17.5. МАГНИТНОЕ ПОЛЕ ГАЛАКТИКИ

17.5.1. Фарадеевское вращение в межзвездной среде. В п. 17.3.4 было показано, каким образом измерения вращения плоскости поляризации радиоволн дают информацию о величине вдоль направления на радиоисточник. Эта величина называется мерой вращения радиоизлучения от источника. График зависимости меры вращения от галактической широты показывает, что она увеличивается на низких широтах (рис. 17.4, а). Точки хорошо ложатся на кривую которая должна получаться, если электроны распределены однородно, а магнитное поле постоянно и параллельно плоскости Галактики. Тогда Это показывает, что фарадеевское вращение в основном происходит в Галактике, а не в самих источниках. Отметим, однако, что имеется значительный разброс относительно средней линии, в частности, даже на низких галактических широтах есть точки, в которых мера вращения мала. Отсюда следует, что в распределении произведения вдоль луча зрения должны существовать значительные неоднородности.

Если построить в галактических координатах карту распределения меры вращения (рис. 17.4, б), то точки, соответствующие разным знакам, сконцентрируются в разных полушариях. Это свидетельствует о некоторой общей упорядоченности магнитного поля Галактики. Смена знака меры вращения, по-видимому, происходит вблизи долготы 180°, во всяком случае, в южном полушарии, т. е. именно здесь параллельная составляющая магнитного поля меняет направление. Это свидетельствует в пользу модели, согласно которой поле направлено преимущественно параллельно плоскости Галактики вдоль локального спирального рукава. Знак магнитного поля таков, что оно направлено от Земли в сторону галактической широты 90°.

Другое применение этого метода — измерение мер вращения пульсаров, для которых известна также мера дисперсии Если ограничиться пульсарами, расположенными в галактической плоскости на расстояниях менее то окажется, что эти измерения согласуются с предположением об однородном магнитном поле напряженностью направленном параллельно галактической плоскости к долготе

17.5.2. Поляризация оптического излучения звезд. Доля звезд, свет которых поляризован, увеличивается с расстоянием вдоль галактической плоскости и сильно коррелирует с поглощением пылью. Пылинки между звездой и Землей могут поляризовать свет, если они имеют вытянутую форму и одинаково ориентированы в большом объеме пространства. Вытянутые пылинки рассеивают преимущественно ту составляющую падающего света, вектор электрического поля которой параллелен большой оси пылинки. Поэтому прошедшее излучение будет поляризовано вдоль малой оси пылинок.

Выстраивает пылинки магнитное поле Галактики. Можно выделить два явления, которые обусловливают действие механизма ориентации [3]. Во-первых, если пылинки представляют собой вытянутые эллипсоиды с главными осями то в термодинамическом

Рис. 17.4. (см. скан) а — зависимость меры вращения внегалактических радиоисточников от галактической широты. Вблизи плоскости Галактики мера вращения максимальна [15]. б - распределение меры вращения в галактических координатах. Черные кружки соответствуют положительной мере вращения, белые — отрицательной [11].

равновесии вектор момента количества движения стремится стать параллельно меньшей оси. Это можно понять из следующих соображений. Если главные моменты инерции равны то момент инерции относительно большей оси меньше, чем Пусть где В

Рис. 17.5. Распределение поляризации света звезд в галактических координатах. Направление плоскости поляризации показано штрихами, размер которых соответствует степени поляризации [10].

равновесии энергия вращения вокруг каждой главной оси одинакова поэтому Таким образом, в равновесии вектор момента количества движения вращающейся пылинки располагается преимущественно перпендикулярно ее большей оси.

Во-вторых, в присутствии магнитного поля вращение вокруг оси, параллельной полю, энергетически более выгодно, чем вращение вокруг перпендикулярной ему оси. В первом случае намагниченность парамагнитного материала, из которого состоит пылинка, постоянна, тогда как во втором случае намагниченность непрерывно изменяется, но такому изменению сопротивляются внутренние связи. Поэтому вращение вокруг оси, параллельной магнитному полю, энергетически более выгодно. Эффективность выстраивания пылинок зависит от их химического состава.

