САМЫЕ БОЛЬШИЕ МАГНИТЫ

Проф. Д.Д. Соколов в составе группы российских, немецких, английских, испанских и чилийских специалистов установил, что магнитное поле в галактике M83 организовано в несколько рукавов, причем некоторые из этих рукавов совпадают с газовыми рукавами, а другие находятся между газовыми рукавами (см. рис., где магнитные рукава показаны цветом, а газовые — контуром). Ранее магнитные рукава были выявлены лишь в галактике NGC6946.

В науке всегда есть некоторый элемент состязательности — кто в данном виде спорта самый-самый. Естественно, не остается без внимания вопрос и о том, какой магнит самый большой. Ответ на него очень неожиданный для человека, привыкшего к миру технических магнитов — самыми большими по размеру магнитами, известными современной науке, являются звездные острова — спиральные галактики. В частности, гигантским магнитом является та галактика, в которой мы живем — Млечный Путь. Впервые об этом догадался в конце 40-ых годов прошлого века великий Энрико Ферми, размышляя о том, что может удерживать космические лучи в галактике. Он правильно оценил напряженность магнитного поля нашей Галактики и в общих чертах правильно представлял себе его конфигурацию. Можно только позавидовать способности классиков науки делать правильные выводы из очень ограниченного набора фактов и, самое главное, удерживаться от беспочвенных спекуляций на основе этих фактов. Примерно в эту же эпоху замечательный отечественный астроном Б.А. Воронцов-Вельяминов включил эти результаты Ферми в свой учебник по астрономии для 11 класса средней школы, причем включил так, что его текст практически без правки можно вносить в современные обзоры по магнитным полям галактик. Сейчас этому почему-то не учат в школе.

Формирование представлений о магнитных полях галактик

Вообще говоря, магнетизм широко распространен в космосе. Магнитное поле есть у Солнца, у многих звезд и планет. Магнитом, в конце концов, является Земля. Обычно говорят, что магнитные поля в небесных телах и космической среде обнаруживают по эффекту Зеемана, т.е. по расщеплению спектральных линий в магнитном поле. Именно так было открыто магнитное поле Солнца. Однако наблюдать магнитные поля галактик с помощью эффекта Зеемана удается лишь в исключительных случаях, в тех областях галактик, где эти поля аномально велики. Дело в том, что из-за движений излучающих атомов в силу эффекта Доплера спектральные линии уширяются. Так что Проф. Д.Д. Соколов Проф. Д.Д. Соколов в составе группы российских, немецких, английских, испанских и чилийских специалистов установил, что магнитное поле в галактике M83 организовано в несколько рукавов, причем некоторые из этих рукавов совпадают с газовыми рукавами, а другие находятся между газовыми рукавами (см. рис., где магнитные рукава показаны цветом, а газовые — контуром). Ранее магнитные рукава были выявлены лишь в галактике NGC6946. Новости науки № 1/2016 НОВОСТИ НАУКИ 11 сравнительно небольшое расщепление, вызванное магнитным полем галактики, обычно не удается заметить. На помощь приходит другой эффект — эффект Фарадея. Он состоит в том, что в зеркально-асимметричной среде (например, в растворе сахара — в органических веществах есть лишь сахара одной из двух зеркально-симметричных конфигураций) плоскость поляризации света вращается по мере прохождения света через среду. Оказывается, что магнитное поле тоже делает среду зеркально-асимметричной, а синхротронное излучение, присутствующее во многих небесных телах, поляризовано. Угол поворота пропорционален проекции магнитного поля на луч зрения, плотности тепловых электронов среды, длине пути и квадрату длины волны излучения. Длина пути в галактиках огромная, поэтому даже при небольшом магнитном поле набегает существенный поворот плоскости поляризации. Этот поворот не должен быть и очень большим, поскольку тогда плоскость поляризации поворачивается много раз и наблюдения трудно интерпретировать. В итоге оказывается, что лучше всего наблюдать фарадеевское вращение в радиодиапазоне, на длинах волн в сантиметровом диапазоне.

