Галактическое магнитное поле

Cтраница 1

Галактическое магнитное поле играет центральную роль в динамической неустойчивости диска. К сожалению, галактический диск, состоящий из газа, поля и космических лучей, настолько прозрачен, что можно наблюдать лишь самые основные его особенности. Эта система должна быть крайне активной, но тем не менее мы не можем непосредственно обнаружить большинство из проявлений такой активности. В этом есть некая ирония - Солнце слишком непрозрачно, чтобы мы могли увидеть проявления активности полей под его поверхностью, в то время как Галактика слишком прозрачна для этого. [1]

Спиральная структура Галактики Млечный Путь. 1 - главный рукав. 2 - внутренний рукав. 3 - промежуточный рукав. 4 - внешний рукав. - оптические наблюдения. - радионаблюдения. кпк - килопарсек ( 1 пк 3 26 световых лет 3 086 1016 м. [2]

Галактическое магнитное поле также сосредоточено преимущественно в рукавах. [3]

Итак, галактическое магнитное поле протяженно, сильно и активно. Динамическая неустойчивость в условиях турбулизованного состояния межзвездного газа позволяет полю ускользать из газового диска за характерное время порядка 108 лет. Так как галактическое поле до сих пор существует, приходится предполагать, что в газовом диске постоянно генерируется дополнительное поле, покрывающее непрерывные потери. [4]

Привлекательный способ оценки напряженности галактического магнитного поля заключается в совместном использовании наблюдений фарадеев-ского вращения линейно поляризованного радиоизлучения пульсаров и измерения их мер дисперсии. [5]

Схема распределения релятивистских электронов и магнитных полей в Галактике. Преобладающие особенности - диск радиусом 8 7 кпс и толщиной 750 пс и излучение, связанное со спиральными рукавами. Интересно сравнить толщину радиодиска с толщиной области диффузного излучения HI в окрестности Солнечной системы, 220 пс, и области диффузного излучения HI 300 - 700 пс. Показано положение Солнца на расстоянии 10 кпс от центра Галактики. [6]

Из них следует, что галактическое магнитное поле должно занимать область толщиной по крайней мере 700 пс. Поэтому генерируемые в плоскости Галактики космические лучи, прежде чем выйти из диска, проходят долгий путь. [7]

Поскольку многие данные свидетельствуют о наличии фонового галактического магнитного поля напряженностью в пределах 3 10 - - 6 - 5 10 - - 6 Гс, теория остаточного магнетизма тесно связана с проблемой образования звезд в присутствии вращения и магнитных полей. В частности, как указывалось в разд. [8]

Извлечение из этих данных сведений о галактическом магнитном поле требует отделения от наблюдаемой RM вкладов самого источника Р межгалактической среды. [9]

В этой связи важно отметить, что галактическое магнитное поле, намного превышающее 3 10 - б Гс, должно оказывать существенное долговременное воздействие на галактический диск. Значение напряженности 10 10 - б Гс, иногда принимаемое для объяснения нетеплового радиоизлучения ( см. обсуждение в § 22.1), дает еще в 10 раз большую плотность энергии. Полный расход за 1010 лет равен громадной энергии 4 10 - 10 эрг / см3, сравнимой с энергией вращения газового диска. Если действительно существуют столь сильные поля напряженностью 10 мкГс, то их эволюционное воздействие на диск должно быть весьма основа тельным. Также значительным должно быть воздействие на наблюдаемую шкалу высот газового диска ( как отмечалось в § 22.1), ято неизбежно должно вызвать серьезные изменения наблюдаемых средней плотности газа и его шкалы высот. [10]

К счастью, взаимодействие межзвездного газа с галактическим магнитным полем определяется в основном только факторами, хорошо известными из наблюдений ( см. [403]), а именно самим существованием этого газа, его средней плотностью ( 1 - 2 атомов Н на 1 см3), а также размерами ( 102 - 103 пс) и скоростями ( 10 км / с) основных неоднородностей. [11]

В действительности азимутальное поле образуется из полоидальной компоненты галактического магнитного поля благодаря неоднородному вращению газового диска, поэтому более осмысленным является, возможно, сравнение скорости диссипации с энергией вращения. При скорости диссипации 1 3 10 28 эрг / ( см3 с) за время жизни Галактики Ю лет расходуется энергия 0 4 10 - 10 эрг / см3, или около десятой части энергии вращения. [12]

Как отмечалось Паркером [98] ( см. замечания в § 19.3.3.1), генерация галактического магнитного поля посредством процессов, иллюстрируемых рис. 19.9, требует удаления обратного потока, генерируемого вблизи поверхности диска или слоя. [13]

Для изучения распространения космических лучей в Галактике необходимо знать плотность межзвездного газа и напряженность галактического магнитного поля. Именно этими вопросами мы сейчас и займемся, с тем чтобы постепенно достичь нашей основной цели: понять, откуда берутся космические лучи. [14]

Чтобы пояснить основные генерирующие свойства газового диска Галактики, в § 19.3.3 была разработана простая слоевая модель генерации галактического магнитного поля. [15]

Страницы: 1 2 3