Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 29 (vyšlo 19. července, ročník 2 (2004)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Magnetická pole ve vesmíru

Ivan Havlíček

S magnetickým polem ve vesmíru se můžeme setkat na nejrůznějších rozměrových škálách. Samozřejmě se vzrůstajícími vzdálenostmi od nás se velmi výrazně projevuje výběrový efekt. Nejjednodušším způsobem měření magnetického pole je použití magnetometrů nejrůznější konstrukce, které je ale potřeba dopravit kosmickou sondou do míst, která chceme zkoumat. Takto lze postupovat prozatím jen ve sluneční soustavě. Mimo její hranice jsme však omezeni na měření výhradně nepřímým způsobem – informaci o magnetických polích musíme umět přečíst v přicházejícím světle. Pro zjišťování silných magnetických polí lze použít Zeemanova jevu. Takto byly získávány první poznatky z blízkého okolí – zejména šlo o emisní mlhoviny a podobné zářící objekty v naší Galaxii. Od nejbližších pulzarů až po nejvzdálenější galaxie se však dnes používají jiné způsoby detekce. V zásadě jde o velmi přesná měření v radiovém oboru na nízkých frekvencích – délka vlny okolo mm a měření polarizace přicházejícího záření. V následujícím textu se budeme věnovat objektům a jevům mimo sluneční soustavu.

Zeemanův jev – štěpení energetických hladin atomů vlivem přítomnosti magnetického pole. Jde o skupinu hladin, které bez přítomnosti magnetického pole mají stejnou energii (tzv. degenerovaná energetická hladina). V přítomnosti magnetického pole mají jednotlivé hladiny již nepatrně odlišnou energii, která vede k rozštěpení jedné spektrální čáry na více čar.

Polarizace světla – jde o vlastnost, pomocí níž popisujeme určitou chaotičnost světla. Elektromagnetické záření je příčným vlněním, které lze popsat kmity vektorů E a B kolmých na sebe a na směr šíření vlny. U nepolarizované vlny opisují koncové body obou vektorů chaotické křivky. U polarizovaného světla je naproti tomu průmět obou vektorů do roviny kolmé na směr šíření vlny přesně definován. Podle tohoto průmětu pak rozlišujeme polarizaci rovinnou, kruhovou, a eliptickou. Příkladem polarizovaného záření je například záření odražené od rovinného zrcadla.

Synchrotronní záření – záření generované zpravidla elektrony rotujícími kolem magnetických silokřivek. Jde o relativistické záření s výraznou polarizací, ze které je možné určit směr magnetického pole. Záření je polarizováno v rovině oběžné dráhy, soustředěno do úzkého kužele, vyzařováno v původním směru pohybující se částice a má spojité spektrum.

Cyklotronní rezonance – rezonanční pohlcování elektromagnetických vln na frekvenci rotace elektronů kolem magnetických silokřivek. Tato frekvence se nazývá cyklotronová a je přímo úměrná magnetickému poli.

Chemicky pekuliární hvězda – hvězdy, u kterých je povrchové chemické složení diametrálně odlišné od chemického složení samotné hvězdy. K tomuto jevu dochází u pomalu rotujících hvězd spektrální třídy A zářivou separací, kdy některé ionty stoupají v zářivém poli směrem vzhůru.

SNR – SuperNova Remnant, pozůstatek po explozi supernovy.

Gauss – jednotka indukce magnetického pole, 1 G = 10−4 T = 10−4 NA−1m−1.

RMs – Rotation measures, měření rotací.

Magnetická pole hvězd, pulzarů a zdrojů tvrdého záření

Silná magnetická pole byla detekována pomocí Zeemanova jevu u Ap hvězd (magnetické chemicky pekuliární hvězdy se silným globálním magnetickým polem s výraznou dipólovou strukturou). Velikost naměřeného pole je B > 104 G. U některých bílých trpaslíků bylo takto naměřeno pole 106÷107 G. Hranice měřitelnosti magnetického pole u hvězd pomocí Zeemanova jevu je přitom okolo 102 G. Magnetické pole je jedním ze základních rysů, kterými se vyznačují pulzary. Pulzar je rotující neutronovou hvězdou, která vznikla jako pozůstatek supernovy. Zhroucením původní hvězdy a zachováním rotačního momentu tak z původního pole o řádu stovek gaussů můžeme získat pole o velikosti až 1012 G. Jsou známé i objekty dosahující hodnot pole až 1015 G, kterým říkáme magnetary. Nezávislá měření cyklotronní rezonance v X oboru (v oblasti energií 55 keV) podvojného systému Her X-1 dává hodnoty pole 6×1012 G. Nové poznatky o takto silných polích jsou dnes očekávány právě z pozorování binárních soustav.

