магнитные поля галактик

МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ ГАЛАКТИК - магн. поля в межзвёздном газе галактик. Масштаб поля значительно превышает размеры звёзд, т. е. это поле свойственно галактике как целому. Принято выделять крупномасштабную составляющую М. п. г. (масштаб однородности порядка сотен и тысяч парсек) и флуктуац. составляющую с широким спектром масштабов (от долей парсека до сотен парсек). М. п. г. обнаруживают и исследуют по нетепловому радиоизлучению галактик (см. Синхротронное излучение), мерам вращения плоскости поляризации радиоизлучения, межзвёздной поляризации света звёзд, по Зеемана эффекту в межзвёздных радиолиниях 21 см (HI) и 18 см (ОН). Первые представления о магн. поле Галактики появились в 40-е гг. в связи с проблемой удержания и изотропизации космических лучей. В силу вмороженности М. п. г. в межзвёздный газ и прибл. равенства плотностей энергии магн. поля и хаотич. движений межзвёздного газа, М. п. г. играют важную роль в динамике межзвёздной среды и в процессах звездообразования. Магн. поле, в частности, ответственно за удержание космич. лучей в Галактике, за вытянутую форму и волокнистую структуру многих типов туманностей, оно играет решающую роль в процессах переноса момента кол-ва движения из межзвёздных облаков при формировании звёзд и в перераспределении момента кол-ва движения между протозвёз-дами и протопланетами.

Индукция крупномасштабного магн. поля Галактики 2-3 мкГс. Крупномасштабная составляющая сосредоточена в основном в ионизов. газовом диске Галактики. Распределение поля симметрично относительно галактич. плоскости. В плотных межзвёздных облаках, туманностях и конденсациях, напр. в космических мазерах (см. Мизерный эффект), индукция магн. поля может достигать ~10^-3 Гс (флуктуационная составляющая).

В спиральных галактиках магн. поле наиб. сильно в спиральных рукавах, где оно в среднем вытянуто вдоль рукавов. У нек-рых галактик, напр. у галактик М31 (Туманность Андромеды), распределение поля имеет вид кольца, расположенного на расстоянии ок. 10 кпк от центра галактики. У др. галактик, напр. у МЗЗ и М51, отчётливо выражена бисимметричная структура, имеющая вид двухрукавной спирали (рис. 1). Конфигурация поля нек-рых галактик более сложна, напр. близка к осесимметричной в центральной и к бисимметричной во внешней частях галактики. Поляризация оптич. и радиоизлучения наблюдается не только в спиральных, но и в неправильных пекулярных галактиках, напр. в М82, NGC3718, Большом Магеллановом Облаке, что указывает на присутствие в этих галактиках крупномасштабных магн. полей. Относительно сильными магн. полями обладают радиогалактики (10^-4-10^-6 Гс, в компактных околоядерных образованиях 10^-2-10^-4 Гс). Флуктуац. составляющая М. п. г. сравнима или превосходит по величине крупномасштабное поле. Эта составляющая также вносит вклад в наблюдаемую поляризацию непрерывного радиоизлучения галактик.

Происхождение М. п. г. связано с гидродинамич. движениями ионизов. межзвёздного газа (гидромагнитное динамо). Под действием движений первоначальное слабое (затравочное) магн. поле экспоненциально нарастает во времени. Главную роль в генерации крупномасштабного ноля играют неоднородное вращение ионизов. газа и зеркально несимметричные турбулентные движения. Нарушение зеркальной симметрии движений газа (появление т. н. средней спиральности) обязано действию кориолисовых сил на неоднородно распределённый по высоте (над плоскостью галактики) турбулизованный газ. Согласно теории гидромагн. динамо, в тонком турбулентном вращающемся диске в первую очередь возбуждается магн. поле с преобладающим азимутальным компонентом, симметричным относительно плоскости диска. Основное возбуждаемое магн. поле не зависит от азимута. В следующем приближении возбуждаемое магн. поле имеет вид двухрукавной спирали (бисимметричная структура). Т. о., теория гидромагнитного динамо объясняет и предсказывает наблюдаемые конфигурации магн. нолей галактик (см., напр., рис. 2). Источником затравочного поля галактик могут служить выбросы вещества с магн. полем из сверхновых и др. массивных звёзд с истечением вещества. Сумма большого числа случайно ориентированных мелкомасштабных магн. полей, согласно расчётам, даёт слабое крупномасштабное поле порядка 10^-3 мкГс, к-рое достаточно усилить процессом динамо лишь в 10³ раз, чтобы получились характерные для галактик величины крупномасштабных магн. полей.

Рис. 1. Осесимметричная (а) и бисимметричная (б) структуры магнитных полей галактик. Внизу приведены соответствующие распределения мер вращения (ДМ), r - расстояние от центра галактики.

Рис. 2. Структура магнитного поля спиральной галактики типа М51, рассчитанная с помощью теории гидромагнитного динамо, г - расстояние от центра галактики.

Рис з. Корреляционная функция для флуктуации магнитного поля.

Флуктуац. составляющая магн. поля галактик кроме вкладов истечений из звёзд порождается также действием гидромагн. динамо в межзвёздном газе. Расчёты показывают, что случайные движения межзвёздного газа порождают флуктуации магн. поля, корреляционная функция к-рых (- напряжённость магн. поля, - радиусы-векторы точек 1 и 2,-расстояние между точками 1 и 2, черта обозначает среднее значение) показана на рис. 3. Антикорреляц. "хвост" на больших расстояниях интерпретируется, как указание на существование областей с одинаково направленным магн. полем в малом масштабе и противоположно направленным - в большом масштабе, т. е. магн. поле подобно отдельным магн. петлям. Наличие такого "хвоста" подтверждается наблюдениями флуктуации синхротронного радиоизлучения Галактики и Большого Магелланова Облака.

Лит.: Sofue Y., Fujimoto М., Wiе1еbinski R., Global structure of magnetic field in spiral galaxies, "Ann. Rev. Astron. Astrophys.", 1986, v. 24; Pузмайкин А. А., Соколов Д. Д., Шукуров А. М., Магнитные поля галактик, М., 1989. А. А. Рузмайкин.

   <<      Предметный указатель      >>