Magnetfelder in wechselwirkenden Galaxien

Kollisionen von Galaxien sind ein interessantes Werkzeug um die Verstärkung und Neustrukturierung von kurzreichweitigen Magnetfeldern im Bereich der Entwicklung der Kosmischen Magnetfelder zu studieren. Magnetfelder spielen eine wichtige Rolle während der Kollisionen von Galaxien, denn sie führen zu einer Verstärkung des ursprünglichen Magnetfeldes und sind entsprechend effiziente Verstärker des Kosmischen Magnetfeldes.

Wir benutzen den N-Teilchen / Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH) Code GADGET [d1,d2] in dem Magnetehydrodynamische Aspekte Implementiert sind [d3]. Damit wurden 32 Simulationen von binären Kollisionen von Scheiben-Galaxien mit einem Massenverhältnis von 2:1 bis 100:1 durchgeführt, wobei zusätzlich die ursprüngliche Magnetfeldstärke, die Orientierungen der Scheiben und die Auflösungen variiert wurden [d4]. Wir untersuchen die Verstärkung des ursprünglichen Magnetfeldes innerhalb der Galaxien und dem umgebenden intergalaktischen Medium (IGM) während der Kollisionen. Wir finden, dass die Magnetfeldstärke der Überreste von Kollisionen mit Massenverhältnissen von bis zu 10:1 bei einem gemeinsamen Wert von einigen muG sättigen. Für größere Massenverhältnisse sättigen die Feldstärken bei niedrigeren Werten. Die Sättigungswerte entsprechen der Gleichverteilung von magnetischer und turbulenter Energiedichte. Die ursprüngliche Magnetisierung, die Orientierung der Scheiben und die numerische Auflösung haben nur geringe Auswirkungen auf den Sättigungswert des magnetischen Feldes. Wir zeigen, dass höhere Einschlagenergien der ursprünglichen Galaxien zu effizienteren Verstärkungen des magnetischen Feldes führen. Die magnetischen und turbulenten Energiedichten sind höher für größere Begleitgalaxien, in Übereinstimmung mit höheren Einschlagenergien die dem System zugeführt wird. Wir präsentieren eine detaillierte Studie der Entwicklung der Temperaturen und der bolometrischen Intensität der Röntgenstrahlung der kollidierenden Systeme. Dabei finden wir, dass das magnetische Feld die IGM Temperatur und die zugehörige Intensität der IGM Röntgenstrahlung nach der ersten Kollision sehr effizient erhöht. Jedoch erhöht die Anwesenheit des magnetischen Feldes nicht die totale Intensität der Röntgenstrahlung. Im allgemeinen ist die resultierende Intensität der Röntgenstrahlung bei hohen anfänglichen Magnetfeldern sogar deutlich niedriger.


Kollision zweier Galaxien

Das Video zeigt die Zeitentwicklung der Dichte und des Magnetfeldes bei einer Kollision ("minor merger") mit einem Massenverhältnis von 3:1. Die Bilder wurden aus Rohdaten mit dem SPLASH Programm von Daniel Price, Monash University, Australia (http://users.monash.edu.au/~dprice/splash/index.html) erstellt.

Stephan's Quintet

In einem weiteren Projekt studieren wir mit dem gleichen Kode einschließlich Magnetfelder die kompakte Galaxie-Gruppe Stephan's Quintet (SQ) [d5]. Dafür passen wir die zwei verschiedenen Modelle von Renaud et al. [d6] und Hwang et al. [d7] für das SQ, die beide vier Galaxien (NGC 7319, NGC 7320c, NGC 7318a and NGC 7318b) einschließen, an. Dabei untersuchen wir die Morphologie, Regionen von Sternbildung, Temperaturen, Röntgenstrahlung, Struktur der Magnetfelder und Radiowellenstrahlung der beiden SQ Modelle.

Magnetfeldmodelle für die Milchstraße

Magnetfelder werden in fast allen Strukturen des Universums gefunden. Wie bereits in den Projekten "Magnetfelder in der Sternentstehung" und "Magnetfelder in wechselwirkenden Galaxien" gezeigt wurde, spielen Magnetfelder eine wichtige Rolle.

In unserer Galaxie durchdringt das Magnetfeld das interstellare  Medium (ISM) und kann in ein langreichweitiges galaktisches Magnetfeld, welche kaum verstanden ist, und einen kurzreichweitigen zufälligen Anteil unterteilt werden. Die Stärke beider Anteile liegt im Bereich von muG.

Wir benutzen den Hammurabi Kode von [d8] um Ganzhimmelskarten der Intensität (I), Polarisationsstärke (P) und dem Rotationsmaß (RM) der Synchrotronstrahlung zu berechnen. Hierfür sind Modelle der räumlichen Verteilung der thermischen Elektronen ne, der kosmischen Elektronenstrahlung nCRE und des Magnetfeldes B benötigt. Um die Modellparameter durch Vergleich mit Ganzhimmelskarten von Beobachtungen einzuschränken, ist der Einsatz von Monte Carlo (MC) Techniken geplant.


a) Neuere Publikationen

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b) Ältere Publikationen

c) Abgeschlossene Arbeiten

  1. A. Geng, Doktorarbeit: Numerical Simulations of Magnetic Fields in Interacting Galaxies (2012)
  2. U. Steinwandel, Masterarbeit: Magnetic driven outflow in disk galaxies (2017)

d) Referenzen

  1. V. Springel, N. Yoshida, S.D. White, New Astron., 6, 79 (2001).
  2. V. Springel, MNRAS 364, 1105 (2005).
  3. K. Dolag, F. Stasyszyn, MNRAS 398, 1678 (2009).
  4. A. Geng et al., MNRAS 419, 3571 (2012).
  5. A. Geng et al., MNRAS 426, 3160 (2012).
  6. F. Renaud et al., ApJ 724, 80 (2010).
  7. J.-S. Hwang et al., MNRAS 419, 1780 (2012).
  8. A. Waelkens et al., A&A, 495, 697 (2009).

f) Bücher