Aktive Galaxien, Quasare, BL Lac-Objekte

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Gekrümmter Raum und gedehnte Zeit
Simon Wagner
25.11.2015
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Inhaltsverzeichnis
1. Einleitung ......................................................................................................................... 3
2. Was sind aktive Galaxienkerne (AGN)? ............................................................................. 4
3. Geschichte der AGN ......................................................................................................... 6
4. Eigenschaften von Quasaren ............................................................................................ 7
5. Zoologie der AGN ...........................................................................................................10
5.1
QSO ................................................................................................................................ 10
5.2
Seyfert-Galaxien ............................................................................................................. 11
5.3
Radiogalaxien ................................................................................................................. 12
5.4
Blazare ............................................................................................................................ 13
5.5
Vereinheitlichtes Modell ................................................................................................ 13
6. Wann sehen wir AGN? .....................................................................................................15
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1 Einleitung
Es gibt heute viele Theorien über die verschiedensten kosmischen Vorgänge, häufig jedoch
können diese nicht so einfach überprüft werden. So war noch kein Wissenschaftler in einem
Schwarzen Loch und auch eine direkte Beobachtung dieser Objekte ist nicht möglich. Die
unmittelbare Umgebung des Schwarzen Lochs hingegen ermöglicht Einblicke in diese
physikalischen Systeme und kann über die Vorgänge dort Aufschluss geben. Im Folgenden
sollen Aktive Galaxienkerne betrachtet werden, die aufgrund sehr starker Emissionen gut
beobachtet werden können und gerade solche Informationen aus der Umgebung des
Schwarzen Lochs, das sich in ihrem Zentrum befindet, liefern.
Anhand des kurzen Abrisses über die Geschichte der Aktiven Galaxienkerne lässt sich
besonders gut nachvollziehen, wie Schritt für Schritt, von Entdeckung zu Entdeckung das
Bild, das man von diesen Objekten mittlerweile hat, Gestalt annahm. Anfangs konnten viele
Phänomene dieser außergewöhnlichen Strahlungsquellen nicht interpretiert werden, erst nach
und nach entwickelte man eine Theorie, die sie erklären konnte.
Anschließend sollen ihre Eigenschaften phänomenologisch dargestellt und die unterschiedlichen Erscheinungsformen qualitativ beschrieben und in einem vereinheitlichten Modell
zusammengefasst werden.
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2 Was sind aktive Galaxienkerne (AGN)?
Das Licht, das Galaxien emittieren, lässt sich üblicherweise als eine Überlagerung von
Planck-Spektren beschreiben. Viele einzelne Sterne senden thermische Strahlung aus, die in
Abhängigkeit von der Temperatur eine typische Wellenlängenverteilung nach dem
Planck’schen Strahlungsgesetz aufweist.
Da man selten Sterne mit Temperaturen über 40 000 K beobachtet und solche mit weniger als
3000 K aufgrund ihrer geringen Strahlungsstärke nur wenig zum Gesamtspektrum beitragen,
erfasst man hier üblicherweise einen Wellenlängenbereich zwischen 4000 und 20 000 Å. Bei
manchen Galaxien wurden jedoch Energieverteilungen entdeckt, die viel breiter waren. Das
emittierte Spektrum reicht hier von Radiowellen bis zum Röntgen- oder gar Gamma-Bereich.
Eine solche spektrale Breite lässt darauf schließen, dass es sich in diesen Fällen nicht um
thermische Strahlung handeln kann, andere Prozesse müssen verantwortlich sein.
Aus relativistischen Überlegungen bezüglich der Variabilität der Emissionen, die im
Abschnitt 4 behandelt werden, lässt sich ableiten, dass diese wohl aus einem sehr kleinen
zentralen Gebiet der Galaxie kommen, weswegen man bei diesem Phänomen von Aktiven
Galaxiekernen (Active Galactic Nuklei, AGN) spricht. Sie gehören zu den leuchtkräftigsten
Objekten in unserem Universum und weisen die mitunter größten beobachteten kosmischen
Rotverschiebungen auf, wobei Letzteres sicher im Zusammenhang damit zu sehen ist, dass
andere kosmische Erscheinungen, die ähnliche Verschiebungen aufweisen, ihrer geringeren
Leuchtkraft wegen auf so große Distanzen nicht mehr beobachtet werden können.
In Abb. 1 und 2 lassen sich an exemplarischen Spektren von AGN einige typische Merkmale
erkennen.
