| 词条 | 银河系磁场 |
| 释义 | § 银河系磁场 § 正文 二十世纪三十年代，天文学家就开始讨论银河系广阔的星际空间存在磁场的可能性。四十年代起，发现了一些确凿的证据,表明星际空间确实存在磁场。但是,对星际磁场的较可靠的测量却是六十年代以后的事。 磁场存在的观测证据 主要有下述四个方面。 ①宇宙线 观测表明，宇宙线基本上是各向同性的。但宇宙线来源于银河系，而银河系里的天体的分布并不是各向同性的，如果认为银河系里存在磁场，这种矛盾就可以解决。宇宙线的主要成分是带电的原子和α 粒子。磁场的存在能使这些带电粒子改变运动方向。由于星际空间的磁场形状很复杂，本来可能是分布不均匀的宇宙线，到达地球时就可能成为各向同性了。 ②银河背景射电辐射 银河系的背景射电辐射具有非热辐射的性质。最合理的解释是，背景射电辐射是相对论性电子在磁场中运动时产生的同步加速辐射。 ③弥漫星云的形状 有些弥漫星云具有纤维状结构，表明那里存在着磁场。许多弥漫星云呈扁长形，而且大多同银道面相平行，这说明银河系里存在着平行于银道面的磁场。 ④星光偏振 1949年，J.S.霍尔等人发现，很多恒星的光具有微小的偏振。一般说来恒星越远，星光偏振度也越大。这种星光的偏振不是由星际气体而是由星际尘埃造成的。星际尘埃呈长条形，而且排列有规律，才会引起星光偏振，否则，即使每粒尘埃可引起星光偏振，但平均效果也会互相抵消。这些长条形的尘埃之所以有规律地排列，就是磁场作用的结果。 磁场的观测 根据星光偏振、宇宙线、银河背景射电辐射等,虽然可以估计出银河系磁场的大小和方向,但是结果粗略，很不可靠。目前，测定磁场的方法主要有两种： ①法拉第旋转 偏振辐射穿过有热电子和磁场的星际物质时将分解为两个相反方向的圆偏振辐射，即寻常光和非常光。它们在介质中具有不同的相速度。从介质出来以后，寻常光和非常光又汇合成偏振光，但相对于入射到介质以前的情况而言，偏振面的方向发生了变化。这种偏振面旋转的现象称为法拉第旋转。法拉第旋转的大小正比于峫忈Neλ2。峫忈是平行于视线方向的磁场分量的平均值，Ne是沿视线方向的以单位面积为底的柱体里的电子总数，λ是波长。如果测定了法拉第旋转量，又由某种方法定出Ne，就可以定出峫忈。把不同波长处测得的法拉第旋转量外推到λ=0，就可得到辐射源本身的偏振角。目前，已经测得不少河外射电源和脉冲星射电辐射的法拉第旋转。 ②中性氢21厘米谱线的塞曼分裂 原子的能级在强磁场中分裂致使谱线分裂的现象称为塞曼效应。利用谱线的塞曼分裂是测量恒星磁场的最基本方法。星际空间有大量的中性氢，如果也有磁场，那就能观测到21厘米谱线的分裂。对于正常塞曼效应，当磁场与视线垂直时，谱线分裂为三条：中间一条称π子线，频率不变，旁边两条称σ子线，它们都是椭圆偏振光,与π子线的频率差为1.4B兆赫，它们之间的频率差为2.8B兆赫,B为以高斯为单位的磁场强度。若磁场为10-5高斯,两条椭圆偏振光的σ子线的频率差仅28赫,比21厘米谱线的半宽10千赫小得多。但是，采用较差测量技术后，这种微小的塞曼分裂是可以测出的。 磁场测量的结果 法拉第旋转测量得到的是辐射源和观测者之间的磁化等离子体的磁场的平均值；中性氢21厘米谱线的塞曼分裂测量得到的是视线方向的中性氢区（HI区）的磁场；星光偏振测量得到的是尘埃区的磁场。旋转测量和塞曼效应测量的结果比较可靠，求得银河系磁场平均强度约为1×10-6～3×10-6高斯。星光偏振测量得到的值较高为：3×10-6～3×10-5高斯。从银河背景射电辐射和宇宙线估计银河系磁场的强度为3×10-6～10-5高斯。银河系某些局部区域的磁场可能比上述平均值高一些。银河系磁场的取向是一个未解决的问题。有一些证据表明，在旋臂区域可能存在着沿旋臂方向的大尺度磁场。至于在局部区域和银晕中，磁场的取向一般可能是紊乱的。 参考书目 G.L.Verschuur and K.I.Kellermann eds,Galacticand Extra-Galactic Radio Astronomy, Springer-Verlag,Berlin,1974. § 配图 § 相关连接 |
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