Astronomie

Was bedeuten diese Aussagen über interstellare Magnetfelder wirklich?

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The Hidden Magnetic Universe Begins to Come Into View des Quanta Magazine ist ein faszinierender Überblick über ein sich schnell entwickelndes Gebiet der Astronomie.

Es enthält einige Aussagen, deren Verständnis ich für wichtig halte, aber ich tue es nicht.

Sobald jedoch aus geladenen Teilchen in Bewegung ein „Seed“-Magnetfeld entsteht, kann es größer und stärker werden, indem schwächere Felder darauf ausgerichtet werden. Magnetismus „ist ein bisschen wie ein lebender Organismus“, sagt Torsten Enßlin, theoretischer Astrophysiker am Max-Planck-Institut für Astrophysik in Garching, „denn Magnetfelder erschließen jede freie Energiequelle, an der sie festhalten und wachsen können. Sie können sich mit ihrer Anwesenheit ausbreiten und andere Bereiche beeinflussen, wo sie auch wachsen.“

Ruth Durrer, theoretische Kosmologin an der Universität Genf, erklärte, dass Magnetismus neben der Schwerkraft die einzige Kraft ist, die die großräumige Struktur des Kosmos formen kann, weil nur Magnetismus und Schwerkraft über weite Distanzen „zu dir gelangen“ können. Elektrizität hingegen ist lokal und kurzlebig, da sich die positive und negative Ladung in jeder Region insgesamt neutralisiert. Aber man kann Magnetfelder nicht aufheben; sie neigen dazu, sich zu addieren und zu überleben.

Fragen:

  1. Worauf bezieht sich der Satz „… magnetische Felder erschließen jede freie Energiequelle, an der sie festhalten und wachsen können…“ im astronomischen Kontext von interstellarer Raum?

  2. Was bedeutet der Satz "… nur Magnetismus und Schwerkraft können dich über große Entfernungen erreichen. Elektrizität ist dagegen lokal und kurzlebig, da sich die positive und negative Ladung in jeder Region insgesamt neutralisiert. Aber du kannst' Magnetfelder heben sie nicht auf; sie neigen dazu, sich zu addieren und zu überleben." beziehen sich auf im Kontext von interstellarer Raum? Ist es das Fehlen freier magnetischer Monopole oder der Mangel an polarisierbarem ferromagnetischem Material?


Worauf bezieht sich der Satz „… magnetische Felder erschließen jede freie Energiequelle, an der sie festhalten und wachsen können…“ im astronomischen Kontext des interstellaren Raums?

Der interstellare Raum ist mit geladenen Teilchen/Staub gefüllt, die ihre eigenen Magnetfelder haben (z. B. ihr eigenes Dipolmoment oder ein beliebiges Feld, das durch die Ladungsbewegung induziert wird). Wenn Sie diesen kleinen Ladungen ein größeres, globaleres Magnetfeld anlegen, kommt es sehr oft zu einer Ausrichtung (z. B. richtet sich der Teilchendipol auf das größere Feld aus oder die Bewegung ändert sich plötzlich, um sich entlang der Feldlinie zu bewegen). Dadurch werden diese kleineren Felder zu dem größeren Feld hinzugefügt, wodurch es noch größer wird. Dies ist eine grundlegende Annahme für Akademiker, die die Lichtpolarität in Bezug auf die Staubkornausrichtung mittels Radiative Torque (RAT) untersuchen – nämlich dass das globale Hintergrundmagnetfeld des interstellaren Raums geladene Körner mit diesem Feld ausrichtet und so weiter zum Gesamtfeld beiträgt.

Was bedeutet der Satz "… nur Magnetismus und Schwerkraft können dich über große Entfernungen erreichen. Elektrizität ist dagegen lokal und kurzlebig, da sich die positive und negative Ladung in jeder Region insgesamt neutralisiert. Aber du kannst' Magnetfelder heben sie nicht auf; sie neigen dazu, sich zu addieren und zu überleben." im Kontext des interstellaren Raums beziehen? Ist es das Fehlen freier magnetischer Monopole oder der Mangel an polarisierbarem ferromagnetischem Material?

Wenn Sie ein großes galaktisches Magnetfeld nehmen und es durch eine interstellare Staubwolke voller geladener Teilchen geht, richten sich diese geladenen Teilchen an dem Feld aus und verstärken es insgesamt, wodurch das galaktische Feld in diesem Bereich stärker wird. Das einzige, was das Magnetfeld schwächen könnte, ist etwas, das es aufheben könnte.

Elektrische Felder können leicht aufgehoben werden, weil ein elektrisches Feld, das von einem Proton ausgestrahlt wird, leicht aufgehoben werden kann, indem das "entgegengesetzte" Feld von einem Haufen benachbarter Elektronen ausgestrahlt wird (daher das Konzept der Debye-Länge). Magnetfelder sind schwerer abzuschirmen und, wie Sie sagen, weil die Dinge, die sie abschirmen könnten, im Weltraum einfach nicht existieren.

Ich würde auch erwähnen, dass, wenn Monopole überhaupt existieren würden, es erforderlich wäre, dass Sie zwei verschiedene Arten von Monopolen haben könnten, so dass sie sich ähnlich wie die positiven und negativen Ladungen von Elektronen aufheben könnten. Eine logische Wahl für Geschmacksrichtungen wäre ein "Nord" -Monopol und ein "Süd" -Monopol, aber ich könnte mir vorstellen, ein komplizierteres, aber gültiges System zu konstruieren. Da wir noch nie einen Monopol gesehen haben, sind keine Monopol-basierten Modelle und an dieser Stelle rein hypothetisch.


Interstellares Magnetfeld

eine der Komponenten des interstellaren Mediums. Die Stärke und Struktur des interstellaren Magnetfelds kann aus verschiedenen Arten astronomischer Beobachtungen abgeschätzt werden. Eine davon umfasst die Untersuchung von Radioemissionen in der Milchstraße, die durch die Bewegung relativistischer Elektronen (dh Elektronen mit Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit) im interstellaren Magnetfeld entstehen. Um zuverlässige Ergebnisse zu erhalten, ist es notwendig, die Anzahl solcher Elektronen zu kennen, dies ist jedoch nicht sehr genau bekannt.

Ein weiteres Verfahren zur Schätzung der interstellaren Magnetfeldstärke basiert auf der Messung der Polarisation des Sternenlichts im interstellaren Medium. Polarisation entsteht dadurch, dass langgestreckte interstellare Staubpartikel durch das interstellare Magnetfeld definiert räumlich ausgerichtet sind und Licht mit unterschiedlicher Polarisation unterschiedlich absorbieren. Da die Eigenschaften der Staubpartikel nicht gut bekannt sind, führen solche Untersuchungen nur zu ungefähren Ergebnissen, erlauben aber die Bestimmung der Richtung der auf die Himmelskugel projizierten Kraftlinien.

Eine dritte Methode zur Abschätzung der Feldstärke basiert auf dem Faraday-Effekt, der bewirkt, dass sich die Polarisationsebene polarisierter Radiowellen, die ein Plasma in einem Magnetfeld durchqueren, um einen Winkel proportional zur Weglänge, der Elektronenkonzentration und der mittlere Komponente der magnetischen Feldstärke entlang der Sichtlinie. Da viele Radioquellen polarisierte Radiowellen aussenden, ermöglicht diese Methode die Schätzung der radialen Komponente des Feldes für viele Richtungen in der Milchstraße.

Eine vierte, sehr direkte Methode zur Messung der Stärke des interstellaren Magnetfelds ist nur auf relativ dichte und massive Gaswolken anwendbar, die sich vor starken Radioemissionsquellen befinden. Solche Wolken erzeugen eine 21-cm-Absorptionslinie im Quellenspektrum, für die es möglich ist, den Zeeman-Effekt zu messen und damit die Längskomponente der Feldstärke in der Wolke abzuschätzen. In einigen Fällen kann die Feldstärke durch ihre dynamische Wirkung auf das Gas abgeschätzt werden, die die längliche Form bestimmter Gasnebel erzeugt und die Bildung der dünnen Filamente erleichtert, die in Reflexionsnebeln beobachtet werden. Schließlich beeinflusst das interstellare Magnetfeld die Dicke der Gasscheibe der Milchstraße erheblich.

Der Vergleich aller zuvor genannten Methoden hat zu der folgenden Vorstellung des interstellaren Magnetfelds der Milchstraße geführt. Die Stärke des Feldes beträgt mehrere Mikrogauss und variiert in verschiedenen Regionen der Galaxie etwas. Es liegt in der Größenordnung von 1 Mikrogauss zwischen galaktischen Armen, ungefähr doppelt so groß in den Armen und noch größer in Wolken, besonders dichten. Die Kraftlinien sind in der galaktischen Scheibe im Durchschnitt fast kreisförmig. In bestimmten Regionen mit einer Größe von mehreren hundert Parsec kann die Struktur des Feldes jedoch recht komplex sein.

Der Ursprung des galaktischen Magnetfeldes ist noch nicht ganz klar. Möglicherweise existierte sie bereits in dem Medium, aus dem unsere Galaxie entstand. Wahrscheinlicher ist jedoch, dass es durch magnetohydrodynamische Prozesse in turbulenten Bewegungen eines leitenden Mediums entstanden ist. Andererseits könnte das Feld während der Entstehung der ersten Sterne entstanden sein. Nachfolgende Explosionen könnten das Magnetfeld in den interstellaren Raum geschleudert haben, wo das Feld durch turbulente Bewegungen und die unterschiedliche Rotation der Galaxie verstärkt wurde. Das interstellare Magnetfeld spielt eine wesentliche Rolle bei der Sternentstehung.


Was bedeuten diese Aussagen über interstellare Magnetfelder wirklich? - Astronomie

Linear polarisierte Radiokontinuumsemission bei 6,3 cm Wellenlänge wurde in M51 mit dem Effelsberg 100-m-Teleskop beobachtet. Die Kombination dieser Daten mit den λ21,2 cm Westerbork-Beobachtungen ergibt die Verteilung der Rotationsmaße. Der Mittelwert beträgt RM = 13±6 rad/m 2 , ohne signifikante Schwankungen mit dem Azimutwinkel in der Ebene von M51. Die magnetischen Feldlinien folgen den optischen Spiralarmen. Da die vorliegenden Daten die Richtung des Magnetfeldes nicht wiedergeben, kann die Frage, ob die Feldstruktur achsensymmetrisch oder bissymmetrisch ist, nicht beantwortet werden. Kürzlich veröffentlichte optische Polarisationsdaten stimmen mit den Funkdaten im östlichen und südlichen Quadranten von M51 überein. In diesen Regionen richtet das gleiche Magnetfeld, das die Radio-Synchrotron-Emission verursacht, auch die Staubkörner aus. Im westlichen Quadranten der Galaxie scheinen die aus Radio- und optischen Daten abgeleiteten Feldlinien um bis zu 60 &


Interstellare Staubkornausrichtung

Es ist bekannt, dass interstellare Polarisation bei optischen bis Infrarotwellenlängen von asymmetrischen Staubkörnern herrührt, die mit dem Magnetfeld ausgerichtet sind. Dieser Effekt liefert eine potenziell leistungsstarke Sonde für die Magnetfeldstruktur und -stärke, wenn die Details der Kornausrichtung zuverlässig verstanden werden können. Theorie und Beobachtungen haben sich in letzter Zeit auf eine quantitative, prädiktive Beschreibung der interstellaren Kornausrichtung basierend auf Strahlungsprozessen konzentriert. Die Entwicklung eines allgemeinen analytischen Modells für diese Theorie des Strahlungsausrichtungsdrehmoments (RAT) hat spezifische, überprüfbare Vorhersagen für realistische interstellare Bedingungen ermöglicht. Wir skizzieren die theoretischen und beobachtenden Argumente für die RAT-Ausrichtung sowie die Gründe, warum der „klassische“ paramagnetische Ausrichtungsmechanismus wahrscheinlich nicht funktioniert, außer möglicherweise für die kleinsten Körner. Mit einer weiteren detaillierten Charakterisierung des RAT-Mechanismus versprechen Kornausrichtung und Polarimetrie, nicht nur das interstellare Magnetfeld besser einzuschränken, sondern auch neue Informationen über die Staubeigenschaften zu liefern.


Susan Clark: KIPACs neuestes Fakultätsmitglied erforscht die Mysterien des Magnetismus in Galaxien

Treten Sie in einer klaren Nacht nach Einbruch der Dunkelheit nach draußen und schauen Sie nach oben. Identifizieren Sie die Mondphase, bestaunen Sie den Blitz eines Meteors, verfolgen Sie bekannte Konstellationen und fragen Sie sich, was es sonst noch geben könnte.

Dies ist, kurz gesagt, das Leben eines Wissenschaftlers in einem Beobachtungsbereich wie der Astronomie. Astronomen und Wissenschaftler aus verwandten Gebieten der Astrophysik und Kosmologie sind bei ihrer Forschung mit gewissen Einschränkungen konfrontiert: Statt praktische Experimente durchzuführen, um ihre Hypothesen zu überprüfen, stellen sie Fragen und suchen nach Antworten im Licht, das von den Sternen kommt. Noch schwieriger wird es, wenn das, was untersucht wird, nicht direkt gesehen werden kann, zum Beispiel Magnetfelder, die bestenfalls zweimal aus der direkten Beobachtung entfernt sind.

Susan Clark in glücklicheren Zeiten am Arecibo Radio Observatory in Puerto Rico. (Foto mit freundlicher Genehmigung von S. Clark.)

Susan Clark, die am 1. September 2021 offiziell ihre Berufung als neuestes Fakultätsmitglied von KIPAC antreten wird, kennt sich mit solchen Herausforderungen bestens aus. Während die Hauptrichtung ihrer Forschung darin besteht, ein breites Verständnis des astrophysikalischen Magnetismus zu erlangen – einschließlich planetarischer und stellarer Felder, der immens starken Felder von Pulsaren und aktiven galaktischen Kernen und der riesigen Felder in Galaxienhaufen – ist eines ihrer bevorzugten Forschungsgebiete die Kartierung die riesigen magnetischen Kraftlinien, die sich durch unsere eigene Galaxie ziehen.

„Die Milchstraße hat ein Magnetfeld, und wir verstehen so vieles nicht“, sagt sie. "Es ist schwer zu beobachten und schwer zu simulieren."

Dazu müssen sie und andere, die kosmische Magnetfelder erforschen, verstehen, wie die Felder geladene Partikel aus diffusem Staub und Gas beeinflussen, aus denen das interstellare Medium (ISM) besteht, und wie diese Partikel das Licht, das wir sehen, prägen. ob dieses Licht von den Partikeln emittiert wird, sie durchdringt oder von ihnen abprallt.

Viele der grundlegenden Wechselwirkungen wurden ausgefüllt. Wissenschaftler haben entdeckt, dass sich die winzigen Staubkörner des ISM wie Eisenspäne an einem Stabmagneten an den galaktischen Magnetfeldern ausrichten, obwohl sie senkrecht zu den Feldlinien statt parallel verlaufen (dieser Mechanismus wird als "strahlender Drehmomentabgleich" bezeichnet, siehe zB hier für Details). Sternenlicht wiederum durchdringt diesen Staub, der nur die komplementär polarisierte Strahlung absorbiert. Was im restlichen Licht fehlt, das von Detektoren auf der Erde eingefangen wird, verrät die Ausrichtung der Staubkörner und damit die Ausrichtung des Magnetfelds. Darüber hinaus emittieren die erhitzten Staubkörner eine ebenfalls polarisierte Infrarotstrahlung, die zusätzliche Informationen über das Magnetfeld liefert.

Abbildung 1: Die ersten Beobachtungen, die die Korrelation zwischen der Orientierung neutraler Wasserstofffilamente (blaue Textur) und der Orientierung des Magnetfelds, gemessen aus der polarisierten Staubemission (orange Textur), zeigen. Die kleinen weißen Segmente zeigen die lokale Orientierung der Filamente bzw. der Magnetfeldlinien an, die längeren weißen Bögen sind Koordinatensystemlinien. (Quelle: Clark et al., 2015.)

Diese und andere Sonden des kosmischen Magnetismus, wie die Synchrotronstrahlung, die von geladenen Teilchen bei ihrer Beschleunigung in einem Magnetfeld emittiert wird, haben Nachteile: Jede Technik untersucht nur einen bestimmten Teil des Magnetfelds und kombiniert sie alle, um ein vollständigeres Bild zu erhalten ist sehr schwer.

Während Clarks Amtszeit als Hubble Fellow am Institute for Advanced Study in Princeton, New Jersey, haben sie und ihre Kollegen jedoch einen neuen Weg gefunden, diese magnetischen Karten zu füllen – neutralen Wasserstoff.

Abbildung 2: Eine dreidimensionale Ansicht des magnetischen interstellaren Mediums. Oben und unten stehen Q und U, zwei Parameter, die die lineare Polarisation von Licht beschreiben. Jedes Feld stellt einen kleinen Ausschnitt der Himmelskugel dar, und die dritte Dimension ist die Geschwindigkeit, gemessen über die Doppler-verschobene Emission der neutralen Wasserstofflinie. Die Felder ganz rechts zeigen die 2D-Ansicht, die sich aus der Summierung dieser Emission entlang der Sichtlinie ergibt. Nur diese 2D-Ansicht ist für Messungen der polarisierten Staubemission verfügbar, einem traditionellen Tracer interstellarer Magnetfelder. Der Artikel, in dem diese Figur erscheint, untersucht einen neuen Weg, das magnetische interstellare Medium in 3D zu untersuchen. (Bildnachweis: Clark & ​​Hensley, 2019.)

Wasserstoff ist das am häufigsten vorkommende Element im Universum, und verschiedene Formen davon machen immer noch den Großteil des ISM aus. Clark und ihre Kollegen nutzten riesige Radioteleskope wie Arecibo in Puerto Rico, um die Struktur von Wolken aus neutralem Wasserstoff zu untersuchen.

„Wenn Sie den Himmel mit ausreichend hoher Auflösung kartieren, sehen Sie all diese komplexe räumliche Struktur – Muster im Gas – dünne, lange Stränge aus neutralem Wasserstoff, die sehr gut auf das Magnetfeld ausgerichtet sind“, sagte sie, obwohl genau warum dies auftritt, wird noch untersucht.

Neben der Verwendung von neutralem Wasserstoff zur Erweiterung der Magnetfeldkarten entdeckte Clark auch eine Möglichkeit, den Karten eine dreidimensionale Struktur zu verleihen – eine viel schwierigere Angelegenheit, da der Nachthimmel von unserem Aussichtspunkt auf der Erde aus gesehen von Natur aus ist ein zweidimensionales Phänomen. Durch die Bestimmung der relativen Positionen der Ranken basierend auf den Dopplerverschiebungen ihrer Emissionen konnte Clark jedoch verschiedene Feldlinien in unterschiedlichen Abständen identifizieren und bestimmen, wie verwickelt sie sein könnten und wie die Ansammlung dieser Unterschiede die durch sie hindurchtretenden Staubemissionen depolarisieren könnte.

Ein Bild der Emissionen von neutralem Wasserstoff in unserer Galaxie. Die roten, grünen und blauen Komponenten des Bildes zeigen neutrale Wasserstoffemission bei verschiedenen Doppler-verschobenen Frequenzen. Eine feine Fadenstruktur ist optisch erkennbar. (Bildnachweis: Clark, Peek & Miville-Deschênes, 2019.)

Dieses Wissen hat bereits unmittelbare Auswirkungen auf einen wichtigen Bereich der KIPAC-Forschung: die Polarisation des kosmischen Mikrowellenhintergrunds (CMB). KIPAC-Forscher wie Chao-lin Kuo mit dem BICEP-Experiment messen seit Jahren die CMB-Polarisation, um den Abdruck der ursprünglichen Gravitationswellen zu identifizieren, aber die Bemühungen wurden durch galaktische „Vordergründe“ behindert – ähnliche Signale aus dem Staub in unserem eigenen our Galaxis. Je besser Clark versteht, wie sich die Magnetfelder der Milchstraße auf Staubwolken auswirken, desto einfacher ist es, ihre Beiträge zu entfernen und das Signal der CMB zurückzulassen. (Tracing CMB Polarization Um nach axionischer Dunkler Materie in der Milchstraße zu suchen, wurde auch in diesem KIPAC-Blogpost vom August 2020 behandelt.)

Clark erkennt, dass ihr Bestreben, die Geheimnisse der Magnetfelder der Milchstraße zu lüften, ehrgeizig ist – aber für sie ist das ein Feature, kein Fehler.

"Ich habe definitiv früh erkannt, dass dies ein notorisch schwieriges Problem ist", sagt sie. "Das hat mein Interesse geweckt."

Und das erklärt auch, warum die Arbeit bei Stanford ein Gewinn ist.

„Stanford ist der perfekte Ort, um ambitionierte Projekte in Angriff zu nehmen“, sagt Clark. „Ich freue mich sehr, Teil eines so dynamischen und anregenden Forschungsumfelds zu sein.

Ein weiterer Anziehungspunkt ist die Lehre und das Engagement von KIPAC für die Öffentlichkeitsarbeit. „Ich liebe es, alles zu lehren, was mit Strahlungsprozessen oder Fluiddynamik zu tun hat, das ISM, Einführung in die Astrophysik – das ist oft ein echter Haken für Leute, um sich für Wissenschaft zu begeistern, wenn sie es nicht schon waren“, sagt sie.

Clark hat durch die Princeton Prison Teaching Initiative bereits einigen benachteiligten Schülern geholfen, sich für Naturwissenschaften zu begeistern. Clark unterrichtete 2018 und 2019 in drei verschiedenen Justizvollzugsanstalten und erhielt 2019 den Unsung Hero Award für ihre Bemühungen.

"Es ist ein unglaubliches Programm und eine der lohnendsten Klassenzimmerumgebungen, in denen ich je gewesen bin", sagt sie. "Ich bin sehr glücklich, dass ich diese Lehrerfahrung gemacht habe." Es gab ihr die Möglichkeit, ihre Lehrphilosophie in die Praxis umzusetzen.

"Man möchte alle erreichen, auch die Leute, die sich selbst für Mathescheu halten", sagt sie. "In unserer US-Kultur haben wir Aussagen wie 'Oh, ich bin einfach kein Mathe-Mensch' normalisiert. Ich denke, dass eine Änderung dieser Denkweise dazu beitragen wird, MINT-Fächer inklusiver zu machen.

"Du musst kein Mathematiker sein, du musst kein Naturwissenschaftler sein – du wirst einer."


Beobachtung interstellarer und intergalaktischer Magnetfelder

Beobachtungsergebnisse von interstellaren und intergalaktischen Magnetfeldern werden überprüft, einschließlich der Felder in Supernova-Überresten und -Schleifen, interstellaren Filamenten und Wolken, H ii-Regionen und -Blasen, der Milchstraße und nahe gelegenen Galaxien, Galaxienhaufen und dem kosmischen Netz. Zur Untersuchung dieser Felder werden verschiedene Ansätze verwendet. Die Orientierungen von Magnetfeldern in interstellaren Filamenten und Molekülwolken werden durch polarisierte thermische Staubemission und Sternenlichtpolarisation verfolgt. Die Feldstärken und Richtungen entlang der Sichtlinie in dichten Wolken und Kernen werden durch Zeeman-Aufspaltung von Emissions- oder Absorptionslinien gemessen. Die großräumigen Magnetfelder in der Milchstraße wurden am besten durch Faraday-Rotationsmessungen einer großen Anzahl von Pulsaren und extragalaktischen Radioquellen untersucht. Die kohärenten galaktischen Magnetfelder folgen den Spiralarmen und weisen ihre Richtungsumkehrungen in Armen und Zwischenarmbereichen in der Scheibe auf. Die azimutalen Felder im Halo kehren ihre Richtungen unterhalb und oberhalb der galaktischen Ebene um. Die Orientierungen organisierter Magnetfelder in nahegelegenen Galaxien wurden durch polarisierte Synchrotronemission beobachtet. Magnetfelder im Intracluster-Medium wurden durch diffuse Radiohalos, polarisierte Radiorelikte und Faraday-Rotationen eingebetteter Radiogalaxien und Hintergrundquellen angezeigt. Ein spärlicher Beweis für sehr schwache Magnetfelder im kosmischen Netz ist die Entdeckung der schwachen Funkbrücke zwischen dem Coma-Cluster und A1367. Zukünftige Beobachtungen sollten auf die 3D-Tomographie der großräumigen kohärenten Magnetfelder in unserer Galaxie und nahe gelegenen Galaxien, eine bessere Beschreibung der Feldeigenschaften innerhalb des Clusters und sichere Nachweise intergalaktischer Magnetfelder im kosmischen Netz abzielen.


Neue und zukünftige Radioteleskope

Heutige Beobachtungen der Radiopolarisation sind durch Empfindlichkeit und Winkelauflösung begrenzt. Die beste verfügbare räumliche Auflösung beträgt 100-300 pc (ein Parsec (pc) entspricht 3,26 Lichtjahren) in den nächsten Spiralgalaxien und 10 pc in der nächsten Galaxie, der Großen Magellanschen Wolke. Das Jansky Very Large Array (VLA, https://public.nrao.edu/telescopes/vla) und das Square Kilometre Array (SKA, http://www.skatelescope.org), Bauphase 1 geplant für 2021-2025 an zwei Standorten (Südafrika und Westaustralien) eine deutlich verbesserte Empfindlichkeit bei Zentimeter- und Dezimeterwellenlängen aufweisen (Carilli & Rawlings 2004, Beck 2010). Das SKA wird es ermöglichen, Magnetfeldstrukturen in Galaxien mit einer Auflösung von mehr als zehnmal besser als heute zu untersuchen (Beck et al. 2015). Das SKA wird Tausende neuer Pulsare in der Milchstraße entdecken, die die Zahl der Faraday-Rotationsmessungen enorm erhöhen und damit eine detaillierte Karte der Magnetfeldstruktur liefern.

