Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

В самом конце 1940-х гг. Вильям Хилтнер (William Hiltner) и Джон Холл (John Hall) обнаружили, что свет звезд является поляризованным. Немного позднее этот факт был объяснен наличием межзвездного магнитного поля. Детальное изучение магнитного поля Галактики началось лишь во второй половине XX в.

Активное изучение межзвездных магнитных полей началось только во второй половине XX в.

В настоящее время существует несколько методов изучения этой составляющей межзвездной среды. В основе первого метода лежит зеемановское расщепление линий: в магнитном поле меняются орбиты электронов в атоме, что приводит к характерному расщеплению спектральных линий. Второй метод использует влияние магнитного поля на ориентацию пылинок в межзвездной среде: свет звезд, проходя через заполненные такой пылью области, поляризуется, и измерения поляризации позволяют судить о параметрах магнитного поля. Третий метод изучает собственное инфракрасное излучение пыли: соориентированность пылинок в магнитном поле приводит к его поляризации. Четвертый метод измеряет интенсивность синхротронного излучения, которое испускают движущиеся в магнитном поле электроны. И, наконец, пятый метод изучает вращение плоскости поляризации, возникающее при распространении линейно поляризованного излучения через область, в которой есть упорядоченное магнитное поле (так называемое фарадеевское вращение). Радиопульсары являются хорошими источниками линейно поляризованного излучения, и их наблюдения позволяют определить распределение магнитного поля в Галактике.

В настоящее время идут дискуссии о происхождении начального (затравочного) магнитного поля Галактики. Но нет сомнений в том, что на протяжении истории нашей Галактики это поле усиливалось с помощью динамо-механизма, в котором механическая энергия (движение газа) перекачивается в энергию магнитного поля. Аналогичное утверждение верно и для магнитных полей, наблюдаемых в других галактиках. Магнито-гидродинамические процессы в турбулизованной среде весьма сложны, поэтому существует много неясностей относительно деталей механизма усиления поля. В настоящее время множество научных групп в мире, в том числе и в России, работает над компьютерным моделированием эволюции магнитных полей галактик.

Крупномасштабное поле Галактики усиливалось динамо-механизмом.

Можно говорить о крупномасштабном магнитном поле в Галактике (речь идет о масштабах в тысячи световых лет) и о мелкомасштабном поле (например, внутри какого-нибудь уплотнения в молекулярном облаке). Крупномасштабное поле имеет структуру, отражающую глобальные свойства Галактики, а мелкомасштабное может иметь разную величину и топологию в разных местах. Крупномасштабное поле в диске имеет типичную величину порядка нескольких десятимиллиардных долей тесла (несколько микрогаусс). Несмотря на кажущуюся малую величину, поле существенно влияет на поведение ионизованного газа, поскольку давление магнитного поля по порядку величины сравнимо с давлением в межзвездной среде.

Как и в случае изучения спирального узора, определять направления крупномасштабного магнитного поля Галактики, находясь в ее плоскости, очень непросто. У нас нет полной четкой картины его структуры, однако очевидно, что она связана со структурой спиральных рукавов.

Магнитное поле достаточно велико, чтобы влиять на поведение межзвездного газа.

Магнитное поле присутствует и в гало Галактики, где оно несколько слабее, чем в диске, и имеет существенную составляющую в вертикальном (перпендикулярном диску) направлении. Поле в гало уменьшается при удалении от галактической плоскости с характерным масштабом 5–6 килопарсек.

Мелкомасштабное поле может быть усилено и запутано из-за сжатия области (с сохранением магнитного потока), межзвездной турбулентности, взрыва близкой сверхновой и других процессов. В частности, магнитное поле может достигать большой величины (сотни микрогаусс) в плотных молекулярных облаках (поле растет примерно как квадратный корень из плотности газа). В результате поле вносит существенный вклад в давление в облаке и тем самым влияет на процесс звездообразования в нем.

Мир галактик в полной мере предстал перед нами менее 100 лет назад. Еще в 1920 г. прошел так называемый Великий диспут между Хебером Кертисом (Heber Curtis) и Харлоу Шепли о природе туманностей. Кертис отстаивал точку зрения, что это гигантские звездные системы, подобные нашей Галактике, а Шепли защищал взгляд, что это небольшие образования, располагающиеся внутри нашей Галактики. Найти истину удалось не в споре, а в результате астрономических наблюдений. Спустя несколько лет трудами ряда астрономов удалось разными способами определить расстояния до некоторых из спиральных туманностей. Результаты показали, что это гигантские звездные острова, находящиеся в миллионах световых лет от нас. Так началась эпоха внегалактической астрономии.