Галактическое магнитное поле
Cтраница 2
На этом вопросе стоит ненадолго остановиться, так как его часто не принимают во внимание при рассуждениях о напряженности галактического магнитного поля в связи с исследованиями нетеплового радиоизлучения. Если считать, что нетепловое радиоизлучение создается электронами космических лучей, плотность которых во всем диске равна той, что наблюдается в окрестности Солнечной системы в настоящее время, то требуются поля сильнее 3 10 - 6 Гс и шкалы высот, превышающие 200 пс. Значения напряженности поля в 10 10 - 6 Гс, или шкалы высот 1 кпс, или же некоторое промежуточное сочетание подобных значений решило бы проблему, но 3 10 - б Гс и 200 пс никак не подходят для объяснения наблюдений. Поэтому иногда полагают, что напряженность поля равна 10 10 - б Гс. Однако поле в 10 мкГс создает слишком большое давление и вес межзвездного газа плотностью 1 атом / см3 ие может удержать его в слое полутолщиной 200 пс. [16]
Важной составляющей S - п Tr-галактнк, во многом определяющей их наблюдаемые свойства, является межзвездная среда - межзвездные газ и пыль, галактическое магнитное поле и космические лучи. К разреженный ионизованный газ с концентрацией частиц - 10 - 2 - 10 см-3; 2) остывший нейтральный газ с Г-10 йК и п - 1 - 0 1 см-а; 3) холодный газ в облаках ( часто в смеси с пылью) с Г-102 К и п - 10 () см-а. В холодных газово-пылевых комплексах наблюдается активное образование молодых звезд. [17]
Исследования линейной поляризации распределенного космического радиоизлучения в настоящее время весьма интенсивно ведутся в СССР, Нидерландах, Австралии, Великобритании и США, главным образом с целью изучения структуры галактического магнитного поля и распределения ионизированного межзвездного газа. [18]
На самом деле вследствие магнитной плавучести ( см. § 13.1 - 13.4) современное галактическое поле все равно должно затухнуть за время порядка 108 лет, поэтому нет видимых оснований надеяться, что современное галактическое магнитное поле является сохранившимся первичным полем. [19]
Частично ионизованный межзвездный газ пронизан силовыми линиями галактического магнитного поля и, следовательно, представляет собой намагниченную плазму, которая является магнитоактивной средой. [20]
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. [21]
 |
Образование магнитных петель и выталкивание космических лучей из диска Галактики вследствие описанной Паркером неустойчивости. Часто эти петли называют паркеровскими. [22] |
Кроме того, Паркер [7] в своем классическом анализе устойчивости газового диска Галактики показал, что диск неустойчив относительно возмущений магнитных силовых линий, расположенных преимущественно параллельно его плоскости. Этот анализ основан на примерном равенстве между плотностью энергии космических лучей и галактического магнитного поля. Лучшая оценка, полученная нами для плотности энергии космических лучей ( разд. Поскольку эти величины тесно связаны между собой, едва ли является случайным совпадением то, что они оказались одного порядка. [23]
Таким образом, из теории следует, что доминирующей в Галактике должна быть азимутальная ( тороидальная) компонента магнитного поля, параллельная плоскости галактического диска. Этот факт прекрасно соответствует наблюдениям ( см. § 9.2) Оценим плотность энергии галактического магнитного поля. [24]
Период колебаний имеет порядок 109 лет, поэтому указанный вывод даже в самом широком смысле представляет лишь теоретический интерес. Заметим, что динамо-число КН, необходимое для поддержания периодической моды, больше чем наполовину превышает динамо-число, требуемое для возбуждения стационарной моды. Поэтому при наиболее осторожном подходе следует заключить, что галактическое магнитное поле является результатом действия в газовом диске Галактики стационарного динамо на низшей моде. В недавних работах Стоке [82, 83], Уайт [91] и Соуорд [71] применили численные методы для исследования сплюснутых сфероидальных моделей газового диска с использованием различных распределений динамо-коэффициента Г по толщине диска, и эти работы создали надежную основу для высказанного утверждения. Однако следует иметь в виду, что в других галактиках могут осуществляться другие условия, например толщина газового диска может быть больше. [25]
Спиральные неустойчивости, являющиеся результатом дифференциального вращения, похожи друг на друга как в магнитных, так и в жидких системах, как при наличии тяготения, так н без него. Узоры закрученных силовых линий магнитного поля до такой степени характерны, что на протяжении многих лет они привлекались для объяснения спиральной структуры либо непосредственно, либо через их влияние на звездообразование. Такие объяснения были отклонены, когда более точные измерения напряженности галактического магнитного поля показали, что она много меньше, чем ожидалось. Даже сейчас такие измерения недостаточно надежны, поскольку топология поля не ясна и мы не уверены в том, как нужно правильно осреднять его на больших масштабах. Это значение сравнимо с плотностями энергии космических лучей, излучения звезд и хаотических движений газа. Однако оно на несколько порядков величины меньше, чем полная плотность кинетической энергии вращения. На основе аргументов такого рода мы не можем сделать заключение ( как это иногда делается), что магнитные поля не имеют существенного значения. Они могут все же создавать неустойчивости, которые в результате сдвига превращаются в спиральную структуру. На большем масштабе они могут обеспечивать спусковую неустойчивость, которая должна действовать подобно клапану, высвобождающему много большее количество запертой гравитационной энергии. Эти возможные процессы понятны не до конца. Тем не менее кажется уместным посмотреть, позволяют ли неустойчивости в резервуаре с доминирующей гравитационной энергией объяснить наличие спиральных структур. Основная проблема, которую должна решить любая теория спиральной структуры, это проблема закручивания. Когда локальные неустойчивости создают области высокой плотности или текущего звездообразования, дифференциальное вращение, конечно, придает им спиральную форму. Однако подобно ученику чародея, оно не может остановиться, закручивая спирали все тУже и туже, пока их витки не соединятся друг с другом, и спиральная структура постепенно не исчезнет. Поскольку спиральные рукава часто располагайся в областях, где угловая скорость меняется, скажем, на 30 %, следовало бы ожидать, что они сильно деформируются уже после нескольких оборотов. Характерный период обращения составляет - 2 - 108 лет, поэтому спирали мо - ГУТ Разрушиться меньше, чем за одну десятую времени жизни галактики. Тем Не Менее почти во всех дискообразных галактиках видна спиральная структу - Ра. Либо она обладает очень большим временем жизни, либо должны формироваться новые рукава, когда старые отмирают. [26]
Основываясь на теории гидромагнитного динамо, полагают, что азимутальное поле Галактики дополнено меридиональным, или полоидальным, полем. К сожалению, имеется очень слабая надежда пронаблюдать полоидальную компоненту поля. В отличие от ситуации, характерной для всех других астрономических объектов, мы изучаем галактическое магнитное поле, находясь в самой глубине области действия динамо. Толкование наблюдений затруднено локальными флуктуациями основного азимутального поля. Положение это диаметрально противоположно ситуации с планетным Динамо, где происходящие в глубине процессы генерации поля скрыты от нашего взгляда и мы можем наблюдать только полои - Дальное поле, проникающее на поверхность. [27]
К сожалению, Ne известно плохо, хотя недавние наблюдения Хоббса [45, 48] слабых резонансных линий калия, проведенные с высоким разрешением, позволили непосредственно найти среднюю плотность электронов в некоторых облаках. Предположив, что как Ne, так и В постоянны вдоль луча зрения, Манчестер [67, 68] объединил данные по мерам дисперсии и фарадеевского вращения ряда пульсаров и пришел к значению ( 2 3) 10 - б Гс для средней напряженности галактического магнитного поля в пределах порядка 1 кпс от Солнца. Значение средней напряженности поля, определенное по фара. [28]
Окружающая среда уменьшает потери поля из слоя, поэтому, как и следует ожидать, скорость роста КЧРА существенно понижается. Но она не равна нулю. Обработка наблюдений галактического магнитного поля [28, 29, 43] обнаруживает, как и следовало ожидать, большие локальные флуктуации поля, а также показывает, что среднее азимутальное поле имеет по всей толщине диска один и тот же знак. [29]
Страницы: 1 2 3