Abb. 1: Spektren dreier AGN mit deutlich erkennbaren breiten Emissionslinien und großem
Wellenlängenbereich
4
Abb. 2: Ausschnitte aus zusammengesetztem Quasar-Spektrum, die Emissionslinien stammen
von hoch ionisierten Atomen (z. B. ist OIII der zweifach ionisierte Sauerstoff), eckige
Klammern deuten halbverbotene Übergänge an, welche aufgrund geringer Dichte auftreten
können
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3 Geschichte der AGN
Bereits 1908 fand man in der Spiralgalaxie NGC 1068 im Sternbild Walfisch breite
Emissionslinien, dieser Entdeckung schenkten die Wissenschaftler damals jedoch kaum
Beachtung. Erst Carl Seyfert lenkte im Jahre 1943 die Aufmerksamkeit auf diese mögliche
neue Galaxienklasse, die nach ihm benannten Seyfert-Galaxien, eine Unterart der AGN,
wiesen eine extrem hohe Flächenhelligkeit auf. Die beobachteten Emissionslinien waren
besonders breit, wenn man sie als Dopplerverbreiterung interpretierte, so entspräche dies
Δv ~ 8500 km/s, außerdem mussten bei den Prozessen, die in diesen Galaxien abliefen, sehr
hohe Anregungsenergien erreicht werden, die Photonen voraussetzten, die energetischer
waren als die in jungen Sternen.
1959 argumentierte Lodewijk Woltjer, dass die Ausdehnung dieser Kerne maximal r ~ 100 pc
betragen könne, da sie als Punktquelle erschienen. Hierbei handelte es sich jedoch nur um
eine sehr grobe Abschätzung einer oberen Schranke, unter der zusätzlichen Annahme, dass
das Gas, was leuchtete, gravitativ gebunden sei, gab es nun zwei Möglichkeiten. Entweder
bewegte sich die tatsächliche Größe im Bereich der Schätzung, was eine hohe Massenkonzentration im Zentrum bedeutete, oder r wäre viel kleiner, was eine enorme Energiedichte
im Innern implizierte.
Um 1960 wurden schließlich die 3C- und 3CR-Radiokataloge fertiggestellt, was einen
weiteren wichtigen Schritt in der Erforschung der AGN darstellte. Bei der Erstellung dieser
Kataloge wurde systematisch der nördliche Himmel auf der Suche nach Radioquellen
abgerastert. Viele Radioquellen konnten damals jedoch noch nicht eindeutig lokalisiert und
damit nicht identifiziert werden, da die Winkelauflösung der Teleskope zu schlecht war.
Dieses Problem konnte erst in den 90er Jahren behoben werden, als man durch
interferometrische Betrachtung im Radiobereich deutlich verbesserte Winkelauflösungen
erreichen konnte.
Ein weiteres Problem stellte die Tatsache dar, dass das aufgezeichnete optische Spektrum sehr
komplex war und breite Emissionslinien aufwies, die jedoch keinen atomaren Übergängen zugeordnet werden konnten. Doch bereits 1963 gelang es Maarten Schmidt, einige dieser Linien
mit der bekannten Balmerserie des Wasserstoffs zu identifizieren, die aber eine in dieser
Größe nicht erwartete Rotverschiebung aufwies.
Insbesondere schien dieser große Shift damals für viele Wissenschaftler nicht realistisch, da er
zwar nach dem Hubblegesetz in eine Entfernung von D ~ 500 h-1 Mpc umgerechnet werden
konnte, diese jedoch als zu groß erschien. Bei einer solchen Distanz und einer solchen gemessenen Helligkeit der Objekte musste dies eine absolute Helligkeit der AGN bedeuten, die
heller war, als man es sich mit den geläufigen Modellen erklären konnte.
Die verbesserte Positionsbestimmung führte bald zur Entdeckung vieler weiterer Quasare,
deren Eigenschaften im Folgenden genauer betrachtet werden sollen.
6
4 Eigenschaften von Quasaren
Eine Gruppe der AGN stellen die sogenannten Quasare dar, der Name bedeutet, dass es sich
hierbei um „quasi-stellare“ Objekte handelt. Diese Quasare vereinigen die meisten Eigenschaften anderer AGN in sich, sodass nun exemplarisch ihre Merkmale beschrieben werden
sollen, welche sich jedoch auch bei anderen Aktiven Galaxienkernen wiederfinden.
Wie bereits erwähnt, emittieren Quasare Licht mit Wellenlängen zwischen dem Radio- und
dem Röntgenbereich. Neben der Tatsache, dass das Spektrum sehr breit ist, lässt sich auch
feststellen, dass dieses offenbar sehr blau ist, wie man es sonst nur von heißen Weißen
Zwergen kennt. Man kann sehr breite Emissionslinien entdecken, die von Übergängen mit
teils hohen Ionisationsenergien stammen, zudem ist zu erkennen, dass das Kontinuumsspektrum stückweise einem Potenzgesetz Sν ~ ν-α folgt. Dies erlaubt Rückschlüsse auf die
genauen Vorgänge, die in AGN ablaufen und sie zum Leuchten bringen. Jedoch sollen diese
hier nicht näher erläutert werden (siehe Vortrag 7, Hubert Beck).
Auffällig ist, dass der Fluss der Strahlungsquelle variiert, die Intensität der Emissionen ist
zeitlich nicht konstant, sondern ändert sich im Laufe unterschiedlicher Zeiträume, manchmal
innerhalb von Tagen, manchmal innerhalb von Jahren. Dies ist zum einen vom jeweiligen
Objekt abhängig, hängt andererseits aber auch bei ein und derselben Quelle von der
jeweiligen Wellenlänge ab.
