Магнитные поля галактики тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

гессйРсклз л^мяс*« юй

Фгоичёсжий

^ институт

имени ~ ПШШ&еа

ШЛОРСВ Ашяр Н7«!«Л035Я МАГИПИгЕ ПОЛЯ ГЛЛЛ1ГП2г

(сязцкалъкость 01.03.02 - астро^яают, ртдпоастронси-'л}

А В Т 0 Р Е 2 2 Р Л Т диссертации на еоксканко угзкой степе'.и доктора фиэико-иатеиаткчесгсгх наук

Москва, 1993 г.

Г Г 6 00 2 г РЕВ 1993

Па платах р^копксп 7Щ 523.es-!, Б24.7

Работа шполнена в Институте аенного иагнетаеиа, ионосфера к распространения радиоволн РАН

Офкцяалиаи оппоненты: доктор фнзико-цатеиатичесгах наук В.И. Сльн

(СизическиЯ институт РАН, г. Москва)

доктор (¡яэико- иатеиатиаоских наук В.И. Петвиашвили

(Институт терыо/щерпк исследований, г. Москва)

доктор фиэико- цатеиатических наук, профессор В.®. Бутузов (Ёизический факультет Московского государственного университета иы. М.В. Ломоносова)

Ведущая организация: &:зико-технический институт ии. А. Иоффе РАН, г. Санкт-Петербург

Защита состоится 25 карта 1593 г. в 10 часов

ке заседании Специализированного совета Д 002.39.01 Астрокосиическсго центра Физического института иы. П.Н.Лебедева РАН по адресу: П7924 Москва, В-333, ' Лешшсшй проспект, 53, ФИ.Ш

С диссертацчей юено ознакомиться в научной библиотеке 2ИАН

Автореферат разослан

Ученый секретарь

Специализированного совета Д 002.39.01 доктор фиэико-математических наук

Н.В.Попов

' »

ОЩЙЯ ХЛРЛКТШ!Ят РЛЕСШ

Аптугльность пробьет??. Мзпсшкэ поля нззглгшго присутствует э астро!Ю1£тоэсшн объектах всех талсэ. С ыапштгазд! пол.ии свяеэ-нч ?~;ог:то проявлзкня активностп - от вогг^.еикЯ в ионосферах п иапштосфзрах плаке? и солнечной аташ:оета до онсрговвдеяа:шл з елтагшсс галактиках и кпагр.рах. Пронсхохдсипэ астрофизических исгштшх полеЛ связано с тонгаа® Дя&гавсюоы »¿фактами, поаото-р:э из которых является предметом настоящей работы.

Механизм генерации магнитных полой дгихсиияш! проводящей электрсиеЯтральнсЯ гзщности (плазнн) назетается механизмом до»ш-мо. Такие пироко распространенные а зстраГиоячосгсих объектах ттпгл двнгеяил, как турбулентность и сбщсэ грзпз!г.:о спссобиы генерировать '.'агн'штэ паяя. ¡:иенко способность вт.гх. универсальных лисп деизиния действопать как динамо объясняет столь зирокуя распространенность космических иагнитгсс: полей.

Пр5«юз:о2еш теорот д:;намо к планетам (Земле) ц эпзэдгм (Солнцу) уге стали классическими. Насто/щзя диссертация псевягуки прялехеюыш теории динамо к объектам гаяаэттэсясго шеитаба -спиральным галактикам, их коронам и скоплениям галактик. Порв^э представления о крупнояаептабном иалзггнеч поло в павзй Галонтею появились в хонде 40-х годов в связи с поученной проблзш удерзз-!С5Л космических лучеЛ, но лишь в 1971 г. била 'построены пергто достоверна модели пренехоздонкл магнитного поля Галактшш, оско-залш!е на теории турбулентного . Годсм поззга гпер-'гэ наблю-

далось поляризованное радиоизлучение внешней сгп!рзльноЯ галактики (М51), которое является индикатором круппогаептабиого »ппяшюго поля. Быстрое накопление наблюдательных дэшпгх о глобалышх !'зг-нитннх полях спиральных галактик происходило в 00-90-о года. Это обусловило необходимость теоретического исследования происхозде-ния и структуры крупномасатабных магнитных полеЯ в межзвездном газе спиралышх галактик.

Магнитные поля играют вазнуэ роль в строении и эволюции газовых дисков и корон спиральных галактик, звездообразования, распространении и удержании космических лучей, формировании меазвеэ-дноЯ и меагалактическоЯ турбулентности и других физических процессах в мехзвездном газе галактик и межгалактическом газе скопления галактак. Они переносят угловой момент вращения, вносят существенный вклад в давление межзвездного и ыеггалактнчэского газа,

опрадаяягт теалонрогодвость иеггвдактмчаекого resa к гадродаиши-чзскоа поведение разрсгэкпнх компонент мезсиаедюй и моггвльктн-чэскоЯ среды. Поэтому исследование происхождения и свойств магнитных полей и объектах голшявпзсиого типа - несомненно актуальная Т6МЗ.

в иекоЕездной среда спиральных галантин и мзягалектическом газе скоплений галактик. Это потребовало применения новых катодов решения уравнения дннамо, которые излагаются в диссертацаи. С другой сторош, сравните теории с наблюдениями спиральных галактик сделало необходимы разработку адекватных методов обработ}ш радиоастрономических наблюдений, которые такхе обсуждаются в работе. Одной кз осноеных целей автора работы было построение ыоделей динамо, которые могут непосредственно сравниваться с наблюдениями.

ней впервые предлонены и исслодовалы модели генерации крупномасштабного магнитного поля, в спиральных галактиках, которые учитывав! наблюдаема свойства галактик и поэтому допускают прямое сопоставление с астрофизическими наблюдениям». Впервые показано (одновременно и независимо от М.Тоса и М.йужкмото), что неосесим-мзтричзше глобальные магнитные структуры, обнаруженные в некоторых спиральных галактиках, иогут генерафоваться механизмом турбулентного динамо; этот результат составил основу ныне общепринятой интерпретации таких структур. В диссертации предлоге:tu иерсш модели возбувдонил регулярного магнитного поля в газовых- коронах галактик и хаотического - d м-зггалактнчесном газе скоплений галактик. Ряд теорэтечоских результатов, излагающихся в диссертации, бкйи БПоследстБ131 прямо подтверждены наблюдениями. К таким результатам относятся предсказания магнитного кольца в туманности Апдрсмедц (М31), присутствия крупномасштабных магнитных полей в газовых коронах спиральных галактик, а такхе спиральной форма кагнатных линий глобального магнитного поля в спиральных галактиках. Существование колсбатолышх реккмов генерации магнитного поля в твердотельнс врщамцахся объектах (так называемое aJ-динамо) было подтсерлдеко числешшм моделированием.

является исследование генерации магнитного поля

работы заключается презде всего в том, что в

I J

нено систематическое исследование пропсхогдстзтл каггатшя папеЯ d изззваэднси гаоэ спгтрзлыс^ галактик и иэзгаяактачосгоу rese сксплскгй галактик. Результата дяссертоцца пзгроко испояьзувтсл прт наблюдательном н тасрэтггсеском псслодогякез галактических цагкктншс полей во lajonix imymns центрах нзгеЛ страны, а таяха оа рубелом. Обсуздяешзо э днссортгщиа результат:! легяя в основу щжгает-шяткся в настоящее громя ь-отодов гитерпретодга радпоастро-нсптаскях иаблвдешй! крупноиасптебннх иогтппгл полеЗ егаралкшз: галактик п испольэузтся пря плшшрованпа я оргатэяшп! такпх ваблвдешй.

Анробтарп. Результаты, сбсуядмюю п дясссртацж, докладата-лись па следуюгг.:х конференциях я семинарах: Ececosascss соижараз по фяэикв шзэБвэдаоа среда {'¿секса, 1991; Абгстушна, I9S5 - сч. Астрой, я., 62, 1234, 1935; Львов, 1987); Всэсспэизк ftacrax с «ливрах по магнитнсЯ гадродинашгко {Кта, 1982, 1920); II Усз-ЛУ?;зродаоЯ пасло по нолглеЛпш а турбуленягаи продосссч з ijaanno (К:ээ, 1983); Всесоюзных кон}аронциях "Галакггаескал и вкегалак-таческая радиоастрономия" (Харьков, 1933; Таллинн, 1987); IX Всесоюзной Тбилисской пколе по фяожв пласта л ЗТС (Тслзг::, 1984); Рабочих совещаниях по фюячесгсш прсцоссси э ичявгв««?^ ~ ::с ~г лл а:: tinт с с:: с ~ ерэдэ активности гслаяти1 (Пу?г,ко, 1983, 1937, 1959, 1992; Леютгград, 1990); сосетско-omioniicrop'aiicicix сопениях по радиоастроном; (Тбиллсн, 1985; !!оскгл, 1990); гегдуна-родиоЯ эсоле и совоинии "Плгэмзшая пстрс>::г!пш" (Сухуиа, 1925); йзядуиарадаой конфэрешши по физике imctm (Кгш, 1987}; Сазяюгя-ууз КССПАР/МАС "5изика кошактних объектов: теогш и наблгдеиил" {Сорт, Золгарм, 1937); ыегдуиародноЛ рабочо"! группе "Матаггта» поля галактик" (Потсдам, ГДР, 1980); (йнпоэчуиз ?'ДС Г- НО "Гагея-тические :i 1»аталакт:!ческио иэпитнкз поля" (ГсЯдольбсрг, 1?Г, 1989 - см. На tare, 340 , 506, 1989); 1!зхдунгроднои с.ч-пстаунэ "Гснороц-.ш кругаигзсатабинх структур d но.тр-;рт:'::п: средах (полз;-нвЯаая cmascnta структур)" (Пермь-Москва, 1990); Коллоквиуме MAC S 130 "Сслнцо я холодниэ звезда: активность, магнотази, динамо" (Хельсинки, йшляндая, 1990); 2-Я Всесоюзной конференции "''атсма-■пгазеноэ моделирование: нелинейзю проблему и кггиалителыгая катематдаа" (Звенигород, 1990); Всесоюзной конференция "Астрофизика сегодня" (НнгнкЯ Новгород, 1991); Всссояаной нон^-еренцд! "Асиыптотзгческио методы теории сингулярно воомупузшак урзвченгЯ «

- б -

некорректно поставленных задач" (Бшгкек, 1991); конференции "Магнитные поля и изгэвеэдешй газ" (Шлосс Рингберг близ Мюнхена, $РГ,

1991); Симпозиуме МАС Ь 167 "Космическое динамо" (Потедай, ИТ,

1992); Институте передовых исследовании НАТО "Теория солнечных и планетарных динамо" (Кембрида, Англия, 1992); а такге научных семинарах: по теоретической астрофизике под руководством В.Л.Гинзбурга (4ИАН, 1995, 1989) и космической физике и астрофизике под руководством В.Л.Гинзбурга и А.В.Гуревнча (ФИАН, 1990, 1992); теоретическом семютре ИЗМИРАН (1990, 1992, 1993); коллоквиуме Центрального гаститута астрофизики (Потсдам, ГДР, 1990); теоретическом семинаре Астрофизической слукб^ Центра ядерных исследования (Сакле, Сранция, 1992); семинарах в Модонской обсерватории (Парии, Франция, 1991, 1992); семинарах Института радиоастрономии Общества ш. Макса Планка (Бок;, «РГ, 1989, 1991); астрофизическом семинаре НОРДИТА (Копенгаген, Дания, 1992); Московском астрофизическом семинаре (1992).

Публикации: основное содержание диссертации опубликовано в 29 работах, перечисленных в конце автореферата.

Диссертация состоит кэ Введешь, пяти глав, Заключения и списка цитированной литература; и содержит 270 страниц, в том числе 46 рисунков, б таблиц и список литературы на 19 страдащах, содоргвдкя 241 наименование.

Полозешм, на ое~тту:

1. Предложена и исследована модель генерации крупномасштабного магнитного поля в тонких дисках спиральных галактик, учитываемая наблюдаемые кривые вращения галактик и форцу их гаэовнх дисков. Впервые построеш конкретнее модели для насеЯ Галактики и близких галактик Ш1, il5l, liSi. Теоретическое прэдека-оаило кольцевого распрзделетм крупномасштабного магнитного поля в U31 подтверждено ньблвдешыаы. Доказана возможность генерздз! ноосесиаметричных крупномаептабшш мапшпшх полоЯ мэханизцои турбулентного динамо.

2. Развиты асимптотические метода рзгония уравпзшй динх:о в приближении сильной генерации. Построены соответствуете модели деяюмо ¡з цеитрйлышх частях галактик (с ир ¡лекажей к галактикам ШЗ, 1,'CG CMS, 1С 342), в твэрдотелъио срс^х^г/ся дисках к в ванручгннгк струях. Доказана воомэаюсть генэрацли

осциллирургцих во времени иагнитных полей иеханизкои турбулентного а'-динаио.

3. На основе статистического анализа поляризационных наблюдений синхротронного радиоизлучения впервые показана возиояность суперпозиции осесишетричной и бисиыметричной иагнитных структур в галактике И81.

4. Показана возыоаность генерации в коронах спиральных галактик регулярного магнитного поля, обнаруженного после этого в коронах галактик NGC 4631, NCC 891 и КОС 4666.

5. Поназана возыоаность генерации хаотических магнитных полей турбулентностью в межгалактической газе скоплений галактик. Генерируемые цагнитные поля представляв? собой сильно скон-центрированнне ягуты типичного размера 20 кпс, напрязенность магнитного поля в которых превышает 10 ыкГс. Соответствующие мери фарздеезского вращения, превышающие 10' рэд/н5, и их сильные градиенты наблюдаются в скоплении галактик, связанной с радиоисточникоц Cygnua А.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во введении к диссертации показана актуальность тепы, приведен обзор современного состояния проблемы, обоснованы и сформулированы основные цели работы.

Глава I. Аскиптоткчоские и приблизшшиз иетоды в теории динамо

В первой глаге диссертации получены и исследовшш ренешш уравнений генерации магнитного поля, на которых основаны прилояе-иия, обсуядсвцкеся в последующих разделах. Для астрофизических объектов типичны большие значе1шя основного безразмерного параметра, характеризующего генерацию иагнитного поля, - мопштного числа РеЯнольдса в, = «£/«/, , где eu I - скорость и наситаб движений, а уя - коэффициент магнитной диффузии. В неязвеэдноц газе спиральных галактик типичные значения i. достигаат 10', в межгалактической газе скоплений галактик S, s 10». Для генерации регулярных магнитных полей такую ее роль играют турбулентные магнитные числа Рейнольдса Ла и , характеризующие генерируете свойства средней спиральности иекэвездноЯ турбулентности и дифференциального вращения соответственно. Их произведение D з Лл3,л

называется динамо-числоы. Эзолвция магнитного поля в, усредэннсго по турбулентный пульсациям, списывается уравнением

. Ц = ä0 rot(cB) <• rot(V«B) + AB (I)

(оашюашаы в безрасиэрюи виде), где первый член в правей части огшеыззот действиэ сродной спиральности турбулентности (в), второй - дифференциального срацзния V(r), а третий - турбулеитиой магнитной дгффуока. В центральных частях галактик значение D достигает нескольких сотац. Поэтому в центральных частях галактик и в иэжгалакткчсскси гасо щншонныы асимптотические реванш уравнения динаиэ, г до £» или D играв? роль асимптотического парапет-ре.

Напротив, в окрестности Солнца и на расстояниях порядка 10 кле от центра спиральной галактики оценки дают Вл а l, ü 10, и 8наче:шо D невелико, порядка 10. Но в этой часта галанпаш диск конйаова-'шого гаоа тонок, отношение его толщины к диаметру состаьляэт всего лишь А 2 I газс/20 кпе » Б« Ю-1. Поэтому во внешних частях спиральных галактик хорошо применимо другое асимптотическое реванш уравнений динамо для А < I.

Оба типа асимптотических реаений - при сильной генерации > I, D > I или > I) к з тонкой диске (А < I) - подробно обсув-. давтея в первой главе диссертации.

Ддя приложений к спиральным галактикам особиЯ интерес представляют асашгготшш в топкой диско, обсуадаемые в § 1.2. В тонкой газовом диске галактики распродсление магнитного поля поперек диска устанавливается оа оначительио меньшее время, чей вдоль радиуса. В ровультатэ при А < 1 усредненное по турбулентным пульсациям магнитное пало ыопно представить в виде набора локальных распределений Ь(г,т) при данном г, модулированных медленной савн-сигостью от г:

Е(г,1) - Цг;г) Q(r,^,<), (2)

гдо ш исподьоуеи цшкшдричоскув систему координат {г, г) с центром в цэнтрэ диска и осьс г, направленной вдоль вектора угловой скорости враи.ешш (Ь - секторная, а Q - скалярная функции). Если прелэброчь OTiWiOHsmifüüi диска от осевой ешмзгрш, эависи-ыость В ОТ rjjoa? ВИД Сл-р (l'/.y).

Ис ело дуя .проясхездзнкэ мзлпгпюго пол.«, естественно сначала рассмотреть процесс уе::лс!п:л слебего r.orui, кегда его влюткец на иола скорости мхдю презгзбрзчь, та« что югшпвоо поле вкспонои-цнааьно растет со временем; в телком диска ого рздипяыша нассгаб в Л'1/1 pao превшавт маситаб по ». Как показано в дтесортаирн, радиальное репэгега Q(r) спискваэтся следуй уравнеггеги:

v-ül ^('1)1 - f(»-)Q - rq,

О)

0{г) » -7(г) + %яМли{г), fî(O) - д(га„) » О,

где г измерено к единицах характерного радиуса диска го (= 10 кпе), m - азимутальное волновое число магнитного поля, безразмерна коеффщиент 1?u » Sa О1 характеризует дифференциальное врап^ние, Со - характерное значение величины G » г du/dr, и -нормированная угловая скорость вршцеиия, А - пелутолщика диска, р - коэффициент турбулентной магнитной диффузии, Ее Г - скорость роста поля, lia Г - частота его осцилляция. Енепняя граница диска г.», isoseT выбираться достаточно произвольно, если H 1 и г,„ ) 1. Существенно, что коэффициента уравнеюя (3) удается определить, основываясь на наблвдаеммх параметрах галактик (см. :п:г.о).

Анэлит1г-?зс!!сэ а чпеленноо исследование уравнения (3) показывает, что при значениях параметров, характерных для сгпгралыплх галактик, могут возбуждаться (имеьт полояительнуп скорость роста Не Г) моды магнитного поля с азяыутальнш волновпм числом m » о и 1, т.о. осесиымотричиоя и так иаэывагмзя бисишготрггчная модн; именно ' они наблпдгзтея а спиролгляс: галантинах. При некоторых распределениях и(г) и Л(г) (nanpisrap, характерном дяя галактики 3133) зозмоша генерация модц а -- 2. В обцем, генерация неоссснм-метричных мод а > о возможна, если достаточно слабо дифференциальное вращение (т.е. по елнякои велико и из слитком толст диск.

В § 1.3 ypnsHOffiïe (!) рассматривается для Sa > 1 при V » О ш произвольном гладком распределяют а(г) - таи называемое о5- ддаа-мо. Решение имеет вид асимптотики ВКВ, D « р(г) ехр[»гя5(г) + 7«]> где вектор-функция р(г) представлена з вндо ряда по степеням 8а. Магнитное поле концентрируется вблизи экстремумов а (г) ; скорость роста оценивается как Re 7 = '/< Q - 7+ 0(1), где r¡ -коэффициент, зависящий от геометрии задачи: 71 = 4 /1 > la1/: для

трах-, дэу- и одцомориого распределения с (г) соотватствокно. В § 1.3.2 с поиощь» есилгготпчосшк и численных штодов докаееко, что урзвжяшо а'-дгатио киоо? осцаллкруювде репонил двух типов, с 7 п ) и 0(1). Показало, что предвзствусциа численкю реазшт вгкх ypaxiiioiuiü но обнаружили текио осцилляции иагнмтаого пояя ии-еа недостаточной точности.

В § 1.3.3 производится санвш описанных вшэ асиыптоткчесюгх роазпиЯ дал типичных рйспределешй. а (г), содергащих несколько (обычно два) екстрзиунов в рассыатриваеиои объема. Зго позволяет вклачэть в аскштотичесноо paaoime нетривиальные граничные условия и изучить расцепле'ше резегай на депояышэ и квадруполыша иода. Аналогичные BS3- асхшптотшш иохно построить и для V # 0; laiKO асиютотачоскиа решения описывают генерацию цагкитасго поля в цоггграяыьж частях галактик.

§ 1.4 посвязаи аекштог.гавскону исследоишат генерации цаг-ынпюго поля оаяручешгой струей, поле скорости в которой имеет вид V « (0,rw(r),v(r)} с произвольный;! гладгаиш распрздолвнкяця i)(r} . н ч(г) -[юг кспольсуоа цилиндрическую систецу координат {г,р,г} с осью z, параллельной оси струи]. Такое поле скорости способно генерировать магнитное поло и при о = о. Дяя i. > 1 построены аеншиотаки тепа Elffl для случая u(r)/v(r) » conct и погрансло&шэ асимптотики длп w(r)/t>(r) i const. Магнитное поле нокцеитрфуется в цилиндрической оболочке толщиной '•/'); шгнитнш лгаши :ше»т вид спиралей, навитых на эту оболочку. Брэил роста полл по порядку величины равно (S/'/)E0-1 , где 2 к Y - херактершо радиус струи к полнея скорость.

В еаклечашю глава I рассматривается приближенное ревениэ сада'-iii о возбуждении среднего шпитного полл в сфера, окрукзнаоИ вакууыои, иэтодоа Гелоркг;аа со свободно затухавшим иодоии п качзство баслсных функция.

Рйсснотромпэ в гл.. I асимптотические и приблияаинао рашешш используются в последующи: главах диссертации для построения цодалей roiiepofpus иапвпного полл в дисках и коронах спиралынгх гаяаеткн.

Все получзкшо в гл. I ссныптотичсскиэ решения проверялись сракюшеа с численными и иэвестнши точнши и приблилешшш: реЕСншши ураиююй дгакшо. Такая проверка убеждает в хоровой применимости полученных асимптотик при значениях параметров, характерных для изучаемых ниаи астрономических объектов.

Глаза 2. Кппвтвдэ подл, паблздаеиш в спиральных галшшшах

Детальное сравнение построенной в диссертации теории иагнит-

полон в спиральных галактиках с данными наблюдений потребовало соверзенствования методов обработки наблюдений с те«, чтобы получить достоверные, обоснованные оцеигл параметров наблюдаемых магнитных полей. Тпиго методы и их реализация рассматрисаются в гл. 2.

Распознавание каблвдгзмоЯ структуры крупномасштабного магнитного поля основано на анализа пространственного рзспроделеш«! поляризационного угла ф собственного радооизлучешш галактики: магнитное полз приводит к фарэдеевско>{у врацэнип плоскости поля-рнэсцта по закону

= Н'А Хг + </>о>

где д - дл:п;а еолны излучения, & - опачешю ^ в источнике, связанное с поперечно;: к лучу орешш ксипснонтоП магнитного поля, а Щ - мора фарадесвского вращения, пропорциональная взвесенному продольному магнитному поло:

як « / 13 • -'и,

где - концентрация тепловых электронов. Предлагаемой метод кнторяротацш! шюгочастотных по лярн зац;: ош¡нх наблвдепия галактик позволяет оце'шть параметры суперпозшрга мапштшк мод с г. ■» О, 1, ..., пользуясь статиспгчссшага критор'шми х* и 5исера. Па первом втапе пространствешше распределения ф агатроксиуируйтся рядом Фурье по азимутальному углу з плоскости галактики, а затем по коэффициентам вурье находятся параметры отдельных мод магнитного поля.

В § 2.1 оцениваются озибки наблсдешгЯ (которые существенно недооценивались при более рагашх обработках), в §2.2 изучено распределение внутреннего позиционного угла & при произвольной конфигурации магнитного поля в галактике, в §§ 2.3 и 2.4 описаны метод аппроксимации наблюдения избранной моделью магнитного поля и процедура оценки параметров поля. В § 2.5 проведена обработка поляризационных наблюдений галактик М31 (туманность Андромеда), М81 и 1С 342, выполненных на волнах 11,1, 6,3 и 20 см на 100-м

радаотсяеекопэ в Зф|зяьебзрго (СРГ) и рздяоинторфврсиэтрз VU ( CUIA) с Института радаоастрсномка Общества ии. Шиса Плашса (Во ras, £ЗТ). Пааучзшшэ рееультаты подтвердили, что в 1131 и 1С 842 шппякоо поло ососмютршаго, ь в И31 преобладает компонента о m 1, и привата к достссзрнш оценки шшряжлшости к других гкршотрез иачытаого патл. Существенно, что в К81 иагш:т-ноэ поле вероятно прадотаЕЛяет собой cynepnosioyw иод ««lu а а 0; такая структура пол;! предсказывается тоорязй динамо и никогда со сбцаруз^ышась ранее лжш потону, что имевшеся иотоды обработай иабж&дошЗ «о позволяли исследовать сколько-нибудь слоишо коифнгурецщ шшытиого поля.

Гшга 3. Гшжггачэскоо дшшио

Глава открывается качоствекгым описанием механизма турбулентного дацамо в еиолиэсм тех наблвдаешсс параметров галактик, кото. рш необходим кдя построения моделей галактического динамо, а писшо кривей .арздашш, гооыэтричоской форш диска ионизованного гаоа, масштаба к скорости юхэвеэдной турбулентности, а такие плотности межзвездного газа.

В § 3.1 обсуждается предлагаемая модель галактического динамо, учитываемая наблвдаомио параметры галактик и основанная па получению: в гл. I асимптотически рссешшх для тонкого диска и ' при сильной генерации. Процодура опредолешм структура магнитного поля, генэрируемого в данной галактике, сводится к елвдуюцому. Скачала по наблюдаемой кривой врадагал и форма газового диска определяется распределение вдоль радиуса козйвдлонтои уравнения (I), которые юрашвтея чарао наблюдаема ссл:кшо1 слбдующш сбраосу (и îtaчестго первого приблетения, рассматриваются ососим-кэтротше распределения):

• « 3 f, » 3 » (4)

где а - угловая скорость вращения галактики, определяемая по кривой вршцзкия, t * ioo ne - вшртонесущиа иасотаб изгевегдной турбулентности, а и г ю км/с - турбулентная скорость в етом масштабе. Наименее твердо известная величина в этих соотноиениях - полуяодяна дика ионизованного газа л (г). В галактической окрестности Солнца Л « А а 400-600 пс, т.о. ионизованный даек

пр2дор::о з i pa ел тсл^о д::сгл нейтрального водорода. Нз вызывает ссшзшгя, что h растет с г. f.ti пкбцра1Д! оасхсгзюсть Л от г в виде

Л » Ле>д + Сг/гс}2, где гс и 4 тс для Гелаитени, а параметр лс варьировался в довольно Eipcinix пределах, совместил: г шеюгггм-ся наблюдательными ограничениями, 100 <, лс s 500 пс.

Дет получению: радгальнш: распределения Ла и численно рассчитывается распределение локальной скорости роста пэгюттного поля 7(г), которая представляет собоП собственное значение одао мерасЯ краевой задачи, опроделясщзй вектор ъ [си. (2)] - распределение изггошгого поля поперек диска. Затем с получсннши 7(г) и и (г) реэается (таксе численно) краевая задача (3), определяющая скорость роста йе г, частоту колебаний 1а Г а радааяькое распределение q(r) магнитного поля с выбрашпла аэнмуталышм волновым

числом п.

В § 3.2 описаны результата для иогэЯ Галаг.тикн, а также туманности Андромеды (1131) и галактик ШЗ, 1551, К81, NGC сзлв а 1С 342, для которых икоотся достаточно деталыше наблюдательные данные. В околосолнечной окрестности Галактика эффективно генерируется осесиммзтрячное магнитное поло; характерное время его роста равно а 1,6» 10® лет. Если значение Лс занянчено в узком интервале 200 $ hc $ 260 пс (т.е. Б50 £ Аэ $ ТОО пс), то возмокна и генерация моды т ш I, но характерное Ере ¡¿я ее роста превышает Б* 1С лет. Teinzi образом, в Галактике предпочтительна ососимкет-ричная конфигурация магнитного поля. Вследствие того, что кривая вращеная Галактики имеет минимум при г я 3 кпс, при лс £ 200 пс распределение крупномасштабного магнитного поля ismost кольцеобразна характер с ткскыуиаш Еблиаз г » ю кпс и в центре; однако при больаей толщине диска предел в распределении поля земнза-ется. Енекия граница распределения нрупнецаезтабнег-о магнитного поля з Галактике пригодится прш?ерно на г я 15 кпс. К сохалснив, !2кзЕЕ;;еся нгбяодетелыгш дшпяв о крупнотгаептабком магнитном поле в кеаовоедноЯ средо относятся к иэбольвсЯ окрестности Солнца радаусои 3-4 кпс и трудно судить о глобальной конфигурации капжтасго поля Галактики. Тем по менее, иеблгдошп л учло согла-суатся с осесиатрячиоЯ структурой поля, что подтверждает опнеишуи теорзткческуз картину.

Как и в других галактиках, в Млечном Путя одноврсмсто Еоабулдастся несколько осеагшетричных гармонии, имевгда раэнда радиальные распределения. Поскольку скорость роста магнитного

поля в Галактика относительно новеллка, с все радиальные гармоники Q(r), кроиа основной, еиалопороманны, в Галактике исгут долго поддергиваться переориентация шгштнсго поля вдоль радиуса. Как показывают оценка, при * ■ I010 лет могут сохраниться 2-3 таких переориентации. Ото объясняет обращения магнитного поля, наблюдаемые в Галактике между спиральными рукавами Ориона и Стрельца п, bûsuoxho, рукавами Стрельца и Щита, а такие Ориона и Персея.

Галактика И31 такхо кмает двугорбую кривую вращения и при г ~ 2-7 нпс врещоико настолько приближается к твердотельному, что генорацая крушоыаезтабного магнитного поля там невозможна - t^ слишком мало со абсолютной величине. Поэтому независимо от толвд-1Ш диска, распределения плотности межзвездного газа и других факторов распределение крупномасштабного магнитного поля в тумаль носта Андромеда кольцеобразно: собственные функции магнитного воля концентрируется в кольцо шрпноЯ ~ 2-3 кпе вблизи г ■ ю кпе м ь центра галакткхн яри г g 2 imc. Предсказание кольцеобразного распределения крупномасштабного магнитного поля в 1131 (1981 г.) било подтверждено в 1952 г. наблюдениями поляризованного радиоизлучения на дяино волны 11,1 см.

Только осос5аа:отрзгшоо мапшгное поле имеет в И31 положительную скорость роста; иоосесимметриша^э моды непременно оатухают. В согласия с опш, наблюдаемое магнитное поле осесиыыетрично.

В галактиках М51 и Ü31 помимо осесишэтричного магшшюго поля б$$сктивно генерируется и бисиммзтричное, л = 1 (с вреыонем роста Б»10' лот для « - 0 и 2« 10» лет для а - 1). Соответственно, суперпозиции ососшшатричного и бисимметричного магнитных полей наблюдаится в обоих галактиках.

Любопытна ситуация в галактиках 1С 342 и NGC 6946. Они имоют очень близкие кривш врадешш, но в первой магнитное поле осесим-ыотрично, а во второй - имеет сложную структуру, которую, вероятно, можно представить как суперпозицию нескольких азимутальных иод. Согласно нахш иодзляи, такое различие связано с различием в толщине ионизованных дисков этих галактик: в NGC 6346 диск должен быть тоиьоо. Эта представления находят некоторое подтверждение в наблюдениях нейтрального водорода в этих галактиках. Например, в 1С 342 полутолвдна диска Ш при г « б кпе равна 200 пс; если диск ионизованного газа в 4 pasa толце, то наш модель показывает, что, в согласии с наблюдениями, может генерироваться только осесимметричиоо магнитное поле. Чтобы в NGC 6946 эффективно генерировалось бисиыматдачное магнитное поле, полутолщина ионизован-

novo диска при г - о но должна прэкггать 200 пс.

Галактика ЕЗЗ отличается радкостаей е^фгктяваосгю возбуэиа-r-ия кессос:пс.;этргтапгс нггютгшх пояса. Если Л <; 5С0 пс при г и ОД КПС, ТО 1!ОДЦ g » О I! и « 1 1ШС2Т СраВИКЦШ СКОрОСК! рССТЭ [соотаетстнешю (2,6*103 .*;с-'г)-1 а (б*103 лот)*1 ] , а при Л 3 200 пс ЕО£бртд?,стсл дана иода я = 21 Уиосгпо сочетать, что d газ наблкдаешхя структура ыатнитиого поля кеосескццзтршгна и слотов, чей чисто бискшетричноа поле. Кеблидения нейтрального гюдорода а U33 покаоивакт, что А,п < 1Б0 пс пра г « о,Б клс; если, как к в онрэстпоста Солнца, в ИЗЗ имиаосашп-Л дпея п 4 раэа телгр днс:га Ш , то Л £ ООО пс, что согласуется с Есабуэдегшеьз з этой галснтн-кэ неосестшзтрггшых usrнитнмх под.

Врауя роста цагшшгого поля в наученных спиральных гачактинах каа пропило на всроча 2-5« 10« лет (исключая Ш1 а ?31, гда оно равно 5» 10* лэт), а в Кяечион Пути и тунашостп Андрсмэдн достигает Ю9 лет. Поэтому кагиатноа поло только успевает вирястп до наблЕдаешк: шгаченкЯ нггфятеииссти и н&ишейнкэ ^'фэеты з голаи-тачсскси джаыо относительно слабы. В галактика:: еря,'; ли и о; ион г.; таплэ сильно hqeiubSjo» яелошш как, напржгр, хао-гачеекгсо рсхсма генерации пагнитного поля. Роль начинейязс а£$зятоо сводится п основном к устадсвлсшэ стециснгрноЯ папрЯЕЭКноетп иапг.пного поля я угорош:» его радиального распрздалещя. П!<?:шо относительная слабость нсляиайгшх оф^эктоз объясняет тот фал:?* чго ргсечп-тошшэ ттсэ собстгг-гашо фуитаз?ш сбиаруигваэт хорссео кодячсствск-нсо согласие с игблюдаецги параготраш! гаяекткчггекзх иагк&яшх полеЯ. Напракр, угол aniipynss капггппк яшпй! оценивается по порядку .еоличкни как р з crctz{i!t / В^) a -arctgO?a/!j?J)' р 2 -arctg t/h 1 -14" [см. (4); С22Щ{ 12ЩС ОЗИаЧСбТ, ЧТО !НГ1ШТНШ линии продстаплдат собой отстаьаиз спирала]. Чясленнкэ расчета дазт угли аокрутпи порядка от -S3' до -1-;' а разных областях гаяситш, а иабледе-кя приводят к оцеикеи р от -23" до -Т, прячем обнаруживается удослетсорителыюо согласие для отдельных галантш. В сбласта действия дккзмо угол закрутим гагнаткм лirnrat медленно ргеньсается с г (т.е. тчттяео лхжш блкоки по фор»« к лсгарфсгчсскии спираляи) и близок к углу закрутки сгпргяыатс рукавов. Подчеркнем, что слабая зависимость р от г есть результат ресчетоп, а нэ предполоксниэ, креме того, присутствие спиральных рукапов пе учитывается з опиедаармом приблилсекии. Поотоиу полученная близость нон^лгл-^ид-п спирального уоера и структуры мапштнего поля, хоропо согласукиаяся с наблюдениям!, язляетсп

- IG -

ийтрпвйавьша! £аглоу. В согласия с теорией, набяэдаеиаз окачэиия р как праваяо издязиао улзиъЕаэтся с г. Сравногао реоультатов теорж дйланз с ко&даясшяда шгнатннх полей спиральных голита; содарзытся е § 3.3.

В 2 3.4 обсугдашлся шез иодэль обобщатся на случай кеосе-сишзтрачного Eicks; ото шобходало, чтобы объяснить преобладало иоосоойштрэтного штатного поля в таких галактиках, как U31 и, воэиохио, 1151. Огклскшсш от осевой симметрии могут бить связана со мшралыши yoopcií, прилашшш взаимодействиями с галактюсами-спутнышшн п т.д. Рассмотрены слабио отклонения от осевой симметрии, когда пряна^ша теория ЕоецущышЯ; впрочем, поскольку для неосесюшэтричша иод |1а Г| > lie Г, относительные поправки к скорое та роста Re Г ыогут бить порядка едшетцы. Показано, что подходяща отклонения от осевой сыдютрш приводят к усилении генерации иоди о - 1, прочей ото влияние особешю сильно в галактике ¡£31, где наблюдаемая конфигурация магнитного поля . наиболее блиока к басимштрнчкой.

ftniawo любого типа иозет лишь усиливать иыоювдеся магнитное поле, иазшаеиоо оатрааочным-. уравненио (I) имеет только тривиальные решения, если D - О при < » о. Поэтому для получения замкнутой картины необходимо указать источник затравочного магнитного поля, тем болоо, что, как мы видели вша, в некоторых спиральных галактиках скорость роста крупномасштабного магнитного поля неве' лика. В § 3.5 сбсуздаотся новый механизм создания затравочного полл. Дело в той, что случайные (турбулентные) движения проводя-цзй среда способны генерировать случайные, флуктуационныо магнитим полл (независимо от средней спиральности движений; с последней связано Ефупномасштабноо поле). Характерное время зкепокекцн-альпого роста магнитных флуктуация равно времени оборота турбулентной ячейки, г Ю7 лет. Таким образом, в мехзвеэдной среде бистро нарастает хаотическое магнитное поле, характерная стационарная напряженность которого равна г г мкГс, а масштаб - 100 пс. Конечно, сроднее значение такого поля по бесконечному объоцу равно нулю, но для динамо среднего поля существенно среднее значение флунтуациошюго поля по области концентрации собственной функции динамо, которая шеет радиальнув протяженность всего в 2-3 кпс. Как показано в § 3.5, среднее значение флуктуациошюго магнитного поля по такой области составляет Ю"' мкГс и оно вполне подходит как сатрапочное для динамо среднего поля. Заметим, что это поле гораздо сильнее, чем затравочные поля, создаваемые

другими известными механизмами.

В § З.б продолжается обсуэдекиэ свойств хаоттгчэских магнитных полей в меазвездной среде, в частности обсуядается запутывание кругогсмасптабного мапштлого поля турбулентностью и оценивавтся характерные шситабы хаотических магнитных полей в разных фазах негзвоэдаоЯ среда.

Глава 4. Рсгулярнна шгнитз соля в ксрсвзх спиральных галактик

В газовых коронах спиральных галактик есть все необходииоа для действия динамо среднего поля - дифференциальное вращение частично И01ШЗОВШШОГО газа, хаотические двияекия, связанные, например, с галактическим фонтаном, турбулентность», неустойчивость!) Паркера и т.д., а тагсге стратк^Еиация, которая Емесго с вращением обеспе'швает нбрупэш:е зеркальной симметрии хаотических двттешй (средств спирэльиость). Поэтому естественно приложить теории динамо к газовым коронам галактик.

В § 4.1 обсуздовтся парзуэтры как хаотических, так и регулярных дикения в газовых коронах галактик и оцениваются параметра и показано, что o:r:i превшая? порог генерации магнитного имя, но ненамного. Это значит, что динамо мозет действовать а ксронах некоторых, но не Dcex галактик, а именно тех, где достаточно сильно диффоренцкальнсе вращение. Стационарная напряген-ность мапгатаого поля оцежкастсл пея1г-апюЯ порядка 1-2 мкГс. Подобные рассуэдс!па1 присоли a I9Q3 р. и предсказании присутствия ирупноиаситабянх t упорядочениях itmcsract полей в гаооаих коронах спиральных галактик; в 1983 г. такое поле было от!фыто в корит галактики КОС -1G31, а затем и короне КСС ¡391. В § 4.2 построена модель данамо в короне, основанная на гелершшскоц разложении !] 1.5. Прэдлоасин ноннроп.'ио модели дал галактик NGC 891 и КСС 4631. В коронах обеих галактика:! динамо эффективно, оно особенно сильно з КСС 4031. Однако ::аракгер:юэ врем;! роста магнитного поля прцблпгг.этея к 10'0 лет, что, с одной сторсин, указывает на мсмстпуи Еакнссть переходных pesaron в корональисм д-ткамо, а с яругой - делаот необходима учет таких факторов, паи г?лппт:!!а! н гаяс:сткчеси!;й ветер. 3 а 4.2 обсупл^т'сп maro пдеяогиуэ модели иоро:тлы?ого донаио с учетом галактического потра. С пенодьо »тих моделей объяснсни наблюдаете кскфкгура-крупномаспгабного магнитного пола а г.оронох "GC "3i :i »¡СО -.'631 - лерг-оа u.i »гех магнитно* поле прегедозственно полон-

дально, е во второй преобладает азимутальная компонента поля. Как следует из напей модели, ото связано с различием кривых вращения этих двух галактик - в МСС 4631 дифференциальное вращение заметно сильнее.

Глава 6. Ыогтто» поля в скоплениях галактик

Межгалактическое пространство многих скоплений галактик заполнено горячим газом, который обнаруживает себя тепловым рентгеновским излучением. Центральные области некоторых скоплений излучают также диффузное ветепловое радиоизлучение (так называемые радиогало), которое интерпретируется как синхротронное и поэтому прямо указывает на присутствие магнитных полей в иеггала-ктическом газе. Типичней размер радиоизлучающей области составляет 1 Ь5пс; оценки среднеквадратичной напряженности магнитного поля по равнораспределению указывают на величины порядка 1-2 мкГс. .Однако наблюдаемые меры фарадеевского вращения невелики; следовательно, магнитное поле хаотично и имеет характерный масштаб

10-20 КПС.

В гл. 5 предлагается связать происхоздение наблюдаемых хаотических магнитных полей с действием флуктуационного динамо, т.е. генерацией магнитных полей межгалактической турбулектностьо. Возможным источником турбулентности является околозвуковое движение галактик скопления, которые оставляют за собой турбулентные следа; сливаясь, такие следы создают в центральных частях скопления КЕаэиоднородное поло турбулентных скоростей. Согласно предлагаемым в гл. Б оценкам, характерная скорость и масштаб турбулентных движений составляют v = 400 км/с и 1 а 20 кпс.

йлуктуационное динамо приводит к экспоненциальному усилению хаотических лагнитшег полей с характерным временем порядка l/v ? 10* лат. Генерируемое магнитное поле перемежаемо - оно сосредоточено в тонкие жгуты размером к 20 кпс, напряженность магнитного поля в которых, равна кли превышает уровень равнораспределения с кинетической энергией турбулентности, И = (4«t>v>)'/j = ю мкГс, гдэ р к б* 10"г/см' - плотность газа. Коэф<{»щивнт заполнения шгнмпшх жгутов заметно ыепыае еданкцы, поэтому среднеквадратичное значение магнитного поля существенно ниже его величины в кгутах. Магнитиае жгуты должны создавать сильные локальные флуктуации мер! фарадеевского вращения с амплитудой до ~ 10* рад/м2. Обнаружение подобных флуктуация требует наблюдений с высоким

разрешением, пресыаавзцш 1 гас. Известно, что твкиэ наблюдения сиоплсзшя галактик, окружающего радиоле точник Суgnuэ А, действительно обкарутваз? аномально большие wepu фародоевского а ратания и их градиенты, совиеспаяге с описанной выз-э картииой.

Пелучсшига результата позволяет по-нозону подойти к вопросу о пргс~:о редкости радиогало скоплений. Нан пекззгааят нага результаты, земотжэ югнитпые поля долгны присутствовать в больнкнетве богатих скоплений галактик, и отсутствие рад-юг ало в больЕшствз но mix свпое-чо с трудностгссг поддерзаиил популяцгга релятавнетегагх зле::тролов а могталактической среде. В соответствии с такой интерпретацией, в межгалактическом гсбо (многих скоплений, на п.'ск—радиогало, в последнее zpc:m обкаруетваотся снск'злтп! |аргдезвского г.раг,0!ПП.

3 приведет! положения, вшосижэ га оа^яту.

Основглга результаты, полученные в диссертации, опублгкегзаы в следуюгзп; статьях и монографии:

1. Pys!4ait:ani А.А., Соколов Д.Д., Щукурсэ A.M. - Дисковое дшдаго с сосредоточенной сггаралькостьп, Мдгн. гкяродш.» I9S0, & 1, 20-20.

2. Pyoits^jcnj А.А., Щукуров A.M. - Генерация кагнятисго поля в галактическом диско, Астрой, п., 19Э1, go, 369-973.

3. Pycmftcni А.А., ¡Нукуроо A.M. - Spectrin of the galactic nctic fiolda, 43troph>j3. Space Set., IS82, ¡52, 3B7-407.

4. Соколов Д.Д., SEyitypoB A.M., Руз«зЛгаш A.A. - A?iy=ptotic solution of tbs oJ- dyns-.o problen, Ceoph-je. Jstrophpn. fluid Dyz., 1903, 25, 293-207.

о. Цукуроз A.M., Со;:оясп Д.Д., A.A. - ОорхгисЛ рост

магнитной гиэргии в турбулозглгоЗ ерздэ, Ihrn. гиярод/"1., 1903, "> 3, БЗ-БЗ.

6. PjQvsSxm A.A., SJysjFOB Л.Н. - terrararo поля с галплг.п:, Тезисы докладов ЛУ ВсоссозкоЯ кснфэрс-шстя по геяая-тичосксЛ и вкогелакткчосиоЯ радиоастроном«, Харьков, 11-13 октябри 1983 г., Харьков, IIFD ЛИ ГОТ, 1983, с. 42-43.

7. Рукййкя! А.А., Соколоп Д.Д., Оупуроз A.M. - Itcaetic field distribution in rpirr.l c^lrxic-.!, Jjiro®. Aatreph'ja. ,• I?05, l-Щ, 3S5-343.

3. Цукуроэ A.M., Сокоясэ Д.Д., Л.A. - Погебйтляьясэ

"-HI. , IOCS, г- 1, 0-13.

9. рузиаШиш А.А., Соколов Д.Д., Щукуров A.M. - Hagnstic fields of epiral galaxies, in: Plasma Astrophysics. Proc. Joint Yarenna-AbastuEaai Int. School ¿nd Vorkshop, Suldiuai-USSIl, 19-23 May 1088, pp. 630-M4, ЕЗЛ Publ. SP-251, 1986.

10. ВарШНИКОБа B.C., Щукуров A.M. - Oscillatory i3 - dynawo: nuao-rical investigation, Astros. Hachr., 1997, SOS, 88-100.

11. Барышникова D.C., Руэыайшш А.А., Соколов Д.Д., Щукуров А.Ы.

- Generation of large-ecalc nagnelic fields in epiral gala-xieo, Astron. Astrophys., 1937, 177, 27-41.

12. РузиаЯкин А.А., Соколов Д.Д., Цукуроз А.Ы. - Magnatiaa of spiral galaxieo, Nature, 1983 , 336 , 341-347.

13. РузшЯкип А.А., Соколов Д.Д., Шукуров A.M. - Магнитка поля галантин, 1.!., Наука, 1989 (парэвод па английский язык: Хадае-tic Fields of Galaxies, Dordrecht, Eluwer Acad. Publ., IS88).

14. РузиаЯкии А.А., Соколов Д.Д., Цукуров A.M. - Hydroasgnetic screw dynaso, J. Fluid I'ech., 1988, 107 , 39-60.

15. Рузуайки! А.А., Соколов Д.Д., Щукур°з A.M. - ТЪе dyaaoo origin cf sagnatic fields ic. galascy cluotero, Hotic. Soy. Astros. See., 1989, 241, 1-14.

16. КраЕзнкшБШОва Ю.С., Руэыайиии А.А., Соколов Д.Д., Щукуров A.M. - Configuration of large-scalo erratic fields in epiral galaxies, Astron. Astrophys., 1909, 215, 10-28.

17. Стар'чОПКО С.В., Щукуров A.M. - Observable paroaoterD of spiral galaxies end galactic n2gnstic ficlda, Astroa. Astro-уЛуз., 1989, 214, 47-60.

10. Рузиайиш А.А., Со;:олов Д.Д., Соловьев А.А., Шукуров A.M. -Течение ¡фотта-Пуазейля как винтовое дгшамо, !.'лгн. гздродан., 1989,- £» 1, 9-14.

19. соколов Д.Д., Щукуров A.M. - Regular uagnetic fielde iu coro-nae of spiral galaxie£, Tatars, I990, 347, 61-63.

20. Крашзшппикова Ю.С., РузиаЛош A.A., Соколов Д.Д., Шукуров A.M. - The galactic dynano: axicyasmetric and non- axicysaaetric Bodes, Geophys. Astrophys. Fluid Dyn., 1990, 50, 131-146.

21. Крашенинникова Ю.С., Соколов Д.Д., PysiaHtiuni А.А., Шукуров A.M. - Galactic dynamo theory confronted with observations, in: Galactic and Iatergalactic Hagr.etic Fields, Proc. IAU Synp. 140, Kluwer Acad. Publ., Dordrecht, 1990, pp. 110-124.

22. Руэиайкин А.А., СокоЛов Д.Д., Шукуров A.M., Бек P. (Beck R.)

- liagnetic field in the Andronoda Nebula inferred frora polarization observation«, Astron. Aatrophya., 1990, 230,

281-232.

23. С:--слсг. Д.Д., Рузигйкян А.А., Пуг.уроз A.M. - Ijitoinittcirt i-_.~gnetic fields generated by turbnleaca in galexi^n aod galaxy claatero, ia: Galactic ssd IstergslGCtic Mfsr;rsetie fields, Free. ХЛУ Sy=p. 14C, Sluwsr Ar.zd: Fcbl., "ordrrcht, J 523, pp. -J33-C03.

24. Соколов Д .Д., РуеиаПкин Л.Л., Е}укурсв A.M. - Vvspintiс etruc-tureo, internittency and highly ettjrercritic&l dynoHos, in: A'onlitsear Dynamics of Structures, Proc. Int. Ej-up. on Cenersw-tion of Large-Scale Structures in Continnoao Modia, Pera--Ыовсон, 1990, Singapore, World Scientific, 1991, pp. 03-110.

S3. Соколов Д.Д., Щукуров A.M., Pysinitioni A. A. - Aaysptotic aethods in the nonlinear тазал-f iold dyac=in: The San a ad Cool Stars: Activity, Sagnetisa, Вуяеаоа. Proc. IAU Coll. No. 130, Springer, Berlin, 1591, pp. 135-130. Соколов Д.Д., Цукуров A.M., Kpayso H. (Eranea Ц.) - P&ttera recognition of the regular rssgnotic fiold in dioca of spiral galaxies, Astros. Aatraphys., 1992, 2?J4, 380-405.

27. Brandenburg A., Donuer K.J., «iooa D., Shukurev A., Sokolof? D.D., Tuoninen I. - The dynoao in discs and haloo of galor xiee, Astroa. Aatrcphya., 1992, 253, 453-461.

£3. IteilC .4. (Kvaez I,.), Соколов Д.Д., Шукуров A.M. - Л ctec.dy state of the dick dynaso, Geopkya. Astrophya. Fluid ffyn., 1992, 05, 231-244.

2Э. Энквиет H. (Enqvist к.), Сеыикоз В..Щукуров A.li., Соколов Д.Д. - Its neutrino Ease end the origin of galactic ns^pietic fields, Preprint r.'i!?J)ITA-52/Gl .1?, I«92.