Говоря о том, что магнитное поле галактик слабое, мы сравниваем его с магнитными полями технических устройств или магнитным полем Земли. На самом деле это непоучительное сравнение — в мире галактик свои масштабы. Лучше сравнить плотность энергии магнитного поля и, например, плотность энергии случайных движений межзвездного газа, в котором и находится магнитное поле. Оказывается, что эти энергии приблизительно одинаковы. Другими словами, магнитное поле галактики в своем естественном масштабе гораздо сильнее большинства привычных для нас магнитных полей — оно в состоянии влиять на динамику среды. Это же можно сказать и, например, о магнитном поле Солнца. Специалисты полагают, что магнитное поле в глубине Земли тоже в состоянии существенно влиять на течения в жидком внешнем ядре Земли.

Перед тем, как указать, какое же магнитное поле галактик количественно, нужно сказать о еще одном отличии магнитных полей в космосе и в технических устройствах. Мы обычно связываем явление магнетизма с ферромагнетиками — в детстве обычно начинают изучать явление на примере подковообразного магнита. В космической среде ферромагнетизм — большая редкость. Поэтому нет смысла различать напряженность магнитного поля и магнитную индукцию, а магнитное поле принято измерять не в эрстедах, а в гауссах. Итак, напряженность магнитного поля галактик порядка нескольких микрогаусс.

За тридцать лет после догадки Ферми накопился большой объем данных о фарадеевском вращении излучения внегалактических радиоисточников и пульсаров, т.е. галактических источников поляризованного излучения. В результате на рубеже 80-ых годов XX века появилась возможность более-менее детально изучить строение магнитного поля Млечного Пути. Оказалось, что это магнитное поле лежит в плоскости галактики и примерно симметрично относительно центральной плоскости галактического диска и примерно перпендикулярно направлению на центр галактики. Эта симметрия очень приблизительная — на среднее магнитное поле наложены разнообразные возмущения. Такое строение магнитного поля кажется естественным. Однако привычное нам дипольное магнитное поле, скажем, магнитное поле Земли имеет совсем другое строение — магнитное поле перпендикулярно экваториальной плоскости Земли. Другими словами, магнитное поле Млечного Пути имеет симметрию квадрупольного, а не дипольного типа, оно не идет от одного магнитного полюса к другому (полоидальное магнитное поле), а направлено почти по азимутальному направлению (тороидальное поле). На самом деле, отклонения от тороидального магнитного поля тоже есть, есть и полоидальная составляющая, но они сравнительно слабы.

К сожалению, мы видим Млечный Путь изнутри, так что за близкими деревьями легко теряется образ всего леса. Очень полезно взглянуть на ситуацию со стороны, поэтому особенно ценны наблюдения внешних галактик. Такие наблюдения появились в 80-ых годах прошлого века. Львиную долю этих наблюдений выполнили немецкие радиоастрономы из Института радиоастрономии Общества имени Макса Планка в Бонне. Заслуга в этом принадлежит Рихарду Вилебинскому — чрезвычайно колоритному человеку, выходцу из Польши, прошедшему школу радиоастрономии в Австралии и, между прочим, деятельному стороннику международного сотрудничества, включавшего и нашу страну. В это время Германия уже залечила наиболее заметные раны, нанесенные военной Новости науки № 1/2016 12 НОВОСТИ НАУКИ катастрофой, однако немецкая наука еще была далека от довоенных стандартов. Требовалось определить участки, на которых немецкая наука могла достичь лидирующих позиций с помощью разумных усилий. В частности, начинал наблюдения новый современный радиотелескоп в Эффельсберге, недалеко от Бонна. Первые наблюдения показали, что радиоизлучение внешних галактик поляризовано. Это излучение имеет синхротронную природу, т.е. вызвано движением релятивистских электронов в магнитном поле. Синхротронное излучение поляризовано с высоким процентом поляризации (около 70 %). Никого не удивляло наличие каких-то магнитных полей в галактиках — астрономы привыкли объяснять все непонятное магнитным полем. Традиционно считалось, что эти магнитные поля имеют очень мелкий пространственный масштаб и связаны не со всей галактикой, а с какими-то ее локальными объектами. Тогда поляризация излучения, приходящего из разных частей галактики, должна иметь самые разные ориентации плоскости поляризации, так что в целом оно окажется не поляризованным. На деле же поляризация наблюдалась. Конечно, не 70 %, процент поляризации был около 10 %, но по астрономическим меркам это много. Вилебинский правильно угадал, что это — перспективное направление исследования. Подчеркнем, что от наблюдения поляризации до восстановления структуры магнитного поля внешних галактик дистанция большого масштаба. Важно, что была правильно угадана перспектива, а первоначальный импульс исследования оказался настолько сильным, что он во многом определяет ситуацию в данной области до сих пор, хотя, конечно, постепенно подрастают другие группы-конкуренты, прежде всего в Голландии.

