Межгалактическое магнитное поле

Магнитное поле во Вселенной повсюду, оно есть у звезд, галактик, квазаров. Образование космических магнитных полей — центральная проблема современной астрофизики. В ее решении особая роль принадлежит изучению межгалактического магнитного поля.

Начало истории космического магнетизма

Еще более 4 тыс. лет тому назад китайцы знали о существовании магнитного поля Земли. Китайские императоры древней династии Хан во время своих путешествий уже использовали<магнитные карты>. Любопытно, что известный римский историк Плиний упоминает древнюю железную шахту в Греции, называвшуюся<Магнезия>, которая эксплуатировалась в течение тысячи лет. Магнитный компас применяли китайские, арабские, португальские, испанские и английские мореплаватели. В Англии первые научные эксперименты с магнетизмом были проведены Вильямом Гильбертом еще в 1600 г. Важнейшие научные открытия в области магнетизма связаны с именами Кулона, Фарадея, Эрстеда и Гаусса.

Эксперимент, который лег в основу количественных измерений космических полей, выполнен в 1896 г. нидерландским физиком Питером Зееманом. Он открыл расщепление атомных и молекулярных линий паров натрия в магнитном поле. Поскольку величина такого расщепления зависит только от напряженности магнитного поля, астрономы и сейчас с успехом пользуются этим методом для измерения космических магнитных полей. Первым, кто воспользовался методом Зеемана, был американский астроном Джордж Хейл. С помощью этого метода он измерил в 1908 г. магнитное поле солнечных пятен. В 1910 г. американский астроном Фредерик Райт попытался определить магнитное поле звезд, применив метод Зеемана, но безуспешно. Тем не менее Фредерик Райт был одним из первых астрономов, наблюдавших поляризацию солнечного излучения, отраженного от Луны. Эра открытия звездных магнитных полей связана и с именем другого американского астронома Хорака Бэбкока, который в 1946 г. первым измерил магнитное поле звезды 78 Вирджинии из созвездия Девы.

С тех пор прошло много времени, и магнитное поле обнаружено у многих звезд, созданы каталоги магнитных звезд. Первоочередная роль в создании таких каталогов принадлежит астрофизикам Специальной астрофизической обсерватории РАН.

Следующий важный этап связан с открытием огромных, недостижимых в лабораторных условиях на Земле, магнитных полей нейтронных звезд. Прямым наблюдательным подтверждением существования таких полей стало открытие особых циклотронных линий излучения и поглощения в спектрах рентгеновских пульсаров. Дело в том, что частота излучения этих линий определяется непосредственно величиной магнитного поля. Магнитные поля нейтронных звезд и белых карликов намного превышают значения магнитных полей, достижимых в лаборатории (не более 107 Гс) или имеющихся у<обычных>звезд (не более 104 Гс). В столь сильных магнитных полях даже изменяется структура атомов обычного вещества. Размер атома поперек магнитного поля становится меньше его размера вдоль поля, то есть вместо обычной сферической формы он приобретает вытянутую. Это приводит и к изменениям физических свойств вещества.

Магнитное поле играет важную роль не только в физике звезд и их эволюции, но и в образовании звезд и проявление их активности, в пульсарах, аккреционных дисках вокруг черных дыр, включая сверхмассивные черные дыры. Большую роль магнитное поле играет, кроме того, в процессах образования и эволюции релятивистских струй (джетов) в активных ядрах галактик и квазарах, в формировании и распространении космических лучей, а также в образовании и эволюции галактик.

В последнее время появился заметный интерес к проблеме исследования магнитного поля в межгалактическом пространстве, которое могло быть замагничено на самых ранних стадиях Вселенной в результате истечений и галактических ветров. Проблема заключается в том, что в настоящее время не существует данных о первичном космическом магнитном поле, хотя есть довольно много теоретических модельных оценок величины такого поля. Разброс оценок довольно велик: 10-9 — 10-19 Гс. Интерес к этой проблеме резко возрос в связи с последними открытиями в исследовании космического микроволнового (реликтового) излучения, и в особенности его анизотропии.

В 2002 г. американская космическая обсерватория(Wilkinson Microwave Anisotropy Probe — зонд микроволновой анизотропии им. Вилкинсона; Земля и Вселенная, 2004, N 3) открыла поляризацию реликтового излучения. В 2003 г. с помощьюобнаружена корреляция поляризации реликтового излучения с анизотропией температуры того же излучения (Земля и Вселенная, 2006, N 4). Температура космического микроволнового изотропного фонового излучения измерена с высокой точностью — 2.728 К. В результате детального анализа корреляции был установлен верхний предел величины хорошо известного эффекта вращения плоскости поляризации (которое носит имя великого Фарадея) под действием межгалактического магнитного поля. Эффект Фарадея позволил определить верхний предел его величины — 10-9 Гс. Новые данные о величине межгалактического магнитного поля получены на основе поляриметрических наблюдений квазаров, выполненных в Европейской Южной Обсерватории (ESO). Об этих наблюдениях будет рассказано ниже. Но начнем мы с краткого обзора современных астрономических методов измерения космических магнитных полей.

