우주 규모의 자기장에 대한 언급은 일부 천문학 계에서는 여전히 불편한 침묵을 겪을 것입니다. 약간의 발을 섞고 목을 치운 후에도 논의는 더 안전한 주제로 진행될 것입니다. 아마도 은하 형성이 아니라면 은하 진화에 중요한 역할을 할 것이며, 성간 매체와 은하계 매체의 특징 일 것입니다.
LOFAR (저주파 배열) 및 SKA (평방 킬로미터 배열)와 같은 차세대 무선 망원경은 이러한 자기장을 우주 자기장으로 밝혀도 전례없는 세부 사항으로 매핑 할 수있게 될 것으로 예상됩니다. 대규모 우주론에서 사소한 역할을 수행 할뿐입니다.
별 수준에서, 자기장은 별 모양이 각운동량을 내릴 수있게함으로써 별 형성에 중요한 역할을합니다. 본질적으로 프로토 스타의 회전 속도는 주변의 가속 디스크에 대한 자기 드래그로 인해 느려집니다. 이는 프로토 스타가 스스로 회전하지 않고 더 많은 질량으로 계속 그릴 수 있도록합니다.
은하계 수준에서, 별 크기의 블랙홀 주위의 어크 레션 디스크는 뜨거운 이온화 된 물질을 성간 매체에 주입하는 제트를 생성하는 반면, 중앙의 초대형 블랙홀은 그러한 물질을 은하계 매체에 주입하는 제트를 생성 할 수 있습니다.
은하 내에서 '씨'자기장은 이온화 된 물질의 난류에서 발생할 수 있으며, 아마도 초신성 폭발에 의해 더욱 악화 될 수 있습니다. 디스크 은하에서, 이러한 시드 필드는 전체 은하의 회전 흐름으로 유도되는 다이너 모 효과에 의해 추가로 증폭 될 수있다. 이러한 은하 규모의 자기장은 종종 은하 후광 내에서 수직 구조를 보여줄뿐만 아니라 디스크 은하에 걸쳐 나선형 패턴을 형성하는 것으로 보인다.
은하계 매체 또는 적어도 클러스터 내 매체에서 유사한 종자 장이 발생할 수있다. 은하단 사이의 큰 공극이 충분한 자기장을 생성하기에 충분한 밀도의 하전 입자를 포함하는지 여부는 확실하지 않습니다.
클러스터 내 매체의 시드 필드는 초 거대 블랙홀 제트에 의해 구동되는 난류 흐름에 의해 증폭 될 수 있지만, 더 많은 데이터가없는 경우, 우리는 그러한 필드가 은하 내에서 볼 수있는 것보다 더 확산되고 조직화되었다고 가정 할 수 있습니다.
클러스터 내 자기장의 강도는 평균 약 3 x 10-6 가우스 (G)는 많지 않습니다. 지구의 자기장은 평균 약 0.5G이고 냉장고 자석은 약 50G입니다. 그럼에도 불구하고, 이러한 클러스터 내장은 은하 또는 클러스터 (예 : 충돌 또는 합병) 간의 과거 상호 작용을 추적하고 자기장이 어떤 역할을했는지 결정할 수있는 기회를 제공합니다 초기 우주에서, 특히 첫 번째 별과 은하의 형성과 관련하여.
자기장은 다양한 현상을 통해 간접적으로 식별 될 수 있습니다.
• 자계에 의해 특정 방향으로 끌어 당겨진 특정 입자의 빛만 통과하는 먼지 입자가 있으면 광학 광선이 부분적으로 편광됩니다.
• 대규모로 패러데이 회전이 시작되며, 여기에서 이미 편광 된 평면은 자기장이있는 상태에서 회전합니다.
• Zeeman splitting도 있는데, 일반적으로 수소와 같은 원소의 존재를 식별하는 스펙트럼 선은 자기장을 통과 한 빛에서 쪼개 질 수 있습니다.
싱크로트론 방사원 (예 : 펄서 및 블라 자르)의 광각 또는 전천후 측량은 데이터 포인트 그리드를 측정 할 수있게하며, 은하계 또는 클러스터 내 규모의 자기장으로 인해 패러데이 회전이 일어날 수 있습니다. SKA가 제공하는 높은 해상도는 초기 우주에서 자기장을 약 z = 5의 적색 편이로 다시 관찰 할 수있을 것으로 예상되며, 이는 약 120 억 년 전의 우주를 볼 수있게합니다.
더 읽을 거리 : Beck, R. Cosmic 자기장 : 관찰과 전망.