Другим удачным обстоятельством, определившим ситуацию в изучении магнитных полей галактик, было то, что в это время в Москве интенсивно работала группа теоретиков, интересовавшихся происхождением магнитных полей галактик. Научным лидером этой группы был замечательный отечественный физик Яков Борисович Зельдович, вокруг которого собирались молодые люди, занимавшиеся различными вопросами астрофизики.

Происхождение магнитных полей небесных тел и прежде всего Солнца давно занимало теоретиков. Уже в 1919 г. Лармор понял, что не видно другого механизма, способного создать магнитное поле Солнца, кроме электромагнитной индукции. В самом деле, представление о куске ферромагнетика в центре Солнца не хочется рассматривать даже в виде шутки. По аналогии с тем, что тогда называлось динамо-машиной, механизм получил название динамо. Для того, чтобы подчеркнуть, что этот механизм не предполагает наличия на Солнце твердых проводников и других не относящихся к делу деталей, к этому слову прилагают эпитет гидромагнитное. К началу 80-ых теория солнечного динамо была хоть в какой-то мере разработана. Было понятно, что в других небесных телах объяснять происхождение магнитных полей тоже естественно с помощью механизма динамо. Было опубликовано несколько работ о том, как могло бы работать динамо в диске галактик. Первая из них, написанная С.И. Вайнштейном и А.А. Рузмайкиным, опубликована в 1972 г. одновременно с работой замечательного американского астронома Ю. Паркера — это были первые работы по галактическому динамо.

Я.Б. Зельдович был человеком, ориентированным на международную научную кооперацию, как бы трудно ни было осуществить это намерение. Одним из результатов этих усилий стала публикация в 1983 г. в Нью-Йорке издательстве Гордон энд Брич книги “Магнитные поля в астрофизике”, написанной им вместе с молодыми сотрудниками А.А. Рузмайкиным и Д.Д. Соколовым. Понятное дело, что мы писали о том, в чем разбирались сами, поэтому знаНовости науки № 1/2016 НОВОСТИ НАУКИ 13 чительная часть книги была посвящена галактическому динамо. Книга произвела впечатление на читателя, в ней впервые вопрос о магнитных полях Млечного Пути занял значительное место. Другие группы, работавшие в этой области, больше занимались солнечным динамо.

Нам тоже стало ясно, что открывается новая область исследований. Хорошо помню, как мы слушали доклад замечательного радиоастронома из Бонна Райнера Бека, который только что открыл поляризованное радиоизлучение от туманности Андромеды — галактики M31. Это излучение было не просто размазано по всему диску галактики, а сконцентрировано в кольце. Вероятно, именно там и расположено магнитное поле этой галактики. Но почему оно концентрируется в кольцо — наблюдателям было совершенно непонятно. Мы-то знали, что студент Саши Рузмайкина, Анвар Шукуров только что написал статью о том, какое распределение магнитного поля ожидается в M31 — оно было сосредоточено именно в кольцо, которое располагалось как раз там, где оно было кольцо поляризованного излучения.

В это время было не так просто подойти к приехавшему гостю из далекой Западной Германии и рассказать ему о своих идеях. Однако Саша — человек, который способен пройти сквозь стену, так что через несколько месяцев удалось довести изыскания нашей группы до сведения немецких коллег. В результате этих усилий мы получили предложение написать книгу о магнитных полях галактик (всяких, а не только Млечного Пути) для голландского издательства Дурнебааль Райдель из города Дордрехта, где в 1988 г. вышла книга А.А. Рузмайкина, А.М. Шукурова и Д.Д. Соколова “Магнитные поля галактик”, правда, издательство уже стало называться Клувер — законы бизнеса, ничего не сделаешь. В этот раз русскую версию удалось немедленно издать дома, в издательстве Наука. Русского издания первой из книг пришлось ждать четверть века.