Распределение поляризованного излучения в атмосфере звезды с магнитным полем. Под действием магнитного поля изменяются направления электрических векторов поляризации (указаны красным цветом) от разных участков атмосферы звезды Распределение поляризованного излучения в атмосфере звезды с магнитным полем. Под действием магнитного поля изменяются направления электрических векторов поляризации (указаны красным цветом) от разных участков атмосферы звезды

Методы наблюдений космических магнитных полей

Главный метод измерения магнитных полей, который успешно применяется в астрономии, основан, как уже было сказано, на использовании эффекта Зеемана. В результате магнитного расщепления атомных уровней и их неравновесного заселения в звездных атмосферах излучение в спектральных линиях оказывается поляризованным, причем поляризация возникает в линиях излучения и поглощения. Уровень поляризации напрямую связан с магнитным полем, что позволяет непосредственно определять величину этого поля.

Другой популярный метод позволяет измерять поляризацию непрерывного излучения. Известно, что плазма в магнитном поле обладает свойством поляризатора электромагнитного излучения. Излучение, проходя через плазму, приобретает круговую поляризацию (то есть электрический вектор волны совершает круговое движение в плоскости, перпендикулярной направлению распространения излучения). Степень этой поляризации определяется отношением циклотронной частоты к частоте излучения. Циклотронная частота — это отношение произведения заряда электрона на величину магнитного поля к произведению массы электрона на скорость света. Ее физический смысл состоит в том, что она, по существу, выражает скорость вращения электрона вокруг силовых линий магнитного поля. Линейная поляризация, соответствующая плоскости, перпендикулярной направлению колебаний электрического вектора электромагнитной волны, также изменяется при прохождении излучения через плазму с магнитным полем.

Кроме того, для измерения магнитных полей применяют детектирование циклотронных линий (они поляризованы) и определяют величину поворота плоскости поляризации, которую приобретает излучение далекого источника при прохождении через плазму с магнитным полем. Все эти методы широко используются в современной астрономии.

Межгалактическое магнитное поле

Проблема происхождения межгалактического магнитного поля тесно связана с проблемой происхождения самой Вселенной. Не исключено, что магнитная история Вселенной начинается не только и не столько с рождения первых звезд и галактик, сколько еще со стадии, предшествующей эпохе рекомбинации. Открытие поляризации реликтового излучения показывает, что ее происхождение, вероятно, связано с первичным космологическим магнитным полем. Другой интересный наблюдательный результат недавно получила группа астрономов ESO во главе с профессором Дамиеном Хатсемекерсом. Они обнаружили, что электрические векторы поляризованного излучения далеких квазаров распределяются не хаотично, а имеют определенную ориентацию. Любопытно, что она меняет направление с изменением космологического красного смещения. Область когерентной ориентации довольно велика и, по оценкам астрономов ESO, составляет, примерно 109 пк. Все эти факты позволяют считать, что физический эффект ориентации электрических векторов поляризации излучения квазаров, скорее всего, возникает не в самих квазарах, а при прохождении их излучения через межгалактическую среду.

Авторы открытия эффекта ориентации векторов поляризации излучения квазаров предположили, что он возникает в результате оригинального процесса, предсказанного физиками: в присутствии внешнего магнитного поля фотон может превратиться в аксион — скалярную частицу. Аксион необходим физикам для дальнейшего усовершенствования и развития современной теории элементарных частиц. Кроме того, аксион — весьма привлекательный кандидат в открытую астрономами новую форму материи — темную материю. Она невидима и проявляет себя лишь в гравитационном взаимодействии (Земля и Вселенная, 2006, N 1).

Процесс превращения фотона в аксион зависит от состояния поляризации фотона, то есть связана с колебаниями электрического вектора по отношению к выделенной плоскости, которую составляют два направления: распространение фотона и магнитного поля. Оказывается, в аксион превращается только тот фотон, у которого направление колебаний электрического вектора лежит в плоскости, содержащей направления мгнитного поля и распространения фотона. Фотон, у которого электрический вектор колеблется перпендикулярно выделенной плоскости, распространяется совершенно свободно, не чувствуя магнитного поля. Именно такой процесс может действительно привести к изменению позиционного угла плоскости поляризации при распространении излучения в межгалактическом магнитном поле. Вероятность движения<свободного>фотона определяется произведением трех величин: магнитного поля, длины пути, проходимого излучением далекого квазара, и физической величины, описывающей взаимодействие между фотоном и аксионом.

Длина пути в 109 пк определена астрономами ESO. Физические эксперименты, и в частности знаменитый эксперимент по поиску аксионов от Солнца, дают верхний предел величины константы взаимодействия между фотоном и аксионом. Напомню, что его проводят в Центральной европейской научной лаборатории (ЦЕРН). Главный инструмент этого эксперимента — аксионный телескоп, содержащий в качестве детектора магнитную камеру, в которой происходит превращение солнечных аксионов в рентгеновские фотоны. Именно такие фотоны и пытаются зарегистрировать физики из ЦЕРН. Более подробно этот эксперимент описан в моей предыдущей статье, посвященной проблеме темной материи во Вселенной (Земля и Вселенная, 2006, N 1). Величина межгалактического магнитного поля, оцененная из данных наблюдений астрономов Южной Европейской Обсерватории, оказывается на уровне 10-9 Гс.

Таким образом, в результате поляриметрических наблюдений далеких квазаров, выполненных астрономами ESO, удалось впервые оценить величину межгалактического магнитного поля. До этого момента существовали только многочисленные теоретические оценки, различающиеся на много порядков. По-прежнему остается нерешенной проблема происхождения и генерации такого поля. В настоящее время именно она находится в центре современных теоретических работ. Следует сказать, что окончательное решение проблем, связанных с точным измерением космического магнитного поля и его происхождением, будет найдено после детального измерения поляризации реликтового излучения. Первые шаги в этом направлении уже сделаны.