ASTRO - PHYSIK

Phantasie ist wichtiger als Wissen, denn Wissen ist begrenzt.

Albert Einstein

Galaktische Magnetfelder beobachten

Symbolbild. Spitzer Weltraumteleskop. https://www.dvidshub.net/image/855185/coiled-creature

Ich habe meine Bachelorarbeit über den Ursprung galaktischer Magnetfelder geschrieben. Im letzten Beitrag habe ich ganz allgemein über mein Vorgehen und meine Tipps zum Schreiben einer solchen Arbeit berichtet. In diesem Beitrag will ich der Frage nachgehen, wie man überhaupt darauf kommt, dass Galaxien Magnetfelder haben. Nun, man beobachtet sie! Um Magnetfelder zu sehen gibt es verschiedene Methoden:

Innerhalb unserer Galaxie ist die Sonne nicht allein. Es gibt Milliarden weiterer Sterne. Zwischen den Sternen ist nicht einfach leerer Raum – Staub und Gas finden sich überall. Staub und Gas polarisiert das Licht. Licht kann sich unterwegs sozusagen in verschiedene Richtungen drehen. Entweder im oder gegen den Uhrzeigersinn. Ein einzelnes Staubkorn könnte nun so beschaffen sein, dass es Licht, dass gegen den Uhrzeigersinn dreht in unsere Richtung ablenkt oder weiterleitet, Licht, das sich im Uhrzeigersinn dreht, hingegen von uns weg. Wir würden nur noch eine Art von Licht sehen. Nun hat es jedoch ganz viele Staubkörner, die irgendwie ausgerichtet sind, wild durcheinander sozusagen. Es dürfte also keine bevorzugte Drehrichtung für das Licht geben. Wenn es jedoch etwas gibt, dass die Staubkörner selbst «ordnen» würde, so dass sie quasi alle gleich ausgerichtet sind, dann würde uns tatsächlich nur eine Art von Licht erreichen. Und tatsächlich würden Magnetfelder die Staubkörner gleich ausrichten. Jedoch sind geordnete Staubkörner nicht die einzigen Ursachen für polarisiertes Licht. Dies liefert uns also noch kein klares Bild von Magnetfeldern.

Bleiben wir dennoch noch einen Moment bei den Staubkörnern. Diese haben, wie alle Objekte, irgendeine Temperatur. Das heisst aber auch, dass sie Wärmestrahlung abgeben. Sie leuchten sozusagen, wenn auch nicht unbedingt so, dass wir dies von blossem Auge sehen könnten, aber so, dass wir dies messen können (Infrarot). Das Infrarotlicht der ausgerichteten Staubkörner ist nun selbst entsprechend polarisiert. Dadurch werden die Magnetfelder von Staubwolken selbst direkt sichtbar.

Eine etwas technische Angelegenheit, die aber viele Einblicke liefern kann, ist das sogenannte Zeeman splitting. Es basiert auf einem Quanteneffekt. Starke Magnetfelder können die Atome in dichten Gaswolken so beeinflussen, dass dieses Licht in ganz bestimmten Farben ausstrahlen oder absorbieren (Spektrallinien). Diese Spektrallinien sind für eine Sorte von Atomen (Elemente) jeweils bekannt, man kann sie im Labor messen. Wo, also bei welchen Farben, die Linien auftreten, hängt von den Elektronen um den Atomkern herum ab. Diese haben jeweils gewisse Abstände vom Kern gerne und andere weniger. Wenn die Elektronen von einem Zustand nahe des Kerns zu einem Zustand weiter weg vom Kern wollen, brauchen sie dazu Energie. Sie brauchen aber eine ganz bestimmte Menge an Energie. Dies könnte man vielleicht mit einer Busfahrt vergleichen. Wenn ich von Zone 3 zu Zone 5 will, brauche ich ein Ticket um 2 Zonen zu passieren. Ein Ticket für nur 1 Zone nützt mir nichts, weil ich ja weiter reisen möchte. Aber ich auch keine Tageskarte kaufen, mit der ich alle Zonen fahren könnte. Die ist mir mit meinem studentischen Budget schlicht zu teuer. Genau so geht es den Elektronen. Nur ganz bestimmte Energie-Mengen bringen sie ans gewünschte Ziel. Die Energie wird ihnen von den Photonen gebracht, also den Lichtteilchen. Ein starkes Magnetfeld aber kann nun etwas an den Elektronen «ziehen», sie werden quasi kulanter was die gelieferte Energiemenge anbelangt und fahren auch mal mit einer 1-Zonen-Karte plus einer Kurzfahrtstreckenkarte statt einer 2-Zonen-Karte ans Ziel. Je stärker nun ein Magnetfeld ist, desto stärker kann es diese Spektrallinien verbeitern. Durch Messen dieser Breite, kann man dann direkt die Stärke des Magnetfeldes bestimmen.

Um weit entfernte Galaxien zu beobachten beziehungsweise deren Magnetfelder, eignet sich auch eine andere Technik. Nehmen wir an, wir beobachteten eine Galaxie, die ein grosses spiralförmiges Magnetfeld hätte. Stellen wir uns diese Spirale mal als lange Rutschbahn rund um den Kern der Galaxie vor. Wenn nun ein Elektron, dass durch die Galaxie fliegt, die Rutschbahn runterrutscht, wird es ziemlich schnell. Wäre es eine Wasserrutsche würde links und rechts viel Wasser herausspritzen. Nun ist es jedoch keine Wasserrutsche, sondern eine Elektronenrutsche. Bei der spritzt kein Wasser, sondern Photonen. Und diese Photonen wiederum kann man messen.

Dann gibt es da noch die Faraday Rotation. Auch hier spielt die Polarisation eine Rolle. Wenn Licht eines weit entfernten Objektes durch eine geladene (ionisierte) Gaswolke fliegt, wird es abgelenkt. Wie stark es abgelenkt wird, hängt von der Stärke der Ladung der Wolke ab. Da sich bewegende Ladungen immer als Magnetfelder äussern, finden wie auch so ein Indiz für die Stärke des Magnetfeldes – durch die Ablenkung des Lichts.

Durch die Kombination verschiedener Methoden kann man nun die Stärke und Ausrichtung der vorhandenen Magnetfelder einigermassen gut bestimmen. Hierbei hängt man jedoch von der Empfindlichkeit der Messgeräte ab und es gibt verschiedenste Störeinflüsse. Doch viele Hürden wurden bereits überwunden und wir haben von einigen Galaxien doch zumindest einen Eindruck davon gewinnen können, wie die Magnetfelder aussehen und wie stark sie sind. Dies hilft uns besser zu verstehen wie sich Galaxien entwickeln oder überhaupt entstehen. Doch dazu später mehr.

Das St. Petersburg Paradox
Bachelorarbeit: Tipps und Rückblick
 

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