Уважаемые участники семинара!

Следующее заседание планируется в понедельник, 16 марта, в 17-30 в аудитории 4-46

Доклад Т.Т.Хасаевой (физический факультет МГУ)

Тема доклада: Магнитные поля в окраинных областях галактик

Магнитные поля галактик существенно влияют на эволюцию турбулентных течений межзвездной среды. Их существование в некоторых галактиках в настоящее время подтверждается наблюдениями. Главным образом оценить его величину можно при помощи измерения угла фарадеевского вращения плоскости поляризации радиоволн, исходящих от интенсивно излучающих объектов, например пульсаров, коих вполне достаточно, чтобы зафиксировать наличие магнитного поля в галактике. На расстояниях до 10 кпк от центра галактики на формирование регулярных структур поля, как предполагается, главным образом влияет механизм динамо, для которого характерно конвертирование кинетической энергии турбулентных движений в энергию магнитного поля. Его действие основано на совместной работе двух явлений: альфа-эффекта и дифференциального вращения галактики; вместе с тем диссипативные эффекты (турбулентная диффузия) несколько тормозят этот процесс. Для того, чтобы действие динамо приводило к росту поля, необходимо чтобы характеристики исследуемого объекта удовлетворяли определенным критическим соотношениям. В противном случае нарастания магнитного поля за счет динамо не произойдет. Существует множество работ, посвященных исследованию эволюции полей в спиральных галактиках на расстояниях до 10 кпк. Вместе с тем, существуют свидетельства того, что на расстояниях более 15 кпк от центра галактики тоже могут существовать магнитные поля, несмотря на то что работа механизма динамо в той области должна быть существенно подавлена. В таком случае можно предположить, что помимо динамо на формирование регулярных структур поля могут влиять и другие явления, присутствие которых в основной части галактики может быть не замечено на фоне куда более существенного действия динамо. Скорости движения слоев межзвездного вещества в окраинных областях галактик могут различаться существеннее, нежели в основной части диска. В таком случае может возникать магниторотационная неустойчивость, которая также может вносить свой вклад в формирование поля. Ее присутствие и вклад можно оценить, решив задачу на собственные значения, полученную из уравнения неразрывности жидкости и уравнения магнитной индукции, с фиксированными концами. Кроме того, на развитие регулярных структур магнитного поля в таких областях может также влиять и мелкомасштабное динамо, действие которого ограничено размерами небольшой области – турбулентной ячейки. Тем не менее такое магнитное поле, усредненное по нескольким соседним областям, может оказаться вполне значимым в периферийных областях галактического диска.Текущий доклад посвящен изучению вкладов всех упомянутых явлений на формирование полей во внешних областях галактики