基於速度梯度探測星雲磁場形態，揭示引力扭曲作用

摘要：然而，速度梯度技術則可以不考慮來自宇宙微波前景，並提供關於史密斯星雲磁場結構的信息，這些信息是通過極化測量無法獲得的。而對史密斯星雲的磁場測量意味着，速度梯度技術剔除了來自銀河系輻射塵埃前景的影響。

來源：知社學術圈

Lazarian教授團隊在早年提出在穩定的磁湍流下星際介質氣體的速度場與其局部磁場方向在統計上成正相關。故此只要是在有穩定磁湍流存在的情況下，大分子星雲中的氣體運動形態能夠揭示該星雲的磁場方向。由於在中性氫和低質量恆星形成區中普遍存在穩定的磁湍流，天文學家可以僅通過高精度的星雲圖像估計其磁場方向以及強度。此次在《Nature•Astronomy》發表的文章量度了五個低質量恆星形成區域和史密斯星雲的磁場形態，更揭示出了在銀河系中引力對於星雲磁場的扭曲作用。

2019年6月10日，英國《自然》雜誌子刊《Nature•Astronomy》刊登了關於星際磁場測量的重大突破，《Magnetic Field Morphology in Interstellar Clouds with the Velocity Gradient Technique》：基於速度梯度技術（Velocity Gradient Technique）的星雲磁場形態探測。該成果來自於美國威斯康辛大學-麥迪遜分校Alex Lazarian教授的研究團隊。論文第一作者爲威斯康辛大學-麥迪遜分校物理系博士生胡越，其餘主要作者見圖一（按作者順序排列）。

磁場在各種重要的天體物理現象中都發揮着關鍵的作用，從調節分子云結構的形成和演化到約束恆星的形成。然而，即使使用最先進的儀器，也難以測量星際空間中磁場的形態和強度。到目前爲止，多種星際介質中磁場追蹤的方法已經被提出。比如，星際塵埃排列理論提供了一個框架約束磁場，後者可以通過星際塵埃所產生的背景星光偏振或通過亞毫米波長的塵埃熱輻射偏振來觀察。磁場之所以可以從星際塵埃的熱輻射偏振測量獲得，是因爲星際塵埃顆粒的長軸垂直於它們的磁場方向。

許多偏振測量都顯示了分子云的投影磁場形態，比如普朗克衛星對瀰漫星際塵埃的極化偏振測量爲我們提供了整個天空中磁場形態的圖像。然而，在探索和研究分子云中磁場的過程時，仍然存在挑戰。在測量目標的重力中心附近，星際顆粒排列效率下降的問題降低了測量的準確性。而衆所周知，在高密度氣體區域，如果輻射場不夠強，則星際塵埃排列理論失效，而在輻射源附近，星際塵埃排列的方向則可能不垂直於其磁場方向。因此，在大分子云內部可能發生重力坍塌的區域中，測量投影到天空平面的二維磁場的方向依然是一項挑戰，並且阻止了天文學家研究磁場在到恆星形成過程的貢獻。除此之外，來自宇宙微波輻射前景的星際塵埃也阻止了天文學家們準確地研究來自於宇宙學起源的宇宙微波背景輻射的B模偏振。

除了磁場方向，對磁化強度MA-1的測量（其中MA是Alfvénic馬赫數，而MA-1是磁場能量與湍流能量密度之比，其中vL是尺度爲L處的湍流速度，ρ是物質的體積密度，B是磁場強度）也對天文學家研究恆星的形成有很大的價值。因此，各種技術也已經被提出來研究星際介質的磁化強度。其中天空中的平均磁場強度可以利用星際塵埃的偏振從而通過戴維斯 - 錢德拉塞卡 - 費米（DCF）技術來估算。該技術假設在星際介質中湍流是具有小振幅的線性Alfven波的疊加，同時在所研究的區域中湍流是均勻的。然而，這些假設並不適用於實際存在的，可壓縮的各向異性磁湍流，特別是在恆星形成區域。除此之外，雖然可以通過分子譜線的塞曼分裂來測量與視線平行的磁場強度，塞曼測量需要極高的靈敏度和較長的觀測時間，並且通常只能獲得磁場強度的上限。

速度梯度技術（VGT）是近年來新提出一種利用中性氫（H I）的光譜數據進行磁場測量的技術。同數值模擬，我們發現速度梯度技術不僅適用於中性氫（H I）氣體，同時也適用於不受重力坍塌影響的大分子星雲，並且它可以在不使用偏振測量的情況下提供觀測目標的磁場強度。速度梯度技術的理論基礎來自於近代磁湍流理論，結合了不可壓縮磁湍流理論，Kolmogorov流體動力學湍流理論和湍流的快速磁重聯理論。Goldreich和Sridhar在1995年預測了湍流渦旋將沿磁場方向伸長，即不可壓縮的磁湍流渦旋是各向異性的。而Lazarian和Vishniac在1999年中，利用湍流的快速磁重聯的理論解釋了由於洛倫茲力的影響，運動的湍流渦旋傾向於在垂直於局部磁場的方向上做旋轉運動。該運動則導致了快速磁重聯的磁湍流以Alfvenic速度VA沿着磁場噴射等離子體流體。在這種情況下，湍流的各向異性便反映了磁湍流漩渦的磁場方向。而更重要的是，在各向異性的磁湍流中，其速度梯度的最概然分佈垂直於其局部磁場方向的分佈（Yuen&Lazarian 2017a）。幸運的是磁湍流普遍存在於星際介質，特別是分子云當中。因此，我們只需要可以通過將計算得到的磁湍流速度梯度方向旋轉90°便能知道該星雲的局部磁場的方向。圖二給出了金牛座（Taurus）大分子星雲的磁場方向。左圖的磁場方向通過使用13CO的光譜數據和速度梯度技術計算得到，而右圖爲普朗克衛星對金牛座大分子星雲的磁場方向的測量結果。