В результате совместного действия этих эффектов вытянутые пылинки вращаются вокруг меньшей оси, которая располагается параллельно магнитному полю. Поэтому вектор электрического поля излучения, прошедшего через эту пыль, параллелен направлению магнитного поля.

Измерив поляризацию света 6000 звезд, Мэттьюсон и Форд [10] построили карту поляризации (рис. 17.5), в которой направление и длина векторов показывают направление и степень поляризации света. Все звезды, изображенные на рис. 17.5, находятся в радиусе от Солнца. Видно, что магнитное поле расположено преимущественно параллельно галактической плоскости. Как следует из этих наблюдений, однородное поле расположено в целом вдоль направления локального спирального рукава, что находится в разумном согласии с радионаблюдениями мер вращения и поляризации галактического диффузного радиоизлучения. В распределении магнитного поля существуют также крупномасштабные неоднородности,

некоторые из них связаны с галактическими петлями, такими, как Северный полярный шпур — яркое образование, протянувшееся к северному полюсу Галактики от

Чтобы по измерениям оптической поляризации оценить напряженность магнитного поля, необходима хорошо разработанная теория механизмов ориентации пылинок различного химического состава. Согласно ранним моделям ориентации парамагнитных пылинок, требовалось большее значение В, чем получалось из наблюдений фарадеевского вращения, а именно порядка Современная теория, модифицированная с учетом возможности существования ферромагнитных пылинок, показала, что требуемую величину поля можно понизить до

17.5.3. Зеемановское расщепление линии 21 см. Напряженность галактического магнитного поля можно оценить по зеемановскому расщеплению линии нейтрального водорода. С наблюдательной точки зрения задача необычайно сложна, поскольку расщепление составляет а ожидаемое значение напряженности всего Поэтому спектральное разрешение приемника должно быть достаточно высоким, чтобы зарегистрировать расщепление около 10 Гц на частоте К счастью, когда магнитное поле направлено параллельно лучу зрения, линия расщепляется на две поляризованные по кругу составляющие с противоположными направлениями вращения плоскости поляризации. Расщепление всегда много меньше ширины линии поглощения, поэтому метод заключается в том, что у краев сильных линий поглощения ищутся избытки поляризованного по кругу излучения.

Этот метод использовался для измерения магнитного поля в направлении на небольшое число ярких радиоисточников. Оказалось, что его напряженность превышает Вероятно, такие сильные магнитные поля находятся не всюду в межзвездной среде, а связаны с расположенными вблизи источника плотными газовыми облаками, в которых формируются линии поглощения. Подобные же наблюдения проводились для линий поглощения при этом было получено еще более высокое значение напряженности, около

17.5.4. Радиоизлучение галактики. Последний метод использует наблюдения радиоизлучения Галактики и его поляризации. Это синхротронное излучение движущихся по винтовым траекториям вдоль силовых линий галактического магнитного поля ультрарелятивистских электронов, которому будет посвящена следующая глава. Мы покажем, что, хотя остается проблема получения из этих наблюдений одного определенного значения напряженности поля, в целом все имеющиеся оценки согласуются с другими независимыми измерениями.

17.5.5. Краткая сводка сведении о галактическом магнитном поле. Описанные выше методы дают взаимно дополняющую информацию о

галактическом магнитном поле. Распределение мер вращения пульсаров и внегалактических радиоисточников, а также карты векторов оптической поляризации убедительно свидетельствуют в пользу существования крупномасштабной структуры поля. В окрестности Солнца регулярная составляющая магнитного поля направлена примерно к Однако существует и крупномасштабная случайная составляющая. Различные оценки напряженности магнитного поля дают значения в интервале но компромиссное значение согласуется со всеми имеющимися данными. Измерения зеемановского расщепления показывают, что в облаках магнитное поле значительно сильнее.