Magnetická pole v Galaxii

Magnetická pole byla pozorována u nejrůznějších typů objektů. Pozůstatky po supernovách SNR (SuperNova Remnants) vykazují strukturu pole závislou na stáří vlastního objektu. Mladé, nedávno odvržené hvězdné obálky vykazují radiální strukturu orientace magnetického pole, později se orientace pole mění v tangenciální. Vysvětlení se nabízí ve změně tvaru vlastního zvětšujícího se kulového objektu, který se rozpíná do prostoru a mění se v dutou bublinu, která se postupně rozpadá. Magnetické pole je pak orientováno v závislosti na hustotním rozložení rozpínajícího se plynu. Intenzita magnetických polí SNR byla naměřena v rozmezí 10÷100 μG.

Oblaka mezihvězdného plynu – oblasti H I – vykazují pole v rozmezí 5÷15 μG, molekulová mračna OH mohou dosahovat 30÷120 μG. Zeemanův jev byl zjištěn také u molekulárních oblastí v čarách OH a H2O. Zde je možno odhalit rozštěpení spektrálních čar podobně jako u hvězd, ale jelikož oblaka mezihvězdného plynu mohou být detekována, pokud jsou dostatečně blízko, jako plošný zdroj světla, je citlivost takového měření mnohem vyšší. Obecně lze u plošného zdroje objevit pomocí Zeemanova jevu mnohem slabší magnetické pole, než u zdrojů bodových. Je to způsobeno možností sběru informace z většího prostorového úhlu.

SNR CAS A

Mladý pozůstatek po supernově Cas A na 32 GHz. Celková intenzita rádiového záření je zobrazena vrstevnicově – pole tvoří uzavřenou, velmi rovnoměrnou obálku. B vektory (krátké úsečky) zobrazují orientaci měřitelného magnetického pole. V případě vektorové mapy magnetických polí jde vždy o průmět 3D struktury do 2D zobrazení, který je vytvořen interpretací míry polarizace přicházejícího záření. Úsečky, jsou kolmice na velkou poloosu eliptické polarizace přicházejícího záření. Jejich velikost je dána mírou polarizace. © NPG 2001, R. Wielebinski.

SNR CTB1

SNR CTB1 na 10,55 GHz. Celkové magnetické pole je již co do intenzity velmi roztříštěné a B vektory jsou orientovány tangenciálně. Zdroj: Nature Publishing Group 2001, R. Wielebinski.

Magnetická pole velkých měřítek v Galaxii

První známky magnetických polí velkých rozměrových škál (zde jde o měřítko rozměrů galaxie) byly rozpoznány zjištěním polarizace světla hvězd v blízkém okruhu do vzdálenosti cca 4 000 ly. Pole sleduje galaktickou rovinu a je orientováno podle spirálních ramen. Jeho hodnota se pohybuje v řádovém rozmezí jednotek až desítek μG. Porovnáním údajů získaných z měření blízkých spirálních galaxií byla stanovena rozmezí pro intenzity pole podle struktury spirální galaxie. V jádře bývá zpravidla intenzita nejvyšší – dosahuje u normálních spirálních galaxií až  100 μG. V galaktické rovině bylo naměřeno 3÷20 μG a v galaktickém haló 2÷3 μG.

Mapa pole Galaxie vytvořená ze studia polarizace světla hvězd. Magnetické pole je orientované v rovině Galaxie. Struktura magnetického pole je utvářena blízkými spirálními rameny a velmi dobře jsou patrné některé blízké magnetické bubliny v Býku, Perseovi, Orionu a Loop I. Na vodorovné ose galaktická délka, na svislé galaktická šířka. © Nature Publishing Group 2001, R. Crutcher.