Die Fluktuationen, die sich manchmal nur über Tage erstrecken, stellen ein wichtiges
Argument zur Abschätzung der Größe Aktiver Galaxienkerne dar. So geht man davon aus,
dass AGN nur so groß sein können, dass das eine Ende des Kerns „weiß“, wie und wann sich
die Intensität am anderen Ende verändert, da andernfalls davon auszugehen ist, dass sich
spontane, verschiedenartige Änderungen in unterschiedlichen Bereichen eines sehr großen
AGN gegenseitig kompensieren würden. Um die gegenseitige Kausalität der Variationen
überall im AGN zu gewährleisten, können diese also einen maximalen Durchmesser im
Bereich von Lichttagen haben.
Ebenso von der betrachteten Frequenz abhängig ist die beobachtete Gestalt der AGN. Dies
lässt sich an sogenannten Falschfarbendarstellungen erkennen (s. Abb. 4), wo verschiedenen
Spektralbereichen verschiedene Farben im Bild zugeordnet sind. Im Bereich der Radiowellen
lassen sich häufig ausgedehnte Keulen (Lobes) zusammen mit einer kompakten Quellkomponente beobachten, wobei die Lobes eine Gesamtausdehnung von bis zu 1 Mpc aufweisen.
Hierbei lassen sich 2 Typen von Radioquellen unterscheiden, die in Abbildung 5 dargestellt
sind, die sogenannten Fanaroff-Riley-Typen I und II (FR I, FR II). Die FR I-Quellen weisen
eine zum Zentrum hin zunehmende Strahlungsintensität auf, währen die FR II-Quellen nach
außen hin immer intensiver leuchten. Bei letzteren sind jedoch häufig Jets zu erkennen, die
die Keulen mit dem Kern verbinden und durch die Energie von innen nach außen transportiert
zu werden scheint. Oft wird aber nur einer dieser Jets beobachtet, oder einer der beiden
(Counter-Jet) ist deutlich schwächer ausgeprägt als sein Gegenüber.
In den meisten Fällen ist die Radiostrahlung zumindest zum Teil linear polarisiert, was damit
zusammenhängt, dass sie durch Synchrotron-Emission relativistischer Elektronen hervorgerufen wird.
Die Breite der Emissionslinien Δλ (full width at half maximum) liegt im Bereich von Å (oder
100 – 10 000 km/s, wenn man sie als Dopplerverbreiterung interpretierte). Die überdies
enorme kosmische Rotverschiebung wurde bereits dargestellt.
7
Abb. 3: Variabilität der Emissionen auf verschiedenen Zeitskalen für verschiedene
Wellenlängen (a), mit unterschiedlicher Amplitude bei unterschiedlichen Ionen und
Wellenlängen (b)
Abb. 4: Falschfarbenaufnahme einer Seyfert-Galaxie (NGC 4151), blau: Röntgenstrahlung,
gelb: sichtbares Licht, rot: Radiowellen
8
Abb. 5: FR I-Radioquelle links, FR II-Quelle ohne Counter-Jet rechts
Abb. 6: Rotverschiebung (links) und scheinbare Helligkeit (rechts) bei einem Radiokatalog
exemplarisch quantitativ erfasst, nicht repräsentativ
9
5 Zoologie der AGN
Verschiedene AGN haben im Großen und Ganzen doch ähnliche Eigenschaften, was eine
Klassifikation manchmal nicht eindeutig und etwas unübersichtlich erscheinen lässt. Häufig
sind bestimmte Unterscheidungen historischen Ursprungs, in heutigen vereinheitlichenden
Modellen vertritt man sogar die Auffassung, dass die unterschiedlichen Erscheinungsformen
von AGN nicht in verschiedenen Eigenschaften der AGN begründet liegen, sondern im Wesentlichen von der Orientierung der Quelle zum Beobachter abhängen.
Die AGN stellen eine breite Klasse von Objekten mit starker, nicht-thermischer Emission im
Zentrum einer Heimatgalaxie (oder Host Galaxy genannt) dar, bei der es sich möglicherweise
um eine ansonsten normale Galaxie handelt. Die Emissionen an sich hängen mit dem
Vorgang der Akkretion zusammen (siehe Vortrag 7).
Das Folgende soll eine phänomenologische Übersicht über die unterschiedlichen Arten von
AGN, wie sie auf der Erde wahrgenommen werden, darstellen.
5.1
QSO
Sogenannte QSO (quasi stellar objects) zeichnen sich durch ihre blaue Farbe aus. Diese
Tatsache veranlasste Wissenschaftler, Quasare nicht nur im Radiowellenbereich, sondern
auch im Optischen zu suchen und hier nach Punktquellen mit entsprechend blauem Farbindex
zu suchen. Bei dieser Suche entdeckte man einige sogenannte radioruhige Quellen, die in
diesem Frequenzbereich praktisch keine Strahlung zu emittieren schienen. Im Laufe der Zeit
verbesserten sich jedoch die Messmethoden und man stellte fest, dass auch diese Objekte im
Radiobereich Strahlung emittieren, wenn auch sehr wenig. Aus diesem Grund nennt man sie
heute „radioleise“, wobei beachtlich ist, dass gut 10mal mