来源：知社学术圈
Lazarian教授团队在早年提出在稳定的磁湍流下星际介质气体的速度场与其局部磁场方向在统计上成正相关。故此只要是在有稳定磁湍流存在的情况下， 大分子星云中的气体运动形态能够揭示该星云的磁场方向。由于在中性氢和低质量恒星形成区中普遍存在稳定的磁湍流，天文学家可以仅通过高精度的星云图像估计其磁场方向以及强度。此次在《Nature•Astronomy》发表的文章量度了五个低质量恒星形成区域和史密斯星云的磁场形态， 更揭示出了在银河系中引力对于星云磁场的扭曲作用。
2019年6月10日，英国《自然》杂志子刊《Nature•Astronomy》刊登了关于星际磁场测量的重大突破，《Magnetic Field Morphology in Interstellar Clouds with the Velocity Gradient Technique》：基于速度梯度技术（Velocity Gradient Technique）的星云磁场形态探测。该成果来自于美国威斯康辛大学-麦迪逊分校Alex Lazarian教授的研究团队。论文第一作者为威斯康辛大学-麦迪逊分校物理系博士生胡越，其余主要作者见图一（按作者顺序排列）。
图一。 论文主要作者（按作者顺序排列）
磁场在各种重要的天体物理现象中都发挥着关键的作用，从调节分子云结构的形成和演化到约束恒星的形成。 然而，即使使用最先进的仪器，也难以测量星际空间中磁场的形态和强度。到目前为止， 多种星际介质中磁场追踪的方法已经被提出。比如，星际尘埃排列理论提供了一个框架约束磁场，后者可以通过星际尘埃所产生的背景星光偏振或通过亚毫米波长的尘埃热辐射偏振来观察。 磁场之所以可以从星际尘埃的热辐射偏振测量获得，是因为星际尘埃颗粒的长轴垂直于它们的磁场方向。
许多偏振测量都显示了分子云的投影磁场形态，比如普朗克卫星对弥漫星际尘埃的极化偏振测量为我们提供了整个天空中磁场形态的图像。然而，在探索和研究分子云中磁场的过程时，仍然存在挑战。在测量目标的重力中心附近，星际颗粒排列效率下降的问题降低了测量的准确性。而众所周知，在高密度气体区域，如果辐射场不够强，则星际尘埃排列理论失效，而在辐射源附近，星际尘埃排列的方向则可能不垂直于其磁场方向。因此，在大分子云内部可能发生重力坍塌的区域中，测量投影到天空平面的二维磁场的方向依然是一项挑战，并且阻止了天文学家研究磁场在到恒星形成过程的贡献。除此之外，来自宇宙微波辐射前景的星际尘埃也阻止了天文学家们准确地研究来自于宇宙学起源的宇宙微波背景辐射的B模偏振。
除了磁场方向，对磁化强度MA-1的测量（其中MA是Alfvénic马赫数，而MA-1是磁场能量与湍流能量密度之比，其中vL是尺度为L处的湍流速度，ρ是物质的体积密度，B是磁场强度）也对天文学家研究恒星的形成有很大的价值。因此，各种技术也已经被提出来研究星际介质的磁化强度。其中天空中的平均磁场强度可以利用星际尘埃的偏振从而通过戴维斯 - 钱德拉塞卡 - 费米（DCF）技术来估算。该技术假设在星际介质中湍流是具有小振幅的线性Alfven波的叠加， 同时在所研究的区域中湍流是均匀的。然而，这些假设并不适用于实际存在的，可压缩的各向异性磁湍流，特别是在恒星形成区域。除此之外，虽然可以通过分子谱线的塞曼分裂来测量与视线平行的磁场强度，塞曼测量需要极高的灵敏度和较长的观测时间，并且通常只能获得磁场强度的上限。
速度梯度技术（VGT）是近年来新提出一种利用中性氢（H I）的光谱数据进行磁场测量的技术。同数值模拟，我们发现速度梯度技术不仅适用于中性氢（H I）气体，同时也适用于不受重力坍塌影响的大分子星云，并且它可以在不使用偏振测量的情况下提供观测目标的磁场强度。速度梯度技术的理论基础来自于近代磁湍流理论，结合了不可压缩磁湍流理论，Kolmogorov流体动力学湍流理论和湍流的快速磁重联理论。Goldreich和Sridhar在1995年预测了湍流涡旋将沿磁场方向伸长，即不可压缩的磁湍流涡旋是各向异性的。 而Lazarian和Vishniac在1999年中，利用湍流的快速磁重联的理论解释了由于洛伦兹力的影响，运动的湍流涡旋倾向于在垂直于局部磁场的方向上做旋转运动。 该运动则导致了快速磁重联的磁湍流以Alfvenic速度VA沿着磁场喷射等离子体流体。