中国科学院 金牛座分子云(灰度级)是L1544的一部分,它叠加在2MASS天空图像和基于普朗克数据的磁场方向上(白色细线)
HINSA塞曼光谱(粗白线)显示有拟合的塞曼特征(蓝色)
信用:NAOC 磁场是星际介质和恒星形成过程中必不可少但却常常是“秘密”的成分
星际磁场的神秘可以归因于缺乏实验探测器
19世纪初,当迈克尔·法拉第在皇家研究所的地下室里用线圈探索磁和电之间的联系时,今天的天文学家仍然无法在几光年之外部署线圈
使用五百米口径球面射电望远镜
中国科学院国家天文台(NAOC)的李迪在分子云L1544中获得了精确的磁场强度,这是星际介质中似乎准备形成恒星的一个区域
该团队采用了所谓的HI窄自吸收(HINSA)技术,这是李迪和保罗·戈德史密斯在2003年根据阿雷西博数据首次构想出来的
FAST的灵敏度促进了对HINSA塞曼效应的清晰探测
结果表明这种云达到了超临界状态,即
e
比标准模型显示的要早
“FAST将无线电波聚焦在电缆驱动的机舱上的设计产生了清洁的光学系统,这对于HINSA Zeeman实验的成功至关重要,”Dr
里
这项研究发表在1月26日的《自然》杂志上
五
塞曼效应——在磁场存在的情况下将一条谱线分裂成几个频率分量——是对星际磁场强度的唯一直接探测
星际塞曼效应很小
起源于相关云层的频移只有发射线固有频率的几十亿分之一
2003年,分子云的光谱被发现含有一种叫做HINSA的原子氢特征,这种特征是由氢原子通过与氢分子碰撞而冷却产生的
由于这一探测是由阿雷西博望远镜完成的,HINSA的塞曼效应被认为是分子云中磁场的一个有前途的探测器
HINSA的线强度比分子示踪剂高5-10倍
HINSA对磁场也有相对强的反应,与大多数分子示踪剂不同,它对天体化学变化有很强的抵抗力
FAST的HINSA测量结果显示,L1544的磁场强度约为4高斯,即
e
比地球弱600万倍
结合类星体(活跃的超大质量黑洞)吸收和羟基发射的分析也揭示了贯穿冷中性介质、分子外壳和致密核的相干磁场结构,具有相似的取向和大小
因此,从磁亚临界到超临界的转变——即
e
当磁场能够和不能分别支持云抵抗重力时,发生在包层而不是核心,与传统的图像形成对比
星际磁场如何消散以使云坍缩仍然是恒星形成中一个未解决的问题
长期以来,提出的主要解决方案是云核中的双极扩散——中性粒子与等离子体的解耦
由HINSA塞曼效应揭示的磁场的相干性意味着场的耗散发生在分子包层的形成过程中,可能通过与双极扩散不同的机制
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