Счастливым для нас образом в концепцию исследователей из Бонна теория происхождения магнитных полей галактик не входила в качестве неотъемлемой части. Поэтому быстро по масштабам того времени установилось тесное сотрудничество между нашими группами, так что уже в 1989 г. мы выпустили первый совместный препринт. В это время быстро росли научные связи, а многие члены нашей группы стали зарубежными учеными. Поэтому следующий большой обзор по магнитным полям галактик, который вышел в 1996 г. и до сих пор является стандартной ссылкой по данному вопросу, писала довольно большая группа авторов из многих европейских стран . Отметим, что в Германии была признанная группа, работавшая в области динамо. Правда, эта группа работала в ГДР, в Потсдаме. Это не исключало сотрудничества с Бонном, но делало его не таким простым. Кроме того, часто легче сотрудничать с коллегой из далекой страны, чем со своим соседом. Так или иначе, среди участников обзора был и Аксель Бранденбург, вышедший из потсдамской группы и работавший тогда в Копенгагене. Сейчас этот ведущий специалист по прямому численному моделированию космических магнитных полей работает в Стокгольме, в Институте теоретической физики северных стран (НОРДИТА).

Первые результаты о магнитных полях галактик вызвали заметный, хотя и не всегда ожидаемый общественный интерес. В те годы не было Интернета, но существовала практика запросов на оттиски статей, причем считалось, что не ответить на такой запрос неприлично. Припоминаю, как отправлял оттиск на запрос из Каирского зоопарка.

Как возникают магнитные поля галактик

Галактическое динамо работает на тех же принципах, что и солнечное динамо. Главная трудность на пути работы этого механизма в том, как обойти известное из школы правило Ленца — электромагнитная индукция создает новое магнитное поле так, чтобы оно не увеличивало, а уменьшало начальное, затравочное магнитное поле. Поэтому для самовозбуждения магнитного поля — а это и есть динамо — нужно, чтобы в процессе было задействовано два эффективных контура. Тогда первый из них создает магнитное поле во втором, а второй использует это созданное поле и создает новое в первом контуре. При этом правило Ленца не запрещает, чтобы новое созданное поле складывалось с исходным.

Специалистам по динамо понадобилось примерно полвека для того, чтобы понять, как можно реализовать эту возможность в природных условиях. Магнитное поле первого контура можно представлять себе как поле магнитного диполя или магнитного квадруполя. Его называют полоидальным. Оно вморожено в хорошо проводящую вращающуюся среду. Вращение это практически никогда не является твердотельным — твердые тела в космосе редкость. Поскольку разные части магнитной линии вращаются с разной угловой скоростью, из полоидального магнитного поля рождается тороидальное магнитное поле, направленное по азимуту. Эта часть динамо особого сомнения не вызывает.

Проблема в том, как восстановить полоидальное магнитное поле из тороидального. К шестидесятым годам прошлого века стало ясно, что единственный реалистический путь для этого в космических условиях связан с нарушением зеркальной симметрии конвекции (или турбулентности) во вращающемся теле. За счет этого возникает компонента электрического тока, направленная не перпендикулярно, а параллельно магнитному полю. В ясной форме, доступной количественному изучению эта мысль была высказана и разработана физиками из тогдашней ГДР М. Штеенбеком, Ф. Краузе и К.-Х. РэдлеНовости науки № 1/2016 14 НОВОСТИ НАУКИ ром. Это, пожалуй, самое известное и важное открытие физиков ГДР. Оно получило название альфа-эффекта. Конечно, со временем физики научились описывать альфа-эффект на должном математическом уровне. Однако главная проблема с ним все-таки психологическая. Весь опыт школьной, университетской, да и вообще стандартной физики сформирован при молчаливом предположении о том, что мы имеем дело с зеркально-симметричными средами. Эффекты зеркальной асимметрии начинают играть существенную роль в микромире. Они были обнаружены приблизительно тогда же, когда сформировалось и представление об альфа-эффекте. В это время физики уже привыкли к тому, что поведение элементарных частиц плохо укладывается в категории здравого смысла, однако то, что это случается и в мире больших масштабов, было трудно себе представить. На самом деле зеркальную симметрию нарушает общее вращение тела, в данном случае галактики. Забавно, что в географии этот факт считается очевидным — там есть закон Бэра о том, что реки, текущие в противоположных полушариях подмывают противоположные берега. В динамо в совершенно другом контексте используется ровно та же идея.

Подчеркнем, что динамо — пороговое явление. Индукционные эффекты должны перебороть омические потери магнитного поля, связанные с конечной проводимостью среды. В мире галактик этот порог генерации преодолевается за счет огромных пространственных масштабов галактик.

В рамках свойств галактического динамо понятно, почему магнитные поля возникают в спиральных галактиках и в некоторых других близких типах галактик — именно эти галактики вращаются.

