Поляриметрические наблюденияи структура магнитного поля вобластях звездообразования

Д.З.ВибеИнститут астрономии РАН

В соавторстве с…

• W.D. Watson• R.M. Crutcher• Ch. Gammie• J. McKinney

Поляризация звездного светаHeiles (2000)

180 90 0 -90 -180

Галактическая долгота

-60

-40

-20

0

20

40

60

Галактическаяширота

180

270

90

0

Hiltner (1949), Hall (1949),Домбровский (1950)

Поляризация растет споглощением

0 1 2 3AV

0

1

2

3

4

5

6

7

8

9

10P

(%)

)VB(93(%) Vmax −≈≈ EAp

Порядок и хаос в магнитном полеJones, Klebe & Dickey (1992)Величина поляризации зависит отоптической толщины, но не отрасстояния (длинный путь вразреженной среде равен короткомупути в плотной среде)

Магнитное поле — смесьрегулярного и хаотическогокомпонентов

Смена направления хаотическогокомпонента происходит на ∆τK ~ 0.1 (∆AV ~ 1m)

Плотности энергий регулярного ихаотического магнитных полейпримерно совпадают (σB/B ~ 0.6)

0.1 1.0 10.0τK

1

10

p K

∆τ = 0.01

∆τ = 0.1

Myers & Goodman (1991)

Плотности энергий регулярногои хаотического компонентовсравнимы

Число длин корреляции втипичном облаке Ncorr ~ 10, чтосоответствует AV = ∆τ · Ncorr ~ 10.

Поляризация

[%]

Галактика (Jones, Klebe & Dickey 1992)B216-217 (Goodman et al. 1992)

L1755 (Goodman et al. 1995)

3

2

1

0

1086420

AV [mag]

3.0

2.5

2.0

1.5

1.0

0.5

0.0

P R[%

]

43210AV[mag]

Звезда за темным облаком

Arce et al. (1998)

Звезда за «обычной» МЗС

Облака ≠ пространствумежду ними

Что происходит?• Пыль становится более сферически-симметричной (за счет образованияледяных мантий)

• Теряют эффективность механизмывыравнивания

• Усложняется структура магнитного поля

Поляризация тепловогоизлучения пыли

• Идея — 1966 г.• Первые попытки — конец 1970-х• Первые наблюдения — 1982 (Cudlip et

al., M42, W51), аэростат• Первые карты — конец 1980-х

Thermal emission from interstellar dust is measurably polarized at almost every point in every cloud.Hildebrand et al. A primer on far-infrared polarimetry (2000, PASP,112, 1215)

Hildebrand et al. 1995 Minchin & Murray 1994

L1544

L1498

L1517BW

ard-

Thom

pson

et a

l. (2

000)

Kirk

et a

l. (2

006)

L183

Ward-Thompson et al. (2000), 850 µm Crutcher et al. (2004), 850 µm

Поляризованный поток растет по крайней мере до AV = 200m.

Поляризационные дыры

W51, 1.3 мм, BIMA

Shih-Ping Lai et al. (2001)

BIMA, 5″

Неразрешенная структурамагнитного поля

10%KAO, 30″

γ2cosRF=Φ

От чего зависит степеньполяризации

1. Угол между регулярным магнитным полем и лучом зрения(γ)

2. Степень ориентированности

3. Наличие у магнитного поля нерегулярного компонента (F —коэффициент турбулентного ослабления)

⎟⎠⎞

⎜⎝⎛ −=

31cos

23 2θR

R — физика пыли и межзвездной средыF и γ — структура магнитного поля

Моделирование магнитного поля

Магнитное поле представляется в виде суммы регулярного инерегулярного компонентов.

Компоненты нерегулярного магнитного поля генерируются вФурье-пространстве. Оно характеризуется двумяпараметрами — bi = Brms / Bavg(i) и Ncorr.

Рассматриваются значения b⊥ — 0.6 («сильное» поле) и 1.5 («слабое» поле).

Нерегулярная структурамагнитного поля

Wiebe & Watson (2001)

Нерегулярная структура магнитногополя

0 2 4 6 8 10AV

0

1

2

3

4

p K(%

)

Только нерегулярное поле2.51.50.6

Наблюдения — L1755 (Goodman et al. 1995)

Ослабление поляризации нерегулярнымкомпонентом магнитного поля

Ncorr1 10 100

0.0

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

F

bx=0.6bx=1.5

1 10 100Ncorr

0

10

20

30

40

50

σα

Коэфф

ициент

турбулентного

ослабления

Максимальная поляризация — 35%Hildebrand & Dragovan (1995).

Образование поляризационных дыр

Ncorr1 10 100

0.0

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

F

bx=0.6bx=1.5

1 10 100Ncorr

0

10

20

30

40

50

σα

Коэфф

ициент

турбулентного

ослабления

Периферия облака Ядро облака

Пыль не выровнена при ρ > ρlim

Ncorr = 5

Ncorr = 12ρlim = 1.7 ρmed

Пыль не выровнена при ρ > ρlim

ρlim = 50 ρmed

Поляризация тепловых линий

DR21 (OH)Lai, Girart, Crutcher (2003)• Goldreich & Kylafis (1981) —

теория• Deguchi & Watson (1984) —теория

• Greaves et al. (1999, 2001, 2002), Girart et al. (1999, 2004), Lai et al. (2003), Cortes et al. (2005, 2006)

Анизотропия МГД-турбулентности

Два метода:— LVG— нелокальный

Затухающая МГД-турбулентность безсамогравитации

Wiebe & Watson (2007)

Уравнения переноса

Линейная поляризацияизлучения СО

Карты поляризации в нелокальной модели

Pmax = 5.4%

Сопоставление с данными ополяризации пыли