Kosmischer Magnetismus

Der Ursprung von Magnetfeldern im Universum ist immer noch ein ungelöstes Problem der Astrophysik.

Magnetfelder in nahen Galaxien

Magnetfeldlinien in M51 und Konturen der Gesamtintensität bei 6 cm (VLA+Effelsberg) Bild vergrößern
Magnetfeldlinien in M51 und Konturen der Gesamtintensität bei 6 cm (VLA+Effelsberg) [weniger]

Die Feldlinien kosmischer Magnetfelder, beobachtet mithilfe der polarisierten Radiostrahlung, zeigen in fast allen Milchstraßensystemen (Galaxien) schöne Spiralmuster, sogar in unregelmäßigen Galaxientypen ohne optische Spiralarme, jedoch nicht in elliptischen Galaxien. Spiralfelder werden auch in den Zentralregionen und zentralen Gasringen gefunden. In Galaxien mit massiven Spiralarmen verlaufen die Feldlinien weitgehend parallel zu den optischen Armen, sind jedoch am Innenrand der Arme oder zwischen den Armen konzentriert (siehe Abbildung). In einigen Galaxien bilden die Magnetfelder „magnetische Spiralarme” zwischen den optischen Armen, manchmal kreuzen sie die Spiralarme sogar.

Polarisierte Radiostrahlung wird von Teilchen in geordneten Magnetfeldern ausgesandt. Die Orientierung der Polarisationsebene ist nur bis auf Vielfache von 180° bestimmt. Eine Messung der Faraday-Rotation der Polarisationsebene von Radio-Polarisationsmessungen bei mehreren Frequenzen erlaubt die Bestimmung der Richtung des geordneten Feldes entlang der Sichtlinie. Die in vielen Spiralgalaxien gefundenen großräumigen Muster der Polarisationswinkel deuten auf großräumige, spiralförmige Magnetfelder mit konstanter Richtung hin, so wie sie von Dynamo-Modellen als die am leichtesten anregbare Mode vorhergesagt werden. In einigen anderen Galaxien kann die Feldstruktur durch eine Überlagerung von zwei oder mehr Dynamo-Moden beschrieben werden. Allerdings wurde in vielen Galaxien kein klares Muster der Feldstruktur gefunden. Entweder sind diese Galaxien mit rund 13 Milliarden Jahren noch zu „jung”, um ein vollständig reguläres Magnetfeld aufgebaut zu haben, oder die Spiralfelder sind dort „anisotrop-turbulent”, d.h. die Feldrichtung kehrt sich durch z.B. Scherung oder Kompression auf kleinen räumlichen Skalen um.

Radio-Halos

Magnetfeldlinien der „edge-on”-Spiralgalaxie NGC891 und Konturen der Radiostrahlung (Gesamtintensität) bei 3.6cm, beobachtet mit dem 100-m-Radioteleskop in Effelsberg. Die Radiokarte ist einem optischen Bild von NGC891 überlagert, aufgenommen mit dem Canada-France-Hawaii Telescope. Bild vergrößern
Magnetfeldlinien der „edge-on”-Spiralgalaxie NGC891 und Konturen der Radiostrahlung (Gesamtintensität) bei 3.6cm, beobachtet mit dem 100-m-Radioteleskop in Effelsberg. Die Radiokarte ist einem optischen Bild von NGC891 überlagert, aufgenommen mit dem Canada-France-Hawaii Telescope. [weniger]

Die großräumigen Magnetfelder in einer Spiralgalaxie verlaufen parallel zur Scheibe in der Nähe der Scheibenebene, während vertikale Feldkomponenten ober- und unterhalb der Scheibe im sogenannten Halo sichtbar sind und ein X-förmiges Muster bilden (siehe Abbildung). In einigen Fällen werden zusätzlich vertikale Felder ober- und unterhalb der Zentralregion der Galaxie beobachtet. Dieses Ergebnis stützt die Idee eines „galaktischen Windes”, getrieben von der Energie der Sternentstehungsprozesse, der Gas und Teilchen der kosmischen Strahlung von der Scheibe in den Halo transportiert. Die Ausflussgeschwindigkeit lässt sich mithilfe von Radiodaten messen und beträgt rund 300 km/s.

Beobachtungen zeigen in einer Reihe von Spiralgalaxien, die man von der Seite sieht (sogenannte „edge-on” Ansicht), im Radiokontinuum sehr ähnliche exponentielle Skalenhöhen für die dünne Scheibe und den Halo, obwohl sie unterschiedlichen Hubble-Typs sind und unterschiedliche Sternentstehungsraten und -effektivitäten haben. Diese Ähnlichkeit deutet auf die Existenz eines galaktischen Windes und eines Selbstregulierungsprozesses zwischen der Windgeschwindigkeit, der Magnetfeldstärke und der Sternentstehungsrate hin.

Ein galaktischer Wind ist auch für einen effektiven Dynamo in der galaktischen Scheibe von entscheidender Bedeutung, da er kleinskalige Magnetfelder von der Scheibe in den Halo transportieren kann. Dadurch wird die Effizienz des Dynamos mit der Sternbildungsrate in der Scheibe verknüpft. Nach Modellrechnungen, die galaktische Winde berücksichtigen, können großskalige Dynamos in der Scheibe auch die in edge-on Galaxien beobachteten X-förmigen Magnetfelder erzeugen.

Entwicklung von Magnetfeldern in Galaxien

Azimutale Magnetfeldkomponente eines Dynamo-Modells mit kontinuierlicher Injektion von turbulenten Magnetfeldern in den Spiralarmen (schwarze Konturlinien). Die Farbskala gibt die Feldstärke in μGauss und das Vorzeichen die Polarität an (aus Moss et al. 2013, A&A 556, A147). Bild vergrößern
Azimutale Magnetfeldkomponente eines Dynamo-Modells mit kontinuierlicher Injektion von turbulenten Magnetfeldern in den Spiralarmen (schwarze Konturlinien). Die Farbskala gibt die Feldstärke in μGauss und das Vorzeichen die Polarität an (aus Moss et al. 2013, A&A 556, A147). [weniger]

Der Ursprung der ersten Magnetfelder im frühen Universum ist noch immer rätselhaft. Ein großräumiges Feld aus der Frühzeit des Universums würde in einer differentiell rotierenden Scheibe einer Galaxie innerhalb von wenigen Rotationen aufgewickelt. Die Feldlinien in Galaxien zur heutigen Zeit sind aber spiralförmig, haben also signifikante Anstellwinkel gegenüber der Rotationsrichtung. Kleinräumige „Saatfelder” könnten aus der Epoche der kosmologischen Strukturbildung vor 13 Milliarden Jahren stammen, z.B. durch die „Weibel-Instabilität” in Stoßfronten, oder sie könnten aus den ersten Sternen oder den Jets der ersten Schwarzen Löcher ausgeworfen worden sein, gefolgt von Verstärkung und Ordnung der Felder. Der hierfür vielversprechendste Mechanismus im interstellaren Medium von Galaxien ist der Dynamo. In jungen Proto-Galaxien, die noch nicht geordnet rotierten, könnte ein auf kleinen Skalen arbeitender Dynamo die Saatfelder innerhalb von einigen 10 Millionen Jahren verstärkt haben. Ein großräumiger Dynamo in rotierenden Galaxienscheiben kann dann großräumige Felder innerhalb von einigen Milliarden Jahren erzeugen. Dieses Szenario soll mit dem Square Kilometre Array (SKA) und seinen Vorläufern getestet werden.

Eine zusätzliche kontinuierliche Erzeugung von turbulenten Magnetfeldern durch einen kleinskaligen Dynamo in Sternentstehungsgebieten reduziert die Verstärkung des großräumigen Magnetfeldes und kann anfängliche Magnetfeldumkehrungen stabilisieren. So ein Prozess könnte die beobachtete großräumige Feldumkehr in unserer Milchstraße erklären. Die turbulenten Felder werden vor allem innerhalb der Spiralarme, dort wo die Sternentstehungsgebiete sind, durch den kleinskaligen Dynamo erzeugt. Damit wird verständlich, warum das großräumige Magnetfeld – wie beobachtet - vor allem im Zwischenarmgebiet zwischen den optischen Spiralarmen wächst (siehe Abbildung).

Radio-Relikte

Der Radio-Relikt am Rand des Galaxienhaufens CIZA J2242+53, genannt „Wurst”, in einer Entfernung von etwa 800 Megaparsec. Konturlinien: Intensität der Radiostrahlung bei 3.6 cm (8.35 GHz), beobachtet mit dem Radioteleskop Effelsberg. Farben: Intensität der linear polarisierten Radiostrahlung. Linien: Orientierung des geordneten Magnetfeldes. Bild vergrößern
Der Radio-Relikt am Rand des Galaxienhaufens CIZA J2242+53, genannt „Wurst”, in einer Entfernung von etwa 800 Megaparsec. Konturlinien: Intensität der Radiostrahlung bei 3.6 cm (8.35 GHz), beobachtet mit dem Radioteleskop Effelsberg. Farben: Intensität der linear polarisierten Radiostrahlung. Linien: Orientierung des geordneten Magnetfeldes. [weniger]

Galaxienhaufen gehören zu den größten bekannten Strukturen im Weltall, mit Ausdehnungen von mehreren Megaparsec. Das Medium in Galaxienhaufen besteht aus heißem Gas, Magnetfeldern, Teilchen der Kosmischen Strahlung und dunkler Materie. Darin eingebettet sind viele Galaxien. Die meisten Galaxienhaufen sind ausgedehnte Radioquellen, die Synchrotronstrahlung aussenden. Da die Magnetfelder im Haufen-Medium turbulent sind, ist die Radiostrahlung meistens unpolarisiert, doch mit einer prominenten Ausnahme:

Riesige Gasströme verwirbeln ständig die Strukturen im Universum. Wenn dabei ein Galaxienhaufen mit einem anderen Galaxienhaufen oder mit einer intergalaktischen Gaswolke kollidiert, entsteht eine Stoßfront, die das Gas und die Magnetfelder komprimiert und Teilchen der Kosmischen Strahlung beschleunigt. Dadurch werden diese Stoßfronten als riesige Bögen im Radiobereich sichtbar, „Radio-Relikte” genannt. Relikte wurden bisher in mehr als 70 Galaxienhaufen gefunden, aber vermutlich gibt es viele mehr, die zu schwach sind, um mit heutigen Radioteleskopen  beobachtet zu werden. Stoßfronten verstärken und ordnen die turbulenten Magnetfelder im Haufen-Medium, dadurch wird die Radiostrahlung verstärkt und linear polarisiert. Polarisierte Radiowellen sind daher ideal zur Suche nach Relikten.

 
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