Magnetfelder in Galaxienhaufen english english

Galaxien sind nicht zufällig am Himmel verteilt. Sie folgen den ausgeprägten Strukturen des Universums. Größere Ansammlungen von (bis zu einigen tausend) Galaxien werden Galaxienhaufen genannt. Diese bestehen nicht nur aus den optisch gut sichtbaren Galaxien. Auch der Raum zwischen diesen Galaxien enthält ein sehr dünnes und heißes Gas, das so genannte Intergalaktische Medium.

Diese Gas besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. Es ist so heiß, daß sich die Elektronen von den Atomkernen vollkommen getrennt haben. Man spricht deswegen von einem Plasma. Dieses Plasma emittiert Röntgenstrahlung.

Außerdem ist das Plasma magnetisiert. Dies hat zur Folge, daß manche Galaxienhaufen auch Radiostrahlung aussenden und daher mit Radioteleskopen in Form von Radiohalos zu beobachten sind. Abbildung 1 zeigt den Galaxienhaufen im Sternbild Coma im optischen-, Röntgen- und Radio-Frequenzbereich.

Abbildung 1: Der Galaxienhaufen im Sternbild Coma
optical
ESO,, Digitised Sky Survey 		xray
L. Feretti, IRB 		radio
H. Lesch, USM
Links ist eine optische Aufnahme von Coma zu sehen. Fast alle Objekte, die in diesem Bild zu sehen sind, sind Galaxien. Im Röntgen-Licht sind nicht die einzelnen Galaxien zu sehen, sondern nur das Plasma dazwischen. Deswegen erscheint in einer Aufnahme mit dem Röntgensatellit ROSAT (mittlere Abbildung) der Galaxienhaufen als ein zusammenhängendes Objekt. Die Intensität des Röntgen-Lichts ist durch die Farben blau (keine Emission) über rot und grün bis schwarz (intensives Röntgen-Licht) dargestellt. Überlagert sind mit gelben Linien die Radiokonturen. Subtrahiert man von diesem Bild alle individuellen Radioquellen, so erhält man das diffuse Bild des Galaxienhaufens im Radio-Licht (rechte Abbildung).

Magnetfelder in Galaxienhaufen machen sich nicht nur im Radio-Licht bemerkbar. Ein magnetisiertes Plasma wirkt auch doppel-brechend, was bedeutet, daß die Orientierung von linear polarisiertem Licht durch das Plasma gedreht wird. Auf ähnliche Weise funktionieren LCD-Anzeigen, in denen aber keine Magnetfelder, sondern Flüssigkristalle die Doppelbrechung realisieren. Die Drehung der Polarisationsrichtung durch ein magnetisiertes Plasma wird Faraday-Rotation genannt. Die Stärke dieses Effektes hängt von der Dichte des Plasmas, der Stärke des enthaltenen Magnetfeldes und der vom Licht im magnetisierten Plasma zurückgelegten Entfernung ab. Durch Beobachtung des Radio-Lichts von Objekten, die hinter dem Galaxienhaufen stehen, deren Licht also durch den Galaxienhaufen gehen muss, bevor es uns erreicht, ist es möglich, die Faraday-Rotation zu messen. Daraus kann man die Stärke des Magnetfeldes im Galaxienhaufen abschätzen. Typische Werte, die man so erhält, liegen im Bereich von ungefähr einem Mikro-Gauß (ca. ein Millionstel des Erdmagnetfeldes). Abbildung 2 zeigt eine Anzahl solcher Messungen für den Coma Galaxienhaufen.

Abbildung 2: Gemessene Faraday-Rotation.
RM RM
Kim et al., 1990, Astrophysical Journal, 355, 29.
In der linken Abbildung zeigen die Kreise die gemessene Faraday-Rotation an den Positionen einiger Objekte hinter dem Coma-Galaxienhaufen. Dabei entspricht der Durchmesser der Stärke der gemessenen Drehung. Offene und gefüllte Kreise zeigen die Richtung der Rotation an. In der rechten Darstellung sind diese Messungen als Funktion des Abstands zum Zentrum des Galaxienhaufens dargestellt. Hier ist die Wirkung des magnetisierten Plasmas im Galaxienhaufen deutlich zu sehen. Weit entfernt vom Zentrum ist nur noch so wenig Plasma vorhanden, so daß keine Drehung der Polarisation mehr gemessen wird.

Über die Herkunft und die Beschaffenheit dieser Magnetfelder ist nur sehr wenig bekannt. Deswegen wird versucht, mit Hilfe von Computersimulationen zu verstehen, wie es zu derartigen Magnetfeldern kommen konnte. Eine Idee dabei ist, daß ein anfänglich sehr kleines Magnetfeld durch die Entstehung der kosmischen Strukturen und damit des Galaxienhaufens so verstärkt wird, dass es die heute beobachteten Werte erreicht.

