Forschungsbericht 2012 - Max-Planck-Institut für Astronomie
Verankerung galaktischer magnetischer Felder in großen Molekülwolken: Ein Blick aus der Vogelperspektive
Autoren
Li, Hua-Bai; Henning, Thomas
Abteilungen
Planeten- und Sternentstehung, Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg
Zusammenfassung
Astronomen des Max-Planck-Instituts für Astronomie haben zum ersten Mal die Ausrichtung der magnetischen Felder in riesigen Wolken aus Gas und Staub in einer fernen Galaxie gemessen. Die Ergebnisse deuten darauf hin, dass solche Magnetfelder eine entscheidende Rolle bei der Lenkung von Materie spielen, um dichte Wolken zu bilden, und damit die Bühne für die Geburt neuer Sterne.
Die Beziehung zwischen den galaxienerfüllenden magnetischen Feldern (B-Feld) und lokalen Molekülwolken ist nicht gut verstanden. Einige Modelle der Wolkenbildung lassen vermuten, dass das großskalige galaktische Magnetfeld auf den kleinen Skalen der einzelnen Wolken weitgehend irrelevant ist, weil Turbulenz und Rotation in den Wolken die Orientierung des Feldes in zufälliger Weise verwirbeln (Abb. 1, [1]). Andere Modelle weisen darauf hin, dass die galaktischen B-Felder stark genug sein könnten, um ihre Richtung den Wolken aufzuprägen [2].
Abb. 1: Diese Grafik und Abbildung 2 zeigen zwei konkurrierende Szenarien der Wolkenbildung. Hier: Ein Ausschnitt von einer globalen Galaxiensimulation. Die durchgezogen Vektoren zeigen die momentane Gasgeschwindigkeit im mitrotierenden Potenzial der Spiralgalxie. Die gestrichelten Vektoren verdeutlichen die Anfangsgeschwindigkeiten (reine Kreisbewegung). Die durchgezogenen Linien zeigen die Ausrichtungen des B-Feldes. Die Graustufen stehen für die relative Flächendichte. Die B-Felder des Spiralarms sind in den Molekülwolkenkomplexen (dunkle längliche Regionen) nur geringfügig verdreht und im Gegenzug ist die Zugspannung des Feldes stark genug, um die Drehung der Wolke zu behindern.
Abb. 1: Diese Grafik und Abbildung 2 zeigen zwei konkurrierende Szenarien der Wolkenbildung. Hier: Ein Ausschnitt von einer globalen Galaxiensimulation. Die durchgezogen Vektoren zeigen die momentane Gasgeschwindigkeit im mitrotierenden Potenzial der Spiralgalxie. Die gestrichelten Vektoren verdeutlichen die Anfangsgeschwindigkeiten (reine Kreisbewegung). Die durchgezogenen Linien zeigen die Ausrichtungen des B-Feldes. Die Graustufen stehen für die relative Flächendichte. Die B-Felder des Spiralarms sind in den Molekülwolkenkomplexen (dunkle längliche Regionen) nur geringfügig verdreht und im Gegenzug ist die Zugspannung des Feldes stark genug, um die Drehung der Wolke zu behindern.
Eine Folgerung für die Sternentstehung ist, dass das ausgerichtete B-Feld in den Wolken in letzterem Szenario die Fragmentierung der Wolken regulieren sowie Sternbildungsrate und deren Effizienz beeinflussen kann. Wie bei der Erde deren B-Feld den Sonnenwind in Richtung der polaren Regionen lenkt und dort Polarlichter verursacht, können starke B-Felder in den Wolken die gravitative Kontraktion des Gases lenken und Molekülwolken formen. Die von der Galaxie „geerbten“ Magnetfelder der Wolken kanalisieren die Bewegung des Gases innerhalb der Wolken möglicherweise weiter und sorgen für die Aufrechterhaltung der Richtung des galaktischen B-Feldes.
Eine Messung der Feldrichtung in einzelnen Wolken und der Vergleich mit derjeningen in den Spiralarmen sollte ergeben, welches Modell richtig ist. Dies ist in unserem Milchstraßensystem jedoch schwierig durchzuführen, weil sich die Arme wegen des Blicks auf die Kante der galaktischen Scheibe nicht beobachten lassen, da wir mit der Erde selbst Teil dieser Scheibe sind.
Abb. 2: Eine ähnliche Simulation wie in Abbildung 1, hier aber hat die gut entwickelte Wolkenrotation Gezeitenarme von der großen Molekülwolke (GMC) ausgehend produziert, wobei die B-Feld-Vektoren der Rotation folgen und ihr „Gedächtnis“ der galaktischen Feldrichtung verloren haben.