Удалось разобраться и в том, почему конфигурация магнитных полей галактик совсем не похожа на то, как устроено магнитное поле Солнца и Земли. Оказалось, что во всех этих случаях динамо работает в некотором слое, однако угловая скорость в галактиках меняется вдоль этого слоя, а в других случаях — поперек него. Заранее было, мягко говоря, неочевидно, что такая на первый взгляд несущественная деталь приводит к совершенно различным результатам. Конечно, очень важно и то, что условия наблюдения магнитных полей во всех этих случаях очень различны, так что мы видим прежде всего то, что удается легче пронаблюдать.

Новые идеи и старые иллюзии

Первые модели генерации магнитного поля в галактиках были, как это и естественно, обобщенными и однообразными. Конечно, крупно повезло, что и в этих моделях сразу же нашлось яркая деталь (кольцо в M31), которую удается увидеть и в наблюдениях. Для этой детали нашлось место даже на одной из почтовых марок, выпущенных немецкой почтой.

За годы, прошедшие с тех пор, наблюдатели увидели много разнообразных и красивых деталей, а теоретики в той или иной степени научились их объяснять.

Оказалось, что в некоторых спиральных галактиках (например, в NGC 6946) магнитные поля собраны в своеобразные магнитные рукава, которые расположены между спиральными рукавами, образованными газом и звездами. Теоретики склонны объяснять эти магнитные рукава как своеобразный транзиент, т.е. магнитную структуру, которая еще не успела достичь своего равновесного состояния. Известны и другие примеры подобных транзиентов. Например, магнитное поле той галактики, в которой мы живем — Млечном Пути, несколько раз изменяет свое направление вдоль галактического радиуса. Простейшие модели галактического динамо предсказывают, что конечная стадия эволюции магнитного поля галактик не должна содержать подобных деталей. Их появление в реальных галактиках объясняется тем, что эти, по человеческим меркам очень старые небесные тела, в магнитном смысле совсем молоды. В самом деле, оказывается, что характерное время, за которое галактическое динамо может существенно перестроить магнитное поле в данной области галактического диска, составляет порядка 0.5 млрд лет. Это, конечно, существенно меньше, чем возраст галактик, сравнимый с 10 млрд. лет, однако разрыв между этими временными масштабами не такой уж большой. Важно и то, что на протяжении своей жизни галактика не оставалась неизменной. В ней происходили разнообразные явления вроде вспышек звездообразования, появления и исчезновения газовых спиральных рукавов, взаимодействий с соседними галактиками и т.п. Сравнительно неторопливое галактическое динамо не успевает сгладить следы этих событий.

В итоге в разных частях галактического диска образуются фрагменты финальной магнитной конфигурации, которые плохо стыкуются друг с другом. Это и есть транзиенты. Особенно помогает их образованию то, что магнитное поле является псевдовектором. Это значит, что можно предсказать лишь величину вектора магнитного поля и ту прямую, на которой он лежит, не может существовать физической причины, которая выделяет направление поля. Поэтому в разных фрагментах магнитной конфигурации магнитное поле может иметь противоположные направления, а на стыке фрагментов возникают долгоживущие обращения магнитного поля.

Подобные внутренние пограничные слои (их еще называют контрастными структурами) известны во многих областях физики (например, в физике полупроводников). Для изучения контрастных структур замечательным отечественным математиком А.Б. Васильевой и ее школой разработаны мощные методы их расчета. Мы, конечно, широко пользовались идеями этой группы, однако обнаруженная формальная аналогия между полупроводниками и галактиками было, конечно, совершенно неожиданной.

Конечно, спиральные галактики — не просто вращающиеся газовые и звездные диски. В них выделяются разнообразные структуры. Например, в центральных частях некоторых галактик видны своеобразная линейная структура, которая как спица протыкает центральную область. От ее концов отходят спиральные рукава, поэтому ее положено по-русски называть перемычкой, хотя в живой речи ее обычно называют английским словом бар. Магнитные поля в галактиках с баром были изучены в рамках специального немецко-российского проекта РФФИ и Немецкого научного общества. Оказалось, что вращающийся бар сильно изменяет стандартную конфигурацию магнитного поля, а главное, возникают такие магнитные линии, вдоль которых может течь вещество и питать черную дыру, которая, видимо, находится в центре галактики. До сих пор галактики с перемычками — единственный детально исследованный как наблюдательно, так и теоретически морфологический класс галактик.

