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銀河系磁場
鎖定
銀河系磁場是銀河系空間存在大尺度的普遍磁場和小尺度的局部磁場。前者在銀道面內沿旋臂方向分佈,後者可能是螺旋形結構。兩種磁場強度相近，均為(1-3)x10-特=10-30納特。磁場對星雲的運動起支配作用，銀河系星雲一般都沿磁力線方向延伸,表示旋臂的磁能密度大於星雲動能的密度。中性氫雲雖只有100 開的低温，但宇宙射線作用有千分之一左右的電離度。由於物質密度很低，能滿足等離子體與磁場間的凍結關係。,磁場主要在銀道面上,較大的瀰漫星雲和多數暗星雲，一般都平行銀道面運行，即星雲沿磁力線延伸之結果。其成因尚在爭論中,有人主張是最初宇宙大嬰炸後留下的殘跡，有人則主張是由許多局部磁場(如超新星遺蹟、脈衝星、恆星風等)綜合構成的蜂集式星際磁場
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- 中文名
- 銀河系磁場
- 定 義
- 銀河系空間存在大尺度的普遍磁場和小尺度的局部磁場
銀河系磁場存在證據
①宇宙線
觀測表明，宇宙線基本上是各向同性的。但宇宙線來源於銀河系，而銀河系裏的天體的分佈並不是各向同性的，如果認為銀河系裏存在磁場，這種矛盾就可以解決。宇宙線的主要成分是帶電的原子和α 粒子。磁場的存在能使這些帶電粒子改變運動方向。由於星際空間的磁場形狀很複雜，本來可能是分佈不均勻的宇宙線，到達地球時就可能成為各向同性了。
②銀河背景射電輻射
銀河系的背景射電輻射具有非熱輻射的性質。最合理的解釋是，背景射電輻射是相對論性電子在磁場中運動時產生的同步加速輻射。
③瀰漫星雲的形狀
有些瀰漫星雲具有纖維狀結構，表明那裏存在着磁場。許多瀰漫星雲呈扁長形，而且大多同銀道面相平行，這説明銀河系裏存在着平行於銀道面的磁場。
④星光偏振
1949年，J.S.霍爾等人發現，很多恆星的光具有微小的偏振。一般説來恆星越遠，星光偏振度也越大。這種星光的偏振不是由星際氣體而是由星際塵埃造成的。星際塵埃呈長條形，而且排列有規律，才會引起星光偏振，否則，即使每粒塵埃可引起星光偏振，但平均效果也會互相抵消。這些長條形的塵埃之所以有規律地排列，就是磁場作用的結果。
銀河系磁場磁場觀測
根據星光偏振、宇宙線、銀河背景射電輻射等,雖然可以估計出銀河系磁場的大小和方向,但是結果粗略，很不可靠。目前，測定磁場的方法主要有兩種：
①法拉第旋轉
偏振輻射穿過有熱電子和磁場的星際物質時將分解為兩個相反方向的圓偏振輻射，即尋常光和非常光。它們在介質中具有不同的相速度。從介質出來以後，尋常光和非常光又匯合成偏振光，但相對於入射到介質以前的情況而言，偏振面的方向發生了變化。這種偏振面旋轉的現象稱為法拉第旋轉。法拉第旋轉的大小正比於峫忈Neλ2。峫忈是平行於視線方向的磁場分量的平均值，Ne是沿視線方向的以單位面積為底的柱體裏的電子總數，λ是波長。如果測定了法拉第旋轉量，又由某種方法定出Ne，就可以定出峫忈。把不同波長處測得的法拉第旋轉量外推到λ=0，就可得到輻射源本身的偏振角。目前，已經測得不少河外射電源和脈衝星射電輻射的法拉第旋轉。
②中性氫21釐米譜線的塞曼分裂
原子的能級在強磁場中分裂致使譜線分裂的現象稱為塞曼效應。利用譜線的塞曼分裂是測量恆星磁場的最基本方法。星際空間有大量的中性氫，如果也有磁場，那就能觀測到21釐米譜線的分裂。對於正常塞曼效應，當磁場與視線垂直時，譜線分裂為三條：中間一條稱π子線，頻率不變，旁邊兩條稱σ子線，它們都是橢圓偏振光,與π子線的頻率差為1.4B兆赫，它們之間的頻率差為2.8B兆赫,B為以高斯為單位的磁場強度。若磁場為10-5高斯,兩條橢圓偏振光的σ子線的頻率差僅28赫,比21釐米譜線的半寬10千赫小得多。但是，採用較差測量技術後，這種微小的塞曼分裂是可以測出的。
銀河系磁場測量結果
法拉第旋轉測量得到的是輻射源和觀測者之間的磁化等離子體的磁場的平均值；中性氫21釐米譜線的塞曼分裂測量得到的是視線方向的中性氫區（HI區）的磁場；星光偏振測量得到的是塵埃區的磁場。旋轉測量和塞曼效應測量的結果比較可靠，求得銀河系磁場平均強度約為1×10-6～3×10-6高斯。星光偏振測量得到的值較高為：3×10-6～3×10-5高斯。從銀河背景射電輻射和宇宙線估計銀河系磁場的強度為3×10-6～10-5高斯。銀河系某些局部區域的磁場可能比上述平均值高一些。銀河系磁場的取向是一個未解決的問題。有一些證據表明，在旋臂區域可能存在着沿旋臂方向的大尺度磁場。至於在局部區域和銀暈中，磁場的取向一般可能是紊亂的。
參考書目
G.L.Verschuur and K.I.Kellermann eds,Galacticand Extra-Galactic Radio Astronomy, Springer-Verlag,Berlin,1974.