圖二。金牛座大分子星雲的磁場形態。左圖爲速度梯度技術的計算結果，右圖爲Planck衛星在353G赫茲的頻率下對星際塵埃偏振的測量結果。

Lazarian教授的研究團隊同時在2018年提出在不使用偏振測量的情況下，利用速度梯度方向的統計分佈計來算Alfvénic馬赫數。速度梯度方向的統計分佈通常是高斯分佈。而對於高磁化強度的星際介質來說，其高斯分佈對應更高的峯值並且離散度很小。對於弱磁化強度的星際介質來說，其高斯分佈對應更低的峯值並且離散度更大。因此，我們可以通過估計速度梯度方向統計分佈的離散度，進而計算出該介質中的磁化強度。在圖三中，我們簡要描述瞭如何利用速度梯度方向的統計分佈導出MA。我們使用三種具有不同MA的超音速磁湍流數值模擬數據，並使用SPRAX代碼在其中添加進13CO的輻射轉移。圖三顯示了速度梯度（VChGs）方向的歸一化直方圖。我們發現高斯分佈的離散度相對於MA增加，而頂基（T / B）比率隨着MA的增加而減小。同時Lazarian等人在2018年的研究裏表明速度梯度的離散度/頂基比和MA之間有明確的冪指數關係。

圖三。速度梯度方向分佈的歸一化直方圖。三幅圖片來自不同Alfven馬赫數MA的超音速磁湍流數值模擬。

該研究中最爲特殊的是史密斯星雲。史密斯星雲是一個高速運動的瀰漫中性氫星雲，即其擁有與銀河旋轉不一致的速度，徑向速度接近100km / s。由於宇宙微波輻射前景在沿史密斯星雲視線方向上占主導地位，偏振測量並不能反映史密斯雲的磁場結構。然而，速度梯度技術則可以不考慮來自宇宙微波前景，並提供關於史密斯星雲磁場結構的信息，這些信息是通過極化測量無法獲得的。圖四顯示了使用VGT的史密斯雲的預測磁場方向。磁場與該星雲雲的結構平行，這表明史密斯雲實際上沒有坍縮。同時我們計算出史密斯星雲的磁場強度大於等於3μG。

總結

磁場在許多天體物理過程中無處不在，但在觀測時難以測量。極化測量是一種廣泛使用的技術，用於追蹤星際介質中的磁場結構。然而，其使用受到儀器複雜性和所需的大量觀察時間的限制。新的磁場追蹤方法是速度梯度技術，其能夠使用光譜數據就獲得星際磁場的方向和介質的磁化強度。在本文中，我們將速度梯度技術應用於五個分子云的光譜數據，以及沒有相應的偏振測量的高速史密斯雲。我們將獲得的結果與普朗克偏振測量結果進行比較，發現它們具有統計學相似性。我們同時也尋找了引力坍縮中的物理特徵，得出結論崩塌區域構成這些雲的一小部分。

運用前景

探測宇宙微波背景中起源於宇宙暴漲過程的B模偏振是當代宇宙學的一個主要目標，同時也是科學家們競相爭奪的寶藏。宇宙大爆炸之後38萬年時，輻射首次得以在宇宙中自由穿行，宇宙微波背景輻射便是那時留下的痕跡。而引力波則出現於宇宙大爆炸後一瞬間，併疊加在微波背景輻射的信號上。今天，原初引力波仍在宇宙中傳播，但它們極其微弱、無法直接探測。它們會在微波背景輻射中留下印跡：使輻射偏振，形成螺旋狀的特殊形態。這被科學家稱之爲宇宙微波背景的B模偏振。

位於南極的南極望遠鏡（SPT），智利的阿塔卡馬（ALMA）宇宙學望遠鏡，以及“普朗克”（Planck）太空望遠鏡等團隊都在尋找B模偏振的信號。不幸的是，我們對宇宙微波背景輻射偏振信號的探測被充斥在銀河系前景的星際塵埃以及星際氣體所掩蓋，以至於觀測到的信號無法排除掉銀河系輻射塵埃的影響而證實B模偏振的存在。

而對史密斯星雲的磁場測量意味着，速度梯度技術剔除了來自銀河系輻射塵埃前景的影響。這爲測量宇宙微波背景的B模偏振提供了一種新的可能性。