Bei langen Wellenlängen von wenigen Metern hat 2012 ein Radioteleskop der neuen Generation, das Low Frequency Array (LOFAR), seinen Vollbetrieb aufgenommen. 38 der 52 Stationen sind in den Niederlanden in Betrieb (http://www.lofar.org ), sechs in Deutschland (http://www.lofar.de), drei in Polen (http://www.oa.uj.edu.pl/lofar) und je einer in Großbritannien (http://www .lofar-uk.org), in Frankreich (http://www.obs-nancay.fr/index.php/en/instruments/lofar), in Schweden (http://lofar-se.org), in Irland (https://lofar.ie) und in Lettland. Neben vielen anderen Beobachtungsmöglichkeiten ist LOFAR in der Lage, die Radio-Synchrotron-Emission von niederenergetischer kosmischer Strahlung in schwachen Magnetfeldern aufzuspüren. Dadurch können wir die äußersten Regionen von Galaxien beobachten, die nur über Radiowellen zugänglich sind. Die erste im Detail beobachtete Galaxie ist M 51 (Mulcahy et al. 2014).


Die schwächsten Zwerggalaxien

Joshua D. Simon
vol. 57, 2019

Abstrakt

Die niedrigste Leuchtkraft (L) Milchstraßen-Satellitengalaxien stellen die äußerste untere Grenze der Galaxienleuchtkraftfunktion dar. Diese ultradünnen Zwerge sind die ältesten, am stärksten von dunkler Materie dominierten, metallarmen und chemisch am wenigsten entwickelten Sternsysteme . Weiterlesen

Ergänzende Materialien

Abbildung 1: Zählung von Milchstraßen-Satellitengalaxien als Funktion der Zeit. Die hier gezeigten Objekte umfassen alle spektroskopisch bestätigten Zwerggalaxien sowie solche, die nach l als Zwerge vermutet werden.

Abbildung 2: Verteilung von Milchstraßensatelliten in absoluter Helligkeit () und Halblichtradius. Bestätigte Zwerggalaxien werden als dunkelblau gefüllte Kreise angezeigt, und Objekte, von denen vermutet wird, dass sie Zwerggalaxien sind.

Abbildung 3: Geschwindigkeitsdispersionen in der Sichtlinie ultraschwacher Milchstraßensatelliten als Funktion der absoluten Helligkeit. Messungen und Unsicherheiten werden als blaue Punkte mit Fehlerbalken angezeigt und 90 % c.

Abbildung 4: (a) Dynamische Massen ultraschwacher Milchstraßensatelliten als Funktion der Leuchtkraft. (b) Masse-zu-Licht-Verhältnisse innerhalb des Halblichtradius für ultraschwache Milchstraßensatelliten als Funktion.

Abbildung 5: Mittlere stellare Metallizitäten von Milchstraßen-Satelliten als Funktion der absoluten Helligkeit. Bestätigte Zwerggalaxien werden als dunkelblau gefüllte Kreise und als Zwergobjekte vermutete Objekte angezeigt.

Abbildung 6: Metallizitätsverteilungsfunktion von Sternen in ultraschwachen Zwergen. Referenzen für die hier gezeigten Metallizitäten sind in der ergänzenden Tabelle 1 aufgeführt. Wir stellen fest, dass diese Daten ziemlich heterogen sind.

Abbildung 7:Chemische Häufigkeitsmuster von Sternen in UFDs. Hier sind (a) [C/Fe]-, (b) [Mg/Fe]- und (c) [Ba/Fe]-Verhältnisse als Funktionen der Metallizität dargestellt. UFD-Sterne werden als farbiger Diamo dargestellt.

Abbildung 8: Erkennbarkeit schwacher Sternsysteme als Funktionen von Entfernung, absoluter Helligkeit und Vermessungstiefe. Die rote Kurve zeigt die Helligkeit des 20. hellsten Sterns in einem Objekt als Funkti.

Abbildung 9: (a) Farb-Helligkeits-Diagramm von Segue 1 (Photometrie von Muñoz et al. 2018). Die schattierten blauen und rosa Helligkeitsbereiche geben die ungefähre Tiefe an, die mit dem vorhandenen Medium erreicht werden kann.


Verweise

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So sieht das Sonnensystem wirklich aus

Auf den ersten Blick sieht es aus wie aus einer Alien-Autopsie. Ein seltsames Organ, das aus dem Brustkorb eines Xenomorphs herausgeschnitten wurde, unter dem flackernden Licht eines Operationssaals in einer streng geheimen Regierungseinrichtung, mit venösen Ranken, die zu Boden baumeln und zähflüssiger Schleim tropft. (X-Com jemand?)

Aber nein, es ist nur unser Sonnensystem.

Diese seltsam faszinierende Form ist eigentlich eine grafische Darstellung unseres Sonnensystems oder besser gesagt der magnetischen Blase, die unser Sonnensystem umgibt. Es ist eine Darstellung der Heliosphäre, einer massiven Blase, die durch den ständigen Ausfluss der Sonne in den Weltraum gehauen wurde.

Sie nennen es das “deflationierte Croissant”-Modell.

Das Problem bei der genauen Messung der Heliosphäre besteht darin, dass wir uns darin befinden. Sein Rand ist über 16 Milliarden km (10 Milliarden Meilen) entfernt. Es ist nur den beiden Voyager-Raumsonden zu verdanken, dass wir überhaupt Daten von außerhalb der Heliosphäre haben. Voyager 1 verließ die Helisphäre und trat im August 2012 in den interstellaren Raum ein, und Voyager 2 tat dasselbe im November 2019.

Logarithmische Skala des Sonnensystems, der Heliosphäre und des interstellaren Mediums. Bildnachweis: NASA-JPL

Es gibt Missionen, die sich der Erforschung der Heliosphäre widmen, wie IBEX der NASA oder der Interstellar Boundary Explorer. Es gibt komplexe Wechselwirkungen, wo die Heliosphäre auf den interstellaren Raum trifft, eine Region, die Heliopause genannt wird. IBEX untersucht sogenannte energetische neutrale Atome. Sie entstehen, wenn kosmische Strahlung von außerhalb unseres Sonnensystems auf geladene Teilchen aus unserem Sonnensystem trifft. Da diese energetischen neutralen Atome durch Wechselwirkungen mit dem interstellaren Medium (ISM) entstehen, dienen sie als eine Art Stellvertreter für die Messung des Randes der Heliosphäre.

Aber die Daten aus diesen Interaktionen sind komplex. Es muss in Computermodelle eingespeist werden, um vernünftige Vorhersagen über die Art und Form der Heliosphäre zu treffen. Die NASA und die NSF haben einen Versuch finanziert, dies zu verstehen, das SHIELD Drive Science Center der Boston University.

Eine Anfang dieses Jahres veröffentlichte Studie präsentiert einige der neuen Ergebnisse zur Heliosphäre. Der Titel lautet “A kleine und runde Heliosphäre, die durch magnetohydrodynamische Modellierung von Pickup-Ionen vorgeschlagen wird.” Der Hauptautor ist Merav Opher, Professor für Astronomie an der Boston University. Die Studie ist in der Zeitschrift Nature Astronomy erschienen.

Wissenschaftler dachten früher, dass die Heliosphäre wie ein Komet geformt ist. Während sich unser Sonnensystem durch den Weltraum bewegt, trifft der Ausfluss von der Sonne auf das ISM und erzeugt einen Bugstoß oder eine Bugwelle an der Vorderkante und einen Helioschwanz an der Hinterkante, der an einen Kometenschweif erinnert.

“Die Form der Heliosphäre wurde in den letzten sechs Jahrzehnten erforscht,” die Autoren in ihrer Arbeit. “Es bestand seit den Pionierarbeiten von Baranov und Malama Einigkeit, dass die Form der Heliosphäre kometenartig ist.”

Das Vorgängermodell der Heliosphäre. Bildnachweis: NASA/Feimer)

Aber diese neue Forschung zeigt uns eine andere Heliosphäre. Die Autoren weisen darauf hin, dass neuere Beweise zeigen, dass die Heliosphäre zwei Jet-ähnliche Strukturen enthält.

Neben Daten von IBEX verwendeten die Forscher in ihrer neuen Studie Daten von Cassini und New Horizons. Sie sind beide planetare Missionen, aber sie haben immer noch Daten über das Sonnensystem beigetragen. In Cassinis Fall maß es Partikel, die durch Wechselwirkungen mit dem ISM in Richtung des inneren Sonnensystems zurückprallen. “Cassini’s observations of energetic neutral atoms further suggest that the heliosphere has no tail,” they explain.

New Horizons measure what are called pick-up ions (PUIs). PUIs are a critical part of this study. They’re created as the Sun moves through the partly ionized medium. They exchange charges with the solar wind, and that creates a population of hot pick-up ions (PUIs), which are a different temperature than the solar wind ions.

When Voyager 2 crossed the boundary into interstellar space, it showed that the pressure at the heliosheath is dominated by these PUIs. But at that time, how the PUIs shaped the heliosphere was not investigated. That’s what this study has done, and that’s how we got this strange new image of our heliosphere.

The key to this study is how they modelled hot pick-up ions separately from thermal ions. The top row of panels shows the shape of heliosphere when they’re modelled separately, the bottom row of panels shows when they’re not modelled separately. Image Credit: Opher et al, 2020.

In the paper the authors explain that “The new model reproduces both the properties of the PUIs, based on the New Horizons observations, and the solar wind ions, based on the Voyager 2 spacecraft observations as well as the solar-like magnetic field data outside the heliosphere at Voyager 1 and Voyager 2.”

The PUIs are much hotter than other particles in the solar wind, and that difference is a key to this work.

“There are two fluids mixed together. You have one component that is very cold and one component that is much hotter, the pick-up ions,” said lead author Opher in a press release. “If you have some cold fluid and hot fluid, and you put them in space, they won’t mix — they will evolve mostly separately. What we did was separate these two components of the solar wind and model the resulting 3D shape of the heliosphere.”

An updated model (left) suggests the shape of the Sun’s bubble of influence, the heliosphere, may be a deflated croissant shape, rather than the long-tailed comet shape suggested by other research (right). The white lines represent the solar magnetic field, while the red lines represent the interstellar magnetic field. Image Credits Opher, et al

Instead of a nice, tidy sort of shape, we get this. Rather than a stretched out, spherical shape with a tail, we have a sort of deflated croissant shape. A bulbous, organic looking shape that looks like some kind of organ.

“Weil die Pick-up-Ionen die Thermodynamik dominieren, ist alles sehr kugelförmig. But because they leave the system very quickly beyond the termination shock, the whole heliosphere deflates,” said Opher.

While this new image of the heliosphere is interesting purely in graphic terms, it’s also important scientifically. That’s because of the important role the heliosphere plays.

Two panels from a figure in the study. The one on the left shows the density of the solar wind. The one on the right shows the density of the solar wind and the PIU combined. Blue is highest density, red is lowest. Image Credit: Opher et al, 2020.

Outside the heliosphere, cosmic rays are created by energetic events in other Solar Systems. Cosmic rays are high-energy protons and atomic nuclei that move through space at relativistic speeds. Things like supernovae create them, and they travel outward in all directions.

Cosmic rays are dangerous, and the heliosphere is our shield against them. The heliosphere absorbs about 75% of the cosmic rays heading our way, but the ones that get through can be very disruptive. On Earth, we’re mostly protected from cosmic rays by our magnetosphere and our atmosphere. But for satellites, spacecraft, and astronauts, the danger is real.

Not only do cosmic rays damage electronics, but exposure to them increases cancer risk for astronauts. And they’re such high energy particles that it’s difficult to shield astronauts from them. Cosmic rays are one of the main hazards to long-duration space flights, due to the increased cancer risk.

Artistic impression of a star going supernova. Supernovae create cosmic rays, most of which are absorbed by the heliosphere, keeping us safe. Credit: NASA/Swift/Skyworks Digital/Dana Berry

There’s also some evidence that increases in cosmic rays as the Solar System moves relative to the galactic plane have led to extinctions in the past. Some researchers also believe that supernovae explosions in the past exposed the Earth to much higher levels of cosmic rays, perhaps triggering the extinction of marine megafauna in the Pliocene. But a lot of that research is controversial.

A better understanding of our own heliosphere might help us understand exoplanet habitability, too. Cosmic ray radiation can render planets uninhabitable, even ones we find in the “Goldilocks Zone” around distant stars. As we gain a better understanding of the shape and function of our own heliosphere, we can apply that knowledge to other solar systems, giving us a more sophisticated way to look at habitability and life.

As it stands now, we don’t know enough about our own heliosphere, including its shape, to characterize other heliospheres that accurately.

But an upcoming NASA mission should help. It’s called IMAP, or Interstellar Mapping and Acceleration Probe. IMAP is scheduled for launch in 2024, and it’ll map the particles streaming back towards Earth from the heliosphere’s boundaries.

An artist’s illustration of NASA’s IMAP spacecraft. It’ll study the particles coming back toward Earth from the boundary of the heliosphere. Image Credit: NASA

The DRIVE Science Center will play a role in IMAP’s mission. Opher and his colleagues at DRIVE are creating a testable model of the heliosphere in time for IMAP’s deployment in 2024. Their model will contain more detailed predictions of the heliosphere’s shape and other properties. Scientists can then use IMAP’s observations to test them.

“Future remote-sensing and in-situ measurements will be able to test the reality of a rounder heliosphere,” the authors write in the conclusion to their paper. “… future missions such as the Interstellar Mapping and Acceleration Probe will return ENA (Energetic Neutral Atoms, what PUIs become after charge exchange) maps at higher energies than present missions and so will be able to explore ENAs coming from deep into the heliospheric tail. Thus, further exploration of the global structure of the heliosphere will be forthcoming and will put our model to the test.”


Growing up in darkness

So instead of settling for a cosmological explanation, astrophysicists tend to prefer a &mdash wait for it &mdash astrophysical explanation. In this scenario, there's no weird hocus-pocus flooding the baby universe with magnetic energy. Instead, magnetic fields start small and grow up along with everybody else.

The first step is magnetizing an unmagnetized pocket of universe. This is surprisingly easy. If you have, say, a plasma that gets hit by a shock wave, the electrons can get separated from the ions, generating a current and thereby a magnetic field.

Groß! Too bad that "seed" field is incredibly weak &mdash at least a trillion times weaker than what we observe.

So what turns weak magnetic fields into strong ones? Dynamos! The phenomenon, which generates strong magnetic fields, occurs all over the place &mdash in Earth's core, surrounding supermassive black holes. The fast, complicated rotation of a disk of plasma can whip magnetic fields up into a frenzy, converting gravitational or rotational energy into pure magnetism.

Groß! Too bad those dynamos are very small. They don't even typically operate across an entire galaxy. So we can easily get strong magnetic fields to form in the universe, but how do they get blown out of their host galaxies and stretched to fill such large spaces?

The answer might lie in the dynamos themselves, particularly the ones around supermassive black holes. These monstrous engines power active galactic nuclei. We see the intense radiation jetting away from these objects, and we know those jets are highly magnetized. Is it enough to completely fill up the enormous volume of galaxy clusters?

Honestly, we don't know, and we don't even know if this "bottom up" approach to magnetizing the cosmos is on the right track. It will take more data &mdash especially from observations of the larger universe outside the clusters in structures called filaments, walls and voids &mdash to get a clearer picture. But no matter how they got there, these gigantic magnetic fields are here to stay.


Schau das Video: Kosmischer Staub und Supernovae: Franziska Schmidt bei Faszination Astronomie Online (September 2022).


Bemerkungen:

  1. Cruz

    Stimme zu, genau das hübsche Ding

  2. Pinabel

    Ich gratuliere, welche Worte ..., eine ausgezeichnete Idee

  3. Bowen

    Die Frau meiner Freundin ist keine Frau für mich ... aber wenn sie hübsch ist. ... ... er ist nicht mein Freund

  4. Kentrell

    My opinion is expanded from A to Z

  5. Mu'adh

    Bravo, ein Satz ... eine andere Idee

  6. Oakes

    Huy, Leute, lest den Artikel. Um nicht zu sagen, dass es hervorragend gerade ist, aber auch nicht fiehnya. +2.



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