在这种情况下，湍流的各向异性便反映了磁湍流漩涡的磁场方向。而更重要的是，在各向异性的磁湍流中， 其速度梯度的最概然分布垂直于其局部磁场方向的分布（Yuen&Lazarian 2017a）。幸运的是磁湍流普遍存在于星际介质，特别是分子云当中。因此，我们只需要可以通过将计算得到的磁湍流速度梯度方向旋转90°便能知道该星云的局部磁场的方向。图二给出了金牛座（Taurus）大分子星云的磁场方向。左图的磁场方向通过使用13CO的光谱数据和速度梯度技术计算得到，而右图为普朗克卫星对金牛座大分子星云的磁场方向的测量结果。
图二。 金牛座大分子星云的磁场形态。左图为速度梯度技术的计算结果，右图为Planck卫星在353G赫兹的频率下对星际尘埃偏振的测量结果。
Lazarian教授的研究团队同时在2018年提出在不使用偏振测量的情况下，利用速度梯度方向的统计分布计来算Alfvénic马赫数。 速度梯度方向的统计分布通常是高斯分布。 而对于高磁化强度的星际介质来说，其高斯分布对应更高的峰值并且离散度很小。对于弱磁化强度的星际介质来说，其高斯分布对应更低的峰值并且离散度更大。因此，我们可以通过估计速度梯度方向统计分布的离散度，进而计算出该介质中的磁化强度。在图三中，我们简要描述了如何利用速度梯度方向的统计分布导出MA。 我们使用三种具有不同MA的超音速磁湍流数值模拟数据，并使用SPRAX代码在其中添加进13CO的辐射转移。 图三显示了速度梯度（VChGs）方向的归一化直方图。 我们发现高斯分布的离散度相对于MA增加，而顶基（T / B）比率随着MA的增加而减小。同时Lazarian等人在2018年的研究里表明速度梯度的离散度/顶基比和MA之间有明确的幂指数关系。
图三。 速度梯度方向分布的归一化直方图。三幅图片来自不同Alfven马赫数MA的超音速磁湍流数值模拟。
该研究中最为特殊的是史密斯星云。史密斯星云是一个高速运动的弥漫中性氢星云，即其拥有与银河旋转不一致的速度，径向速度接近100km / s。由于宇宙微波辐射前景在沿史密斯星云视线方向上占主导地位，偏振测量并不能反映史密斯云的磁场结构。然而，速度梯度技术则可以不考虑来自宇宙微波前景，并提供关于史密斯星云磁场结构的信息，这些信息是通过极化测量无法获得的。图四显示了使用VGT的史密斯云的预测磁场方向。磁场与该星云云的结构平行，这表明史密斯云实际上没有坍缩。同时我们计算出史密斯星云的磁场强度大于等于3μG。
图四。 史密斯星云的磁场形态。背景图片来自美国国家射电天文台。
总结
磁场在许多天体物理过程中无处不在，但在观测时难以测量。 极化测量是一种广泛使用的技术，用于追踪星际介质中的磁场结构。 然而，其使用受到仪器复杂性和所需的大量观察时间的限制。 新的磁场追踪方法是速度梯度技术，其能够使用光谱数据就获得星际磁场的方向和介质的磁化强度。 在本文中，我们将速度梯度技术应用于五个分子云的光谱数据，以及没有相应的偏振测量的高速史密斯云。 我们将获得的结果与普朗克偏振测量结果进行比较，发现它们具有统计学相似性。 我们同时也寻找了引力坍缩中的物理特征，得出结论崩塌区域构成这些云的一小部分。
运用前景
探测宇宙微波背景中起源于宇宙暴涨过程的B模偏振是当代宇宙学的一个主要目标， 同时也是科学家们竞相争夺的宝藏。宇宙大爆炸之后38万年时，辐射首次得以在宇宙中自由穿行，宇宙微波背景辐射便是那时留下的痕迹。而引力波则出现于宇宙大爆炸后一瞬间，并叠加在微波背景辐射的信号上。今天，原初引力波仍在宇宙中传播，但它们极其微弱、无法直接探测。它们会在微波背景辐射中留下印迹：使辐射偏振，形成螺旋状的特殊形态。这被科学家称之为宇宙微波背景的B模偏振。
位于南极的南极望远镜（SPT），智利的阿塔卡马（ALMA）宇宙学望远镜，以及“普朗克”（Planck）太空望远镜等团队都在寻找B模偏振的信号。不幸的是，我们对宇宙微波背景辐射偏振信号的探测被充斥在银河系前景的星际尘埃以及星际气体所掩盖， 以至于观测到的信号无法排除掉银河系辐射尘埃的影响而证实B模偏振的存在。
而对史密斯星云的磁场测量意味着，速度梯度技术剔除了来自银河系辐射尘埃前景的影响。这为测量宇宙微波背景的B模偏振提供了一种新的可能性。