Sind einmal Magnetfelder in einem Plasma vorhanden, so werden sie vom Plasma mittransportiert. Man spricht hierbei von eingefrorenen Magnetfeldlinien.

Die Galaxienhaufen entwickeln sich aus einem in seiner Frühzeit fast homogenen Universum und kollabieren aufgrund der Anziehungskraft ihrer riesigen Masse zu relativ dichten Objekten. Da die Magnetfelder im Plasma eingefroren sind, werden sie mit dem Plasma komprimiert und daher immer stärker, je dichter das Plasma wird.

Galaxienhaufen sind eingebettet in die sich bildende großräumige, spinnennetzartige Struktur aus Blättern und Filamenten. Dies bedeutet, dass das Plasma bevorzugt entlang solcher Filamente strömt, und dabei das in ihm eingefrorene Magnetfeld ausrichtet (bündelt). Dadurch kann das Magnetfeld beim Kollaps des Galaxienhaufens noch mehr verstärkt werden.

Mittels leistungsfähiger Computer kann dieser Vorgang berechnet werden. Anschießend lassen sich die Eigenschaften des simulierten Magnetfeldes mit den Beobachtungen vergleichen. Dazu erzeugt man aus den Simulationen künstliche Beobachtungen. Führt man viele solcher Rechnungen für verschiedene anfängliche Magnetfeld-Konfigurationen aus, lässt sich testen, wie Struktur und Stärke der anfänglichen, schwachen Magnetfelder beschaffen sein müssen. Diese Art von Simulationen wird in Abbildung 3 erläutert.

Abbildung 3: Simulierte Entstehung eines Galaxienhaufen
parts Die Abbildung zeigt das Endergebnis einer Simulation. Dargestellt ist die 3-dimensionale Verteilung der Teilchen in einem Ausschnitt des Simulationsvolumens. Die sogenannte Dunkle Materie ist durch schwarze Punkte dargestellt. Das Plasma ist entsprechend seiner Dichte von blau (sehr dünn) bis rot (sehr dicht) dargestellt. Im Zentrum ist ein Galaxienhaufen entstanden. Dieser hat sich, gut erkennbar, dort gebildet, wo sich ausgeprägte Filamente (angedeutet durch die rosa Linien) sich kreuzen.
Klicken Sie auf das Bild, um eine Animation der Entstehung dieses Galaxienhaufens zu sehen.
3d
Die Abbildung zeigt den Galaxienhaufen in einem Ausschnitt aus der vorigen Darstellung. Auf die Wände des dargestellten Würfels sind Karten projiziert, wie sie ein Beobachter aus der entsprechenden Richtung sehen würde. Zusätzlich beschreibt die graue Fläche die Oberfläche des Galaxienhaufens, innerhalb der das Plasma eine bestimmte Dichte überschreitet. Die rosa Pfeile zeigen das Magnetfeld in einem Schnitt durch den Galaxienhaufen. Die grauen Linien in den projizierten Karten sind die Dichtekonturen. Die farbigen Flächen zeigen an, welche Drehung der Polarisation meßbar wäre, wenn an dieser Stelle eine Radioquelle hinter dem Galaxienhaufen stehen würde. Rot und blau unterscheiden dabei Richtung; die Intensität der Farbe beschreibt die Stärke der Drehung der Polarisation.

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Werden diese künstlich erzeugten Karten nun mit den Messungen verglichen, so zeigen die Simulationen und die Messungen sehr ähnliche Eigenschaften. Beispielsweise sind bei beiden sowohl ausgedehnte Gebiete zu finden, in denen sich die Richtung der Faraday-Rotation nicht ändert, als auch Gebiete, in denen sie innerhalb sehr kleiner Strecken dramatisch schwankt. Statistische Tests bestätigen die große Übereinstimmung zwischen den künstliche erzeugten Karten und den Messungen quantitativ.

Die hieraus erhaltenen Modelle für Galaxienhaufen sind weltweit die ersten, die realistische Magnetfelder enthalten. Sie dienen als Grundlage für weitere Studien, die untersuchen werden, welche Rolle das Magnetfeld bei der Entstehung von Galaxienhaufen spielt. Einige Prozesse, die in Galaxienhaufen ablaufen, sind nur unter Berücksichtigung von Magnetfeldern zu verstehen. Auch hier können diese Modelle verwendet werden, um ein vollständigeres Bild von den physikalischen Vorgängen in diesen größten gebundenen Objekten im Universum zu bekommen.

Klaus Dolag, Matthias Bartelmann, Harald Lesch.
Literaturhinweise: