l-
X l_
I
К >┬ П1г формировании зв╦зд и к Л^Хюйемта кол-ва движения мож, *н тг гщЯЪп л а нет а ми.
перераспреде-можду нротозв╦з-
Индукция крупномасштабного мат. поля Галактики 2≈3 мкГе. Крупномасштабная состав.'] и юшая сосредоточена в основном и ионинов. газовом диске Галактики, Распределение поли симметрично относительно галактич. плоскости. В плотных мсжзв╦лд-нъгх облаках, туманностях и конденсациях, напр, в космических мазерах (см. Мизерный эффект), индукция маги, поля может достигать ~1IJ-3 Гс (флуктуацион-нан составляющая).
В спиральных галактиках магп. поле наиб, сильно и спиральных рукавах, где оно в среднем вытянуто вдоль рукавов. У нек-рых галактик, напр. у галактик М31 (Туманность Андромеды), распределение ноли инист вид кольца, расположенного мн расстоянии ок. 10 тшк от центра галактики. У др. галактик, напр, у МЗЗ и 1151, Отчетливо выражена бисимметрнчнан структура, имеющая вид двухрукапиой спирали (рис. 1). Конфигурация поля нек-рых галактик более сложна, напр, близка к оеесимметричной в центральной и к бисимметричноп во внешней частях галактики. Поляризация оптич. а радиоизлучения наблюдается не только в спиральных, но и в неправильных пекулярных галактиках, напр. в MS2. NGC3718, Большом Мыгел-лнновом Облаке, что указывает на присутствие н этих галактиках крупномасштабных ингн, полей. Относительно сильными мат. полями обладают радпогалак-тикп (10-4--10-8 Гс, в компактных окололдсрньгх образиватшх Ю"2≈10~а Гс]. Флуктуац. состав л тощ а я М. п. г. сравнима нлп превосходит по величине крупномасштабное полн. Эта составляющая также вносит вклад в наблюдаемую поляризацию непрерывного радиоизлучения галактик.
Происхождение М. п. г. связано с 1'идродпнамнч.
л
682
Рис. 1. Осесимметрична?! (а) и б иены матричная (и) структуры магнитны» нолей галактик. Внизу приведены соответствующие расмрилелрния мер вращения (ЯД/1, г ≈ расстоянии от центра галактики. .
движениями ионпзов. межзв╦здного газа (гидромагнит-ное динило). Под действием движений первоначальное слабое (затравочное) магн. поле экспоненциально нарастает но времени. Главную роль в генерации крупномасштабного ноля играют неоднородное вращение шишзов. iasa и ярркально несимметричнее турбулентные движении. Нарушение зеркальной симметрии движении гана (появление т. н. средне» спирал ьностп) обязано действию корнолнсовых сил на неоднородно распредел╦нный по высоте (над плоскостью галактики) турбулнзоианный raj. Согласно теории гидромагн. динамо, в тонком турбулентном вращающемся диске в первую очередь возбуждается магн. поле с преобладающим азимутальным компонентом, симметричным относительно плоскости диска. Основное возбуждаемое маги, поле не зависит от аяимута. Ь следующем приближении возбуждаемое магн. поле имеет вид двухрукнннол спирали [бисимметричная структура), Т. о., теория пгдромагннтиого динамо объясняет и предсказывает наблюдаемые конфигурации магн. полей галактик (см., напр., рис. 2). Источником затравочного поля галактик могут служить выбросы вещества с магн. полем H.I сверхновых и др. массивных зв╦зд с истечением вещества. Сумма большого числа случайно ориентированных мелкомасштабных маги, no.'ieii, согласно расч╦там, да╦т слабое крупномасштабное ноле
порядка 10 * мкГс, к-рое достаточно усилить процессом динамо лишь в 103 раз, чтобы получились характерные для галактик величины крупномасштабных магн. нолей.≈≈≈≈≈... -.-.-
Vat. 2. Структура магнитного поли спиралькоft галактики типа МЫ. рассчитанная с помощью теории гндромагиитногп динамо, г ≈ PECCTUFIHUB от центра галактики.
Флуктуап. составляющая магн. поля галактик кроме вкладов ИСТРЧРКШ! iu зв╦лд порождается также действием гидромагн. динамо а межзвездном гизе. Расч╦ты показывают, что случайные движения межзвездного газа порождают флуктуации магн. поля, корреляционная
функция к-рых w(R) = [H(r-i) ≈ Tt(ri)\\H(r-i) ≈ /Г(/-а)]/Я* (//≈ напряженность магн. поля, rt, rs ≈ радиусы-векторы точек 1 и 2, R ≈ = fi ≈ Гг\ ≈ расстояние междуточками 1 и 2, черта обозначает среднее значение) показана на рис. 3. Аятп-корреляц. чхвос.т» на больших расстояниях интерпретируется, как указание на существование областей с одинаково направленным маги, нолем в малом наст- p,e-it корре^.и.ж.ин функ-
табе и противоположно на- ций'д'ш
кого ноля.
петлям. Наличие такого
правленным ≈ в большом масштабе, т. е. магн. поле подобно отдельным маги, «хвоста» и о дт вер и; дается наблюдениями флуктуации синхротрониого радиоизлучения Галактики и Большого Магедлакова Облака.
Лит..- S о Г и е Y., F и ] i т о t о М., W 1 р 1 г Ь I п-ч k i H., Gintial structure of magnetic fi£M iu bpir.jl grtl;i>:icsT «Ann. Rev. Asiron. Aatropliys.", IS)S6, v. 'i'-\ P у a ni и Й-ь-ин Д. Д., Соколов Д. Д., Ш у к у р a it А. М.. Маг-ННТИЫР полн галактик, М., ISS!). Л. Д. Рузмиикин.
МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ ЗВЕЗД. Магн. поля присутствуют, ао-эидимому, на всех зв╦здах. Наблюдениям доступны только магн. поля, выходящие из звезды в окружающее и ростра ЕСТВО. Внутри звезды может присутствовать мат. поле, не выходящее на поверхность и но.тгому недоступное д.чн нрнмых астрофиз. наблюдении, использующих а.ч.-магм. нзлучгши.' зве.з-ды. Прямые паблюлския М- п. з. позволяют оаредолять лишь усредненные по поверхности звезды магн. поли и мало что говорят о конфигурации (геометрии) поля. Ип-за недостаточного кол-ва света, принимаемого от удаленных звезд, регистрируют (с помощью Зее.пана эффекта) только относительно сильные магн. ноля. Таким способом удалось обнаружить особую группу зви'зд с полями до М UOO У, располагающуюся на Герцшпрунга ≈ Рекеала диаграмме вблизи спектрального класса А. Из-за многих хим. аномалии, свойственных ЛТП л аи╦адим, OIIH иалвашл Л-лскулпрными (А р-юимцы). Кол по зпсзд, у к-рых; маги, ноле зарегистрировано прямым зесмановсшш методом, невелико (иеск. сотен).
Существование магн. полей у др. зв╦зд уда╦тся доказятг, косвенными методами. Косвенными признакам» присутствия магн. полей на невырожденных зв╦здах являются наличие горячих корон attest), хромосфер зо╦лд, пятен, циклов античности и вспышек, аналогичных солнечным (см. Солнечная активность, Сол-
