МЕЖЗВЁЗДНОЕ МАГНИТНОЕ ПОЛЕ

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.