάμεις. Τα αποτελέσματα αυτά έχουν άμεσες συνέπειες για παρατηρησιακές μεθόδους που βασίζονται σε διαχωρισμούς πεδίων εξαρτώμενες από την κλίμακα. Συνολικά, η παρούσα διατριβή καταδεικνύει ότι η δυναμική επίδραση των μαγνητικών πεδίων στους δισκοειδείς γαλαξίες εξαρτάται σε μεγάλο βαθμό από τη χωρική κλίμακα και τη χρονική μεταβλητότητα. Αν και τα μαγνητικά πεδία επηρεάζουν τη δομή του διαστρικού μέσου σε τοπικό επίπεδο και την εξέλιξη του πυκνού αερίου, δεν κυριαρχούν στη συνολική κατανομή της ενέργειας των συστημάτων που μελετώνται, αναδεικνύοντας την ανάγκη για διαγνωστικές προσεγγίσεις που λαμβάνουν ρητά υπόψη την κλίμακα κατά την ερμηνεία του γαλαξιακού μαγνητισμού.