МЕЖЗВЁЗДНОЕ МАГНИТНОЕ ПОЛЕ
одна
из составляющих межзвёздной среды. Напряжённость и структура М.
м. п. может быть оценена из астрономич. наблюдений различного типа. Одним
из них является исследование радиоизлучения Галактики, образующегося в
результате движения в М. м. п. релятивистских электронов (т. е. электронов,
имеющих скорости, близкие к скорости света). Для получения надёжных результатов
необходимо знать количество таких электронов, но оно не известно с достаточной
точностью. Другой метод оценки М. м. п. основан на измерении поляризации
света звёзд в межзвёздной среде, обусловленной тем, что межзвёздные пылевые
частицы вытянутой формы под влиянием М. м. п. ориентируются в пространстве
определённым образом и по-разному поглощают свет с различной поляризацией.
Поскольку свойства пылевых частиц изучены недостаточно, такие исследования
приводят к приближённым результатам, но позволяют определить направления
силовых линий в проекции на небесную сферу. Третий метод оценки поля основан
на Фарадея эффекте, вследствие к-рого плоскость поляризации поляризованного
радиоизлучения, проходящего через плазму с магнитным полем, поворачивается
на угол, пропорциональный длине пути, электронной концентрации и ср. проекции
напряжённости магнитного поля на луч зрения. Поскольку мн. радиоисточники
имеют поляризованное радиоизлучение, этот метод позволяет оценить радиальную
компоненту поля для многих направлений в Галактике. Четвёртый, самый непосредств.
метод измерения напряжённости М. м. п. применим только к сравнительно плотным
массивным газовым облакам, к-рые проектируются на мощные источники радиоизлучения.
Такие облака порождают в спектре источника линию поглощения с длиной волны
21 см, у к-рой можно измерить Зеемана эффект и оценить т.
о. продольную составляющую напряжённости поля в облаке. В нек-рых случаях
напряжённость поля можно оценить по его динамич. действию на газ, к-рое
обусловливает вытянутую форму нек-рых газовых туманностей, способствует
образованию тонких волокон, наблюдаемых в отражательных туманностях. Наконец,
М. м. п. в значит, степени влияет на толщину газового диска Галактики.
Сопоставление всех методов позволило получить
следующее представление о М.м. п. Галактики. Величина поля составляет неск.
мкгс,
причём
в разных областях Галактики она несколько различна. Между рукавами она
имеет, по-видимому, порядок 1 мкгс,
в рукавах - приблизительно в
2 раза больше, и ещё больше - в облаках, особенно плотных. В галактич.
диске силовые линии в среднем близки к окружностям. Однако в отдельных
участках размером в неск. сотен пс структура поля бывает довольно
сложной.
Происхождение галактич. магнитного поля
пока недостаточно ясно. Оно могло быть уже в среде, из к-рой образовалась
Галактика. Однако более вероятно, что оно образовалось в результате магнито-гидродинамич.
процессов, турбулентных движений проводящей среды. С другой стороны, поле
могло быть образовано в ходе формирования первых звёзд. Последующие взрывы
могли выбросить магнитное поле в межзвёздное пространство, где оно усиливалось
турбулентными движениями и дифференциальным вращением Галактики. М. м.
п. играет существ, роль в звездообразовании. См. Космогония. Лит. см.
при статье Межзвёздная среда. С. Б. Пикелънер.
А Б В Г Д Е Ё Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ъ Ы Ь Э Ю Я