Abb. 2: Eine ähnliche Simulation wie in Abbildung 1, hier aber hat die gut entwickelte Wolkenrotation Gezeitenarme von der großen Molekülwolke (GMC) ausgehend produziert, wobei die B-Feld-Vektoren der Rotation folgen und ihr „Gedächtnis“ der galaktischen Feldrichtung verloren haben.
Die Leistungsfähigkeit der Instrumente nach dem heutigen Stand der Technik ist nicht ausreichend, um die B-Felder von Wolken in einer Galaxie in Kantenstellung mit den konventionellen B-Feld-Tracern zu untersuchen. Wir berichten hier deshalb über eine neue Strategie, um den Strukturen extragalaktischer B-Felder in solchen Gas- und Staubwolken auf die Spur zu kommen. Wir bestimmen die B-Feld-Richtungen mithilfe der Polarisation der CO-Emissionslinien, die in der Projektion auf die Himmelsebene entweder senkrecht oder parallel zur lokalen B-Feld-Richtung liegen sollten (Goldreich-Kylafis-Effekt, für weitere Details siehe [3]).
Obwohl es andere B-Feld-Tracer gibt, die nicht diese 90°-Mehrdeutigkeit aufweisen, ist CO viel häufiger und ermöglicht daher die Beobachtung extragalaktischer Gas- und Staubwolken mit den gegenwärtig existierenden Radioteleskopen. Unser Argument für die Verwendung des Goldreich-Kylafis-Effekt ist, dass die 90°-Mehrdeutigkeit dennoch statistisch nützlich sein kann.
Abb. 3: Die Positionen der sechs massereichsten GMCs (giant molecular clouds) sind mit einem „+“ markiert. Den Hintergrund bildet ein optisches Bild von M33 von Thomas V. Davis. Die optischen Spiralarme in M33 skizzieren die roten Linien nach Sandage et al. [4] sowie Rogstad et al.[5].
Abb. 3: Die Positionen der sechs massereichsten GMCs (giant molecular clouds) sind mit einem „+“ markiert. Den Hintergrund bildet ein optisches Bild von M33 von Thomas V. Davis. Die optischen Spiralarme in M33 skizzieren die roten Linien nach Sandage et al. [4] sowie Rogstad et al.[5].
Eine intrinsisch zufällige Feldverteilung, die auftritt, wenn die Turbulenz super-alfvenisch ist (d. h. die in der Turbulenz steckende Energie dominiert die Energie des B-Feldes), bleibt auch mit dieser Mehrdeutigkeit immer noch zufällig. Auf der anderen Seite bleibt eine intrinsisch gaußartige Feldverteilung mit einzelnem Maximum, die bei sub-alfvenisch Turbulenz auftritt, entweder bei einem einzelnen Maximum oder sie spaltet sich in zwei etwa 90° zueinander liegende Maxima auf.
M33 ist die nächste Face-On-Galaxie (d. h. mit Blickrichtung auf die Scheibe von oben) mit ausgeprägten optischen Spiralarmen. Wir beobachteten sie mit dem Submillimeter-Array auf dem Mauna Kea (SMA), das in der Entfernung von M33 (900 kpc) eine lineare räumliche Auflösung von rund 15 Parsec bei 230 GHz (der Frequenz des CO-Übergangs J=2-1) bietet. (Der Goldreich-Kylafis-Effekt wurde mit dem SMA zuvor an einer galaktischen Wolke entdeckt [6].
Anhand ihrer starken CO-Emission wählten wir die sechs massereichsten Molekülwolken (giant molecular cloud, GMC) (Abb. 3) aus der Bima-M33-Durchmusterung aus. Die Verteilung der Abweichungen zwischen der CO-Polarisationsrichtung und der Feldrichtung des lokalen Spiralarms zeigt deutlich einen Trend hin zu einem Doppelpeak (Abb. 4).
Abb 4: Die Grafik zeigt die Verteilung der Abweichung zwischen der CO-Polarisationsrichtung und der Feldrichtung des lokalen Spiralarms. Beiträge aus verschiedenen Molekülwolken (GMCs) sind durch Farben unterschieden. Die Verteilung lässt sich durch eine Doppel-Gauß-Funktion mit einer Standardabweichung von 20,7° ± 2,6° beschreiben, mit Maxima bei -1,9° ± 4,7° und 91,1° ± 3,7°, was darauf hindeutet, dass die Richtungen des B-Feldes der Wolken mit denen der Spiralarme korreliert sind. Die Richtungen der Synchrotron-Polarisation, welche das B-Feld in der warmen Umgebung niedriger Dichte jeder Wolke nachzeichnet, sind mit die gestrichelten Linien markiert. Die Felder in den geringer komprimierten warmen Medien sind nicht nach den Spiralarmen ausgerichtet.