Celkové magnetické pole Galaxie na velkorozměrové škále je dnes zjišťováno nejpřesněji pomocí rotace pulzarů. Tato metoda je používána od osmdesátých let minulého století, kdy bylo známo jen několik málo místních pulzarů. Dnes máme zmapovány pulzary v téměř třetině galaktického disku a kombinace měření jejich rotace (pulsar RMs - Rotation Measures) s měřením polarizace světla přicházejícího z blízkých galaxií je velmi přesnou metodou sloužící k poznání struktury magnetického pole Galaxie. Od blízkých mimogalaktických zdrojů přichází polarizované světlo poznamenané při styku s galaktickým a mezigalaktickým prostředím Faradayovou rotací. Mnoho mimogalaktických zdrojů je dnes zmapováno v polarizovaném světle. Takové mapy se označují jako vektorové mapy magnetických polí. Po korekci provedené podle měření galaktických pulzarů pak získáme "správné" hodnoty polarizace, které by takové příchozí světlo mělo mít a podle nich pak můžeme určit "správnou" strukturu magnetického pole vlastního galaktického prostředí.

Poloha mimogalaktických zdrojů radiového  záření a následná
interpretace ve formě struktury magnetického pole Galaktického haló. © J. L. Han.

Poloha RMs promítnutá do galaktické roviny. Červená data jsou nová, modrá byla již dříve publikována. Plné symboly jsou v kladných hodnotách galaktických souřadnic, prázdné v záporných. Velkorozměrová pole jsou zobrazena fialovými šipkami, plné šipky značí již ověřená data, čárkované je ještě nutno ověřit. © J. L. Han

Extragalaktické objekty

Největšími, co do rozměrů a jim odpovídající intenzity, známými magnety ve vesmíru jsou však doposud radiogalaxie, jejichž aktivní jádro dosahuje hodnot magnetického pole ještě o dva řády vyšších než jaké byly naměřeny u jader normálních galaxií. Část radiogalaxie, která je pozorovatelná ve viditelném oboru, je oproti oblastem zřetelným v radiové části spektra téměř zanedbatelná.

Vektorová mapa M83 (intenzita polarizace + směr magnetického pole) na vlnové délce 6 cm získaná radioteleskopovou sítí VLA + Effelsberg. Max Planck Institut für Astrophysik.

Ve vzdáleném vesmíru jsou známa i globální pole v měřítku kup galaxií. Taková globální magnetická pole jsou pak pozorována díky synchrotronové emisi. Globální pole kupy Coma A bylo takto určeno přibližně na 2 μG.

Kosmologická měřítka

V současnosti se provádějí pokusy zmapovat vesmírná magnetická pole na kosmologických škálách. Mohlo by se to podařit pomocí globální směrové detekce velmi vysoce energetického kosmického záření UHECR (Ultra High Energy Cosmic Rays). Sice je stále otevřenou otázkou, při jakých astrofyzikálních procesech takové záření ve vesmíru vzniká – jde o částice s energií vyšší než 1020 keV, nicméně jsme schopni je detekovat a při jejich koncentraci n ~ 10−5 Mpc−3 by mohly být nositeli informace na úrovni kosmologických měřítek. Zhruba 90 % dnes známého vesmírného prostoru vykazuje magnetické pole nižší než 10−9 G, známe i téměř prázdné oblasti s polem menším než 10−11 G. Objemová dlouhá vláknová struktura by měla vykazovat globální pole řádově10−8 G. V této oblasti je nutno se prozatím pohybovat velmi opatrně, jde zejména o modelování možných struktur. Modely, které vycházejí ze známých napozorovaných dat kosmologického charakteru (Hubbleova konstanta, baryonová hustota vesmíru apod.) je pak nutno ověřovat znovu podle přímých pozorování a navrhovat metody, které povedou k jednoznačným interpretacím napozorovaných dat.

Řez velkorozměrové struktury vesmíru v logaritmickém měřítku . Model na horním obrázku ukazuje intenzitu magnetického pole a na spodním tutéž oblast v rozložení koncentrace baryonové hmoty. Max Planck Institut für Astrophysik.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage