Небесные магниты. Природа и принципы космического магнетизма - читать онлайн книгу. Автор: Дмитрий Соколов cтр.№ 9

Так вот, магнитное поле галактики в основном лежит в плоскости диска. Магнитные линии представляют собой довольно туго закрученные спирали (угол, под которым они закручены, – градусов 20). Это магнитное поле почти симметрично относительно центра галактики (оно называется осесимметричным).

Когда астроном смотрит на edge on галактики, то хорошо видит, что у магнитного поля есть и компонента, перпендикулярная к галактическому диску, но она раз в 50 меньше той, которая лежит в диске.

Галактики прозрачные, и это очень хорошо. Но, как проницательно заметил один мой аспирант, главные достоинства любой научной работы одновременно являются и ее центральными недостатками: мы смотрим поперек галактического диска и видим то, что расположено с обеих его сторон от плоскости симметрии. Поэтому непросто разобраться, как устроено магнитное поле по отношению к центральной плоскости – ее называют галактическим экватором. Есть все основания думать, что магнитное поле сильнее всего в экваториальной плоскости и симметрично относительно нее, но удовлетворяющего всех доказательства этого факта пока нет. Обидно, но наши знания о магнитном поле Солнца или Земли имеют еще больше пробелов.

Вернемся снова к тому, как устроена компонента магнитного поля в плоскости диска. У магнитной линии есть не только ее положение в диске, но и направление, в котором смотрит вектор магнитного поля. Оказывается, форму магнитной линии определить гораздо легче, чем поставить на ней стрелочку. Это потому, что положение плоскости поляризации определено с точностью до поворота на 180°. Чтобы поставить на магнитной линии стрелочку, мало найти положение плоскости поляризации, нужно найти меру фарадеевского вращения, то есть провести наблюдения на многих длинах волн, а это всегда непросто.

В первые годы изучения магнитных полей галактик – в 80–90-е гг. прошлого века – стрелочки еще не очень хорошо умели расставлять, поэтому часто думали, что магнитное поле в диске дважды меняет знак при изменении азимута. Такие поля принято называть бисимметричными. Сейчас с расстановкой стрелочек дело обстоит лучше и считается, что в подавляющем большинстве галактик стрелочки смотрят в одну сторону (в каждой галактике в свою). Вот про такие поля и говорят, что они осесимметричные.

Может быть, есть и галактики с бисимметричными полями, но они, видимо, редки. Вообще же галактик, в которых можно хорошо изучить магнитное поле, немного – такая галактика должна располагаться не слишком далеко от нас. Изучение галактики требует очень трудных и кропотливых наблюдений, и обработка их – тоже не подарок. Особенно трудно расставлять стрелочки. Поэтому между первыми наблюдениями какой-нибудь галактики и более или менее достоверным описанием ее магнитного поля проходит как минимум несколько лет. Когда наблюдатель показывает первые результаты новых наблюдений, то они выглядят как невразумительный набор пятен на оптическом изображении галактики, а первая моя мысль: какой я идиот, что ввязался в это дело! Но постепенно глаз привыкает к карте, общими усилиями модель магнитного поля начинает вырисовываться.

Мы уже говорили, что на галактическом диске видны более яркие спирали – спиральные рукава. Из-за этого такие галактики и называются спиральными. Астрономы привыкли обозначать местоположение данного кусочка галактики по имени спирального рукава. Например, мы сами живем в рукаве Ориона, хотя по поводу того, что именно он представляет собой, астрономы ожесточенно спорят (не всегда ограничиваясь нормативной лексикой).

Однако все, что мы сейчас знаем о магнитных полях галактик, свидетельствует в пользу того, что они связаны именно с диском, а не с отдельными рукавами.

Другие, внешние спиральные галактики расположены далеко от нас, поэтому от наблюдений ускользают детали строения их магнитных полей, зато хорошо видно, как устроено магнитное поле в целом. Мы сами живем внутри Млечного Пути, и нам легче получать информацию о том, что происходит в нашей окрестности.

С точки зрения астрономии изучение Млечного Пути и внешних галактик – разные разделы этой науки, каждая со своими традициями. В таком разделении есть свой резон: уж очень по-разному приходится наблюдать Млечный Путь и внешние галактики. Но человеку, не занимающемуся наблюдениями, а обдумывающему их результаты, иногда трудно приспособиться к такому разделению. Приведу пример. С точки зрения наблюдателя внешних галактик, их северное полушарие – то, в которое смотрит вектор угловой скорости галактики (напомним: она вращается). А с точки зрения наблюдателя Млечного Пути, северным является то полушарие, которое лучше видно из Москвы, Нью-Йорка, Лондона и Парижа. Однако если посмотреть на Млечный Путь со стороны (мысленным взором, конечно), то полушарие, которое называлось северным, станет южным. Про этот факт молчат учебники: он неинтересен их авторам. О нем можно узнать только из личного разговора с квалифицированным астрономом. Я, например, узнал, когда возвращался с научной конференции в Нижнем Новгороде, который тогда еще назывался Горьким, и поднимался в вагон поезда. Я, конечно, упал бы от удивления под колеса, если бы знакомый не оказался гуманистом и не удержал меня от этого.

Так вот, магнитное поле Млечного Пути выглядит вблизи совсем не так, как магнитное поле внешней галактики. Конечно, есть что-то общее, но раньше мы говорили о среднем магнитном поле. В Млечном Пути заметно, что на это среднее поле наложены очень существенные неоднородности. Их амплитуда раза в два превышает его, а пространственный масштаб раз в 50 меньше, чем масштаб среднего поля. Пожалуй, даже хорошо, что эта сильная рябь так смазывается при наблюдении далеких галактик, иначе очень непросто было бы разобраться, как выглядит эта картина в целом.

Кстати, каково же магнитное поле по величине? Несколько микрогаусс. Далее стоит поговорить о единицах, в которых оно измеряется.

В школе нас учат пользоваться системой СИ ^[5], в которой магнитное поле измеряется в теслах. Хороший совет, но трудно приложимый ко всем случаям жизни. Проблема в том, что космические среды очень сильно отличаются от норм лабораторной физики и техники, для которых вырабатывалась система СИ и другие системы единиц.

С точки зрения школьной физики, например, расстояния измеряются в метрах, причем неважно, по какой оси отложены эти метры. С точки зрения астрономии дело обстоит совершенно по-другому. Легко измерить угол между двумя направлениями, а вот расстояние – очень трудно. Один из методов связан с наблюдением параллакса, то есть небольших перемещений, которые за год совершает на небе изображение далекой звезды из-за обращения Земли вокруг Солнца. Так возникает внесистемная единица длины – парсек, то есть расстояние, на котором параллакс составляет секунду дуги. Эта единица помнит о том, с каким способом измерения расстояния она связана. Астроном сделает все возможное, чтобы не переводить без надобности парсеки в метры.

Примерно так же обстоит дело и с магнитным полем. В школе учат, что мы должны четко различать напряженность магнитного поля и магнитную индукцию. Они отличаются на величину магнитной проницаемости, которая в ферромагнетиках может достигать тысяч, – приходится ее учитывать.