Hochauflösende Simulationen zum Dynamoeffekt galaktischer superbubbles
Final Report Abstract
Supernovae sind eine Hauptquelle der Turbulenzerzeugung im interstellaren Medium von Scheibengalaxien. Die Wechselwirkungen turbulenter Strömungen mit Magnetfeldern sind fundamental für das Verständnis galaktischer Dynamos, d.h. für den Prozess der Erzeugung und Aufrechterhaltung der galaktischen Magnetfelder. Mithilfe aufwändiger numerischer Simulationen von differentiell rotierenden Scheiben wurde das Verhalten eines supernova-getriebenen Dynamos in lokaler Geometrie studiert und dessen Eigenschaften untersucht. Ein wesentliches und zugleich überraschendes Ergebnis der Studie ist die Größe des Quotienten von Diagonal- zu Nichtdiagonalelementen des aus den Simulationen ermittelten Dynamo a-Tensors - ein wichtiger Parameter in der Dynamotheorie. Die bisherige Annahme, dass das sogenannte turbulente Pumping (Nichtdiagonalelemente) der gegenüber dem Magnetfeld-verstärkenden a-Effekt (Diagonalelemente) klar dominierende Prozess ist, konnte widerlegt werden. Vielmehr entsteht. Im Gegensatz zu früheren Erkenntnissen, sogar ein negativer Pumpingeffekt, d.h. ein Transport von Magnetfluss in Richtung galaktischer Mittelebene. Es zeigt sich, dass diesem nach innen gerichteten Transport ein auswärts-gerichteter Wind entgegen wirkt, sodass In Nähe der galaktischen Mittelebene kein Nettotransport von magnetischem Fluss stattfindet. Dies erweist sich als eine sehr vorteilhafte Konfiguration für die Operabilität und Effizienz eines galaktischen Dynamos. Es konnte erstmals gezeigt werden, dass ein anfängliches Saatmagnetfeld zeitlich exponentiell anwächst, ohne dass es dazu der Hilfe des kosmischen Strahlungsfeldes bedarf, wie In anderen Arbeiten vorgeschlagen. Die ermittelten Anwachszeiten für das Magnetfeld liegen im Bereich von hundert Millionen Jahren und sind damit kürzer als die Umlaufperiode der Sonne um das galaktische Zentrum. Damit lassen sich sogar die in jungen Galaxien beobachteten starken Magnetfelder zwanglos durch das Wirken eines Dynamos erklären. Die mit unserem Modell vorhergesagten Pitch-Winkel für das Magnetfeld sind ebenso mit der Beobachtung vereinbar.
Publications
- Comput. Phys. Commun. 176, 652 (2007).
Gressel 0., Ziegler U.
- A&A 486, L35 (2008)
Gressel 0., Elstner D., Ziegler U., Rüdiger G.
- AN 329, 619 (2008).
Gressel 0., Ziegler U., Elstner D.
