Reconstructing the magnetic field of the milky way via astrophysical techniques and numerical simulations

Abstract

Our host Galaxy, the Milky Way, is known to be threaded by a very weak magnetic field. On average, the strength of this magnetic field is millions of times weaker than an average fridge magnet. Yet, it plays a pivotal role in a multitude of high-interest areas of astrophysics including star formation, the study of the highest-energy particles in the Universe, and studies of the first moments of the Universe. Despite its importance, the magnetic field of the Galaxy has proved to be notoriously difficult to study in detail, and our current understanding is limited to very crude and simplified models. In this doctoral thesis, we will attempt to provide a state-of-the-art, high accuracy tomographic map of the Galactic magnetic field. We use a novel approach to extract information from Galactic magnetic field (GMF) observations, with two major innovations compared to the current state of the art: (a) our approach is based on the known physical properties of the magnetic field, in order to maximize our ability to predict the value of the magnetic field in between observations; and (b) it is free of a series of usually adopted assumptions regarding the GMF’s geometry that severely restrict the obtainable accuracy of any magnetic field reconstruction. Instead of the usual model fitting, we will perform a numerical reconstruction of the GMF lines. Ultrahigh-energy cosmic rays (UHECRs) are the most energetic particles observed in the universe, with energies above 1 EeV. Identifying their sources and understanding their production mechanisms could shed light on key questions in astrophysics and high-energy physics. However, as charged particles, UHECRs are deflected by the Galactic magnetic field (GMF), concealing their true sources on the plane of the sky (POS). Tracing UHECRs to their origins is further complicated by the uncertainties in the GMF’s three-dimensional structure, as current observations are integrated along the line of sight (LOS). Forthcoming stellar polarisation surveys and Gaia stellar parallax data are expected to enable accurate nonparametric GMF modelling in 3D, with significant implications for UHECR source identification. This thesis presents a Bayesian approach, based on information field theory, for reconstructing the 3D structure of the GMF in the local Galaxy. We benchmark this method with synthetic data that emulate expected observations, with increasing realism. By sampling the GMF’s posterior distribution, we estimate the true arrival directions of UHECRs by backtracking them through sample configurations. Initial tests show that for weakly turbulent fields, UHECR arrival directions can be corrected to within approximately 3°, with substantial improvements even in highly turbulent fields. We further test the framework on a ground-truth GMF configuration from a dynamo simulation of the Galactic interstellar medium, incorporating LOS-integrated data in addition to sparse local measurements. Our results indicate significant improvements in UHECR arrival direction estimates, particularly for rigidities around 10¹⁹ eV. The inclusion of LOS-integrated data further reduces maximum errors, especially in complex regions of the sky. Finally, we assess whether the absence of directional information in polarimetric data can be compensated by prior knowledge from parametric GMF models. For proton primaries, deflections can be corrected with residual biases around a degree, while intermediate-charge nuclei, such as nitrogen, are localised within tens of degrees. The arrival directions of highly charged nuclei, like iron, remain difficult to recover due to extensive diffusion. For weaker GMFs, substantial corrections are achievable across large portions of the sky, with regions of minimal deflection identified for optimal results. This thesis establishes a rigorous framework for GMF reconstruction from sparse local data, significantly enhancing UHECR source localisation. Future applications to observational data from the PASIPHAE survey and complementary LOS measurements promise to refine our understanding of the GMF’s 3D structure and support UHECR source identification efforts.

O Γαλαξίας μας διαπερνάται απο ένα πολύ ασθενές μαγνητικό πεδίο (Galactic Magnetic Field - GMF), του οποίου η μέση ένταση είναι εκατομμύρια φορές μικρότερη απο αυτήν ενός τυπικού μαγνήτη. Παρ' ολ'αυτά, το πεδίο αυτό παίζει σημαντικό ρόλο σε ένα σύνολο ερευνητικών περιοχών της αστροφυσικής όπως η γέννεση αστέρων, τη μελέτη των πιο ενεργητικών σωματιδίων στο Σύμπαν, και τη μελέτη των πρώτων στιγμών της δημιουγίας του Σύμπαντος. Παρά τη σημασία της, η λεπτομερής μελέτη του μαγνητικού πεδίου του Γαλαξία είναι εξαιρετικά δύσκολη, και η μέχρι στιγμής κατανόηση μας είναι περιορισμένη σε πολύ απλοϊκά μοντέλα. Σε αυτή τη διδακτορική διατριβή, θα προσπαθήσουμε να παράξουμε μια καινοτόμα, υψηλής ακριβείας τομογραφία του Γαλαξιακού μαγνητικού πεδίου. Σε αυτή τη διατριβή μελετούμε μια καινοτόμα μέθοδο άντλησης πληροφορίας απο παρατηρήσεις του GMF, με δύο βασικές καινοτομίες σε σχέση με τις υφιστάμενες μεθόδους: (α) η προσέγγιση μας βασίζεται στις γνωστές φυσικές ιδιότητες του μαγνητικού πεδίου, με σκοπό να μεγιστοποιήσουμε την ικανότητα μας να συμπεράνουμε το σχηματισμό του GMF ανάμεσα στις παρατηρήσεις, και (β) δεν είναι δέσμια απο μια σειρά υποθέσεων σχετικές με τη γεωμετρία του GMF που περιορίζουν σημαντικά την ακρίβεια κάθε αναπαραγωγής του. Αντί για τη συνηθισμένη προσαρμωγή παραμέτρων, αναπαράγουμε αριθμητικά τις μαγνητικές δυναμικές γραμμές. Οι κοσμικές ακτίνες υπερυψηλών ενεργειών (Ultrahigh-energy cosmic rays - UHECR) είναι τα σωματίδια με τις υψηλότερες ενέργειες που έχουν παρατηρηθεί στο σύμπαν, με ενέργειες άνω του 1 EeV. Η ταυτοποίηση των πηγών τους και η κατανόηση των μηχανισμών παραγωγής τους θα μπορούσαν να ρίξουν φως σε βασικά ερωτήματα της αστροφυσικής και της φυσικής υψηλών ενεργειών. Ωστόσο, ως φορτισμένα σωματίδια, οι UHECR εκτρέπονται από το GMF, κρύβοντας τις πραγματικές τους πηγές στο επίπεδο του ουρανού. Η ανίχνευση των πηγών των UHECR περιπλέκεται περαιτέρω από τις αβεβαιότητες στη τρισδιάστατη δομή του GMF, καθώς οι τρέχουσες παρατηρήσεις είναι μετρήσεις ποσοτήτων ολοκληρωμένων κατά μήκος της γραμμής παρατήρησς. Ωστόσο, οι επερχόμενες έρευνες πόλωσης του φωτός των αστέρων και τα δεδομένα παραλλάξεων της αποστολής Gaia αναμένεται να επιτρέψουν ακριβή μη παραμετρική μοντελοποίηση του GMF στις τρείς διαστάσεις, με σημαντικές επιπτώσεις για την ταυτοποίηση των πηγών των UHECRs.Η παρούσα διατριβή παρουσιάζει μια προσέγγιση κατά Bayes, βασισμένη στη θεωρία πληροφορίας εφαρμοσμένη σε πεδία, για την ανακατασκευή της τρισδιάστατης δομής του GMF στον τοπικό Γαλαξία. Δοκιμάζουμε τη μέθοδο με συνθετικά δεδομένα που προσομοιώνουν αναμενόμενες παρατηρήσεις, με αυξανόμενο βαθμό ρεαλισμού. Με τη δειγματοληψία της υπό συνθήκη κατανομής πιθανότητας του GMF, εκτιμούμε τις πραγματικές κατευθύνσεις άφιξης των UHECRs, αντιστρέφοντας την πορεία τους μέσω των υποψήφιων μαγνητικών πεδίων που παράγουμε. Οι αρχικές δοκιμές δείχνουν ότι για πεδία με ανίσχυρη τυρβώδη ροή, οι κατευθύνσεις άφιξης των UHECRs μπορούν να διορθωθούν εντός περίπου 3 μοιρών, με σημαντικές βελτιώσεις ακόμα και σε πεδία με ισχυρή τυρβώδη ροή.Δοκιμάζουμε περαιτέρω τη μέθοδο σε ένα GMF προερχόμενο από προσομοίωση δυναμό του διαστρικού μέσου του Γαλαξία, ενσωματώνοντας δεδομένα ολοκληρωμένα κατά μήκος της γραμμής παρατήρησης, σε συνδυασμό με τις τοπικές μετρήσεις. Τα αποτελέσματά μας υποδεικνύουν σημαντικές βελτιώσεις στις εκτιμήσεις κατευθύνσεων άφιξης των UHECRs, ιδιαίτερα για ακαμψία κοντά στο 1 ΕeV. Η ενσωμάτωση δεδομένων ολοκληρωμένων κατά μήκος της γραμμής παρατήρησης μειώνει περαιτέρω την αβεβαιότητα, ιδιαίτερα σε σύνθετες περιοχές του ουρανού. Τέλος, αξιολογούμε αν η πλήρης απουσία πληροφορίας της κατεύθυνσης στα δεδομένα πολωσιμότητας μπορεί να αντισταθμιστεί από προηγούμενη γνώση από παραμετρικά μοντέλα του GMF. Για την περίπτωση όπου τα πρωτεύοντα σωματίδια είναι πρωτόνια, οι εκτροπές μπορούν να διορθωθούν με υπολειπόμενες αποκλίσεις περίπου μία μοίρα, ενώ για πυρήνες μέσου φορτίου, όπως πυρήνες αζώτου, εντοπίζονται εντός δεκάδων μοιρών. Οι κατευθύνσεις άφιξης πυρήνων υψηλού φορτίου, όπως οι πυρήνες σιδήρου, παραμένουν δύσκολο να ανακτηθούν λόγω της εκτεταμένης τους διάχυσης. Για ασθενέστερα GMF, επιτυγχάνονται σημαντικές διορθώσεις σε μεγάλες περιοχές του ουράνιο θόλου, με τις περιοχές ελάχιστης εκτροπής στον ουράνιο θόλο να μπορούν να εντοπιστούν ώστε να επιτευχθούν τα βέλτιστα αποτελέσματα.Η διατριβή αυτή καθιερώνει ένα αυστηρό πλαίσιο για την ανακατασκευή του GMF με βάση τοπικά δεδομένα αραιά κατανεμημένα, βελτιώνοντας σημαντικά τις μελέτες ταυτοποίησης των πηγών UHECRs. Μελλοντικές εφαρμογές σε παρατηρησιακά δεδομένα από την αποστολή PASIPHAE και συμπληρωματικές μετρήσεις ολοκληρωμένες κατά μήκος της γραμμής παρατήρησης προβλέπεται να βελτιώσουν την κατανόησή μας για τη δομή του GMF σε τρείς διαστάσεις και να συνδράμουν σημαντικά στις προσπάθειες ταυτοποίησης των πηγών UHECRs.