Описание результатов этого детального и кропотливого исследования потребовали публикаций в разнообразных научных (и популярных) журналах, включая самые престижные, а практика написания отчетов по проектам позволила придти к неожиданным наукометрическим выводам. Мы и раньше догадывались, что неплохо публиковать свои результаты в самых высокоцитируемых журналах, например, в Nature. И по мере поступления соответствующих результатов делали это. Практика же показывает, что (по крайней мере в астрономии) такая престижная публикация сама по себе не создает особенно впечатления на научное сообщество и не приводит, в частности, к потоку ссылок. Гораздо важнее оказывается поддержка этой пилотной статьи последовательной развернутой публикацией результатов во всей линейке научных журналов по данной тематике от престижного журнала, обращенного к широкой научной аудитории, до более локальных журналов, обращенных к кругу узких специалистов. Тогда оказывается, что и индекс цитирования с пециальных с татей примерно такой же, как и у статьи в Nature. Как говорят футболисты — порядок бьет класс.

Конечно, не все первоначальные ожидания подтвердились в ходе исследований. Например, часто создается впечатление, что магнитное поле галактик связано не столько с галактическим диском как целым, сколько со спиральными рукавами в этом диске. В самом деле, направления магнитных векторов близки к направлению спиральных рукавов. Близки, но не совпадают. Конечно, газовые рукава искажают распределение магнитного поля, однако, как оказывается, они сами по себе его не вызывают.

Другое заблуждение, рассеявшееся в ходе исследований, состоит в представлении, что магнитное поле галактик образовалось при закручивании первоначально однородного магнитного поля, вмороженного в вещество, из которого образовалась галактика. Такое гипотетическое магнитное поле называют реликтовым. Это представление поначалу казалось очень притягательным — не нужно думать о какой-то зеркальной асимметрии и других сложностях. Однако расчеты показывают, что такое реликтовое поле не выживает во вращающихся галактиках, а если бы оно каким-точудом в выживало, то его конфигурация непохожа на наблюдаемую.

Магнитные поля в контексте современности

Развитие конкретной области науки далеко не всегда определяется только чисто научными соображениями. Строительство новых радиотелескопов, без которых трудно улучшать возможности наблюдений, это сложный и дорогостоящий процесс, требующий очень серьезной международной и междисциплинарной кооперации. Невозможно представить, чтобы новый мощный радиотелескоп был построен для выполнения одной научной задачи. Поэтому подготовка к наблюдениям на новом приборе занимает не один год и приводит к перестройке всей системы научных групп, занимающихся данной областью науки.

Сейчас ясно, что следующими радиотелескопами, которые будут наблюдать магнитные поля галактик, станут телескопы LOFAR и SKA. Особенность первого из них, который уже в основном построен в Голландии, состоит в том, что он состоит из основного ядра и вспомогательных станций, расположенных в различных европейских странах. Одна из этих станций находится в окрестностях Кракова, в форте времен Первой мировой войны. Поучительно присмотреться к опыту этой обсерватории Ягеллонского университета. Четверть века назад, когда я впервые увидел эту обсерваторию, в ней не было ни одного более-менее современного инструмента, не было ни денег, ни специалистов-наблюдателей, которые могут проводить современные наблюдения. Зато было четкое осознание того, что из этого сложного положения можно выйти только собственными усилиями. За прошедшие годы руководители этой группы, которыми были последовательно М. Урбаник и К. Отмяновска-Мазур, наладили тесное сотрудничество студентов-астрономов с наблюдателями из Бонна, прежде всего с уже знакомым нам Р. Беком. Эти молодые ребята выросли в опытных наблюдателей и переняли у немецких коллег многие наблюдательные проекты. Постепенно нашлись деньги для строительства станции LOFAR, тем более что технически подобная станция достаточно проста. Я хорошо помню, как еще в аспирантские годы был на подобном же радиотелескопе под Харьковом. Усилия краковских астрономов-наблюдателей были поддержаны теоретиками из Торуни. В итоге Польша вышла на лидирующие позиции в данной области, затратив на это минимальные ресурсы. Может быть, стоит поучиться?

Техническая идея, заложенная в радиотелескопе LOFAR, предполагает наблюдения на сщественно более длинных волнах, чем на тех радиотелескопах, выполнивших основные имеющиеся наблюдения. Это значит, что плоскость поляризации радиоизлучения, приходящего от удаленной галактики, может много раз совершать полный оборот. Наблюдения эти полные обороты не замечают, а для восстановления магнитного поля число этих полных оборотов нужно знать. Возникает очень непростая задача расшифровки сигнала, претерпевшего многократные повороты плоскости поляризации. Эта задача трудная, но не безнадежная. Над ее решением бьются сейчас радиоастрономы многих стран. Прогресс есть, но до полной ясности еще далеко.

Для радиотелескопа SKA запланирован гораздо более широкий диапазон длин волн, который включает и короткие волны. Это — очень обнадеживающий факт. Плохо только, что строительство этого инструмента оттягивается все дальше и дальше, его разработчикам приходится экономить средства, а экономия во многом происходит за счет предполагаемого изучения магнетизма галактик. Ясно, что моему поколению уже не придется работать с данными SKA.

Что делается в еще больших масштабах

Галактики очень велики по сравнению с Землей, но по масштабам космологии это — очень маленькие объекты. Есть ли магнитные поля с еще большими пространственными масштабами, чем в галактиках?

Хорошо известно, что магнитные поля присутствуют в скоплениях галактик. Эти скопления, естественно, намного больше галактических масштабов. Однако, насколько известно сейчас, магнитные поля в них имеют примерно те же пространственные масштабы, что и галактические магнитные поля.

В мире галактик есть и образования, существенно более впечатляющие, чем спиральные галактики со своими магнитными полями. Это квазары, различные струи (джеты), вытекающие из галактических объектов и другие активные образования. Во многих из них есть или предполагается магнитное поле. Однако пока не сложились уверенные представления о магнитных полях подобных образований с масштабами, сопоставимыми с масштабами всего небесного тела. Очень хочется надеяться, что такие поля есть, а опыт изучения магнитных полей спиральных галактик окажется полезным для их изучения.

Можно ли говорить о магнитных полях еще большего, космологического пространственного масштаба? На первый взгляд кажется, что никаких надежд на существование таких магнитных полей нет — Вселенная однородна и изотропна с очень высокой степенью точности, а магнитное поле выделяло бы в ней некоторое направление, нарушая изотропию.

На самом деле в этом наивном рассуждении есть сразу два пробела, которые открывают возможность для существования космологических магнитных полей.

Во-первых, космологическое магнитное поле может быть мелкомасштабным по космологическим масштабам, но будут ли эти масштабы малыми по масштабам галактик, заранее неясно. Исследования специалистов по космологии показывают, что в ранней Вселенной действительно могут и, по-видимому, образуются магнитные поля. В самом грубом приближении логика здесь такая. Считается, что первоначально Вселенная была заполнена вакуумом, из которого по мере расширения Вселенной и падения ее температуры рождались всевозможные частицы. В рамках квантовой физики магнитное поле тоже можно трактовать как некоторые частицы. Их образование и есть образование магнитного поля.

Гораздо более сложен вопрос о том, являются ли эти магнитные поля крупномасштабными. В определенном смысле ответ положительный. Зеркальная симметрия нарушается не только во вращающейся турбулентности, но и в ядерных реакциях. Это тоже приводит к альфа-эффекту и образованию крупномасштабного магнитного поля. Проблема лишь в том, что это поле крупномасштабно по меркам той геометрии, которая существовала во время образования этого магнитного поля. По меркам же современных галактик пространственный масштаб таких магнитных полей оказывается очень маленьким.

Ясно, что проследить, что происходит с магнитным полем, рожденным на самых ранних этапах жизни Вселенной, до настоящего времени, — очень нелегкая задача. Мнения специалистов тут расходятся, однако все-таки кажется более вероятным, что подобные космологические магнитные поля прямо не связаны с магнитными полями современных галактик. В частности, этим магнитным полям трудно пережить эпоху, когда температура Вселенной уже упала, а галактики еще не родились. В это время галактическое динамо еще не работает, а магнитное поле уже затухает в силу закона Ома — электрическое сопротивление среды уже заметное.

На другую, гораздо более экзотическую возможность обратил в свое время внимание Я.Б. Зельдович. Если однородное магнитное поле достаточно слабое, то оно мало нарушает изотропию Вселенной. Конечно, магнитное поле может быть настолько слабым, что оно не представляет никакого интереса для физических процессов в галактиках. Оказывается, что есть зазор между верхней оценкой однородного магнитного поля, который получается из изотропии Вселенной, и той нижней оценкой, которая нужна для того, чтобы это поле сохраняло свое значение для жизни галактик. Этот зазор постепенно сужается, но еще остается значительным.

До недавнего времени наука располагала лишь верхними наблюдательными оценками космологического магнитного поля, поэтому казалось, что идея Зельдовича, оставаясь очень красивой, имеет лишь чисто академический интерес. Однако несколько лет назад А. Неронов и Д.В. Семикоз привели убедительные наблюдательные аргументы о существовании космологического магнитного поля и дали нижние оценки этого магнитного поля. Получаемые таким образом оценки заметно ниже, чем напряженность магнитных полей галактик, но вполне достаточны для того, чтобы эти магнитные поля сохраняли интерес для астрофизики.

Эти оценки основаны на достаточно сложном анализе реакций элементарных частиц, происходящих в космической среде, и не позволяют судить о пространственном строении магнитного поля. Конечно, не исключено, что это магнитное поле попадает в пространство между галактиками с помощью каких-то физических процессов из самих галактик, но в целом проблема космологических магнитных полей приобрела совсем иное звучание, чем в прежние годы.

Зачем все это знать?

Среди наших современников есть некоторая группа людей, для которых сами слова магнетизм галактик кажутся достаточно притягательными сами по себе для того, чтобы оправдать исследования в нашей области науки. Это можно только приветствовать — наука как область интеллектуальной деятельности людей и способ познания мира не ставит перед собой непосредственных практических целей, практические результаты получаются как побочные продукты ее деятельности. Однако все-таки интересно узнать, есть ли какие-нибудь шансы на то, что изучение магнетизма галактик окажет какое-то воздействие на нашу повседневную жизнь.

Оказывается, что дело не так безнадежно, как можно было бы подумать. Попытки воспроизвести механизм динамо в лабораторных условиях предпринимаются начиная с 60-ых годов прошлого века. Первые опыты были проведены отечественными учеными и учеными из ГДР. В качестве проводящей среды, в которой должно действовать динамо, используются жидкие металлы, прежде всего натрий, который становится жидким при сравнительно невысоких температурах. Сейчас непросто понять, почему было принято решение проводить эксперимент в Латвии. Задача оказалась очень сложной технически, но упорный труд специалистов увенчался успехом в последние не http:// дели истекшего тысячелетия — удалось получить самовозбуждающееся магнитное поле. Правда, специалисты, достигшие успеха, хотя и работали по-прежнему в окрестностях Риги, но представляли иные страны.

Примерно в это ж время удалось организовать и российский экспериментальный проект по изучению динамо. Он реализуется в Перми, в Институте механики сплошных сред. В ходе этого проекта удалось, в частности, впервые в лабораторных условиях измерить альфа-эффект. Экспериментальные проекты по динамо сейчас работают в нескольких странах — во Франции, Германии, России, Латвии и США. Конечно, до технических устройств, использующих механизм динамо, еще очень далеко, однако создание экспериментальной базы по работе с потоками жидких металлов нужно и для многих технических задач. Поэтому у проекта в Перми есть и непосредственная практическая составляющая, но это уже тема другого рассказа.

Frick P., Stepanov R., Beck R., Sokoloff D., Shukurov A., Ehle M., A. Lundgren. Magnetic and gaseous spiral arms in M83.  

 Astronomy and Astrophysics, 585, A21 (2016).

Beck R., Brandenburg, A., Moss, D., Shukurov, A., Sokoloff, D.,  Ann. Rev. Astron. Astrophys., 34, 155-206 (1996).

Moss, D.; Beck, R.; Sokoloff, D.; Stepanov, R.; Krause, M.; Arshakian, T. G., Astron. Astrophys., 556, A147, 2013.

Moss, D.; Stepanov, R.; Arshakian, T. G.; Beck, R.; Krause, M.; Sokoloff, D., Astron. Astrophys., 537, A68, (2012).

Beck, R.; Ehle, M.; Shoutenkov, V.; Shukurov, A.; Sokoloff, D., Nature, 397, 324-327 (1999).

Ruzmaikin A., Sokoloff D., Shukurov A. Nature, 336, 341-347 (1988).

Beck, R., Frick P., Stepanov R., Sokoloff D., Astron. & Astrophys., A113, 543 (2012).

Neronov, A.; Semikoz, D. V., Phys. Rev. D80, 123012, (2009).

Соколов Д.Д., Степанов Р.А., Фрик П.Г., УФН, 184, N 3, 313-335 (2014).