Abb 4: Die Grafik zeigt die Verteilung der Abweichung zwischen der CO-Polarisationsrichtung und der Feldrichtung des lokalen Spiralarms. Beiträge aus verschiedenen Molekülwolken (GMCs) sind durch Farben unterschieden. Die Verteilung lässt sich durch eine Doppel-Gauß-Funktion mit einer Standardabweichung von 20,7° ± 2,6° beschreiben, mit Maxima bei -1,9° ± 4,7° und 91,1° ± 3,7°, was darauf hindeutet, dass die Richtungen des B-Feldes der Wolken mit denen der Spiralarme korreliert sind. Die Richtungen der Synchrotron-Polarisation, welche das B-Feld in der warmen Umgebung niedriger Dichte jeder Wolke nachzeichnet, sind mit die gestrichelten Linien markiert. Die Felder in den geringer komprimierten warmen Medien sind nicht nach den Spiralarmen ausgerichtet.
Die Verteilung lässt sich durch eine doppelte Gauß-Funktion mit den beiden Maxima bei -1,9° ± 4,7° und 91,1° ± 3,7° und einer Standardabweichung von 20,7° ± 2,6° modellieren. Dies zeigt, dass die mittleren Feldrichtungen gut definiert sind und recht stark mit den Spiralarmen korrelieren. Dies ist im Einklang mit dem Szenario, dass galaktische B-Felder hinreichend starke Zugkräfte ausüben können, um der Wolkenrotation zu widerstehen (Abb. 1).
Die ungefähr 20° große Streuung der Feldrichtung ist ebenfalls von Bedeutung. Sie verrät, dass die Wolkenturbulenz sub-alfvenisch ist, basierend auf dem Chandrasekhar-Fermi-Kriterium. Ob Molekülwolken nun sub- oder super-alfvenisch sind, ist eine weitere, seit langem bestehende Frage und eine kritische Annahme in verschiedenen Theorien zur Sternentstehung.
Literaturhinweise
1.
Dobbs, C.
GMC formation by agglomeration and self gravity
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 391 844-858 (2008)
2.
Shetty, R.; Ostriker, E. C.
Global modeling of spur formation in spiral galaxies
The Astrophysical Journal 647, 997-1017 (2006)
3.
P. Goldreich, P.; Kylafis, N.
On mapping the magnetic field direction in molecular clouds by polarization measurements
The Astrophysical Journal 243, L75-L78 (1981)
4.
A. Sandage, A.; Humphreys, R.
On the warped optical plane of M33
The Astrophysical Journal 236, L1-L5 (1980)
5.
D. Rogstad, D.; Wright, M.; Lockhart, I. A.
Aperture synthesis observations of HI in the galaxy M33
The Astrophysical Journal 204, 703-716 (1976)
6.
Beuther, H.; Vlemmings, W. H. T.; Rao, R.; van der Tak, F. F. S.
Magnetic field structure in a high-mass outflow/disk system
![Abb. 3: Die Positionen der sechs massereichsten GMCs (giant molecular clouds) sind mit einem „+“ markiert. Den Hintergrund bildet ein optisches Bild von M33 von Thomas V. Davis. Die optischen Spiralarme in M33 skizzieren die roten Linien nach Sandage et al. [4] sowie Rogstad et al.[5].](/11592344/original-1508156603.jpg?t=eyJ3aWR0aCI6MzQxLCJmaWxlX2V4dGVuc2lvbiI6ImpwZyIsIm9ial9pZCI6MTE1OTIzNDR9--a3a2b1f477bb3564d092779124961a6251c0a26e "Abb. 3: Die Positionen der sechs massereichsten GMCs (giant molecular clouds) sind mit einem „+“ markiert. Den Hintergrund bildet ein optisches Bild von M33 von Thomas V. Davis. Die optischen Spiralarme in M33 skizzieren die roten Linien nach Sandage et al. [4] sowie Rogstad et al.[5].")
![Abb. 3: Die Positionen der sechs massereichsten GMCs (giant molecular clouds) sind mit einem „+“ markiert. Den Hintergrund bildet ein optisches Bild von M33 von Thomas V. Davis. Die optischen Spiralarme in M33 skizzieren die roten Linien nach Sandage et al. [4] sowie Rogstad et al.[5].](/11592344/original-1508156603.jpg?t=eyJ3aWR0aCI6MjQ2LCJvYmpfaWQiOjExNTkyMzQ0fQ%3D%3D--9cf00ede75a71f057e28cea902ccbb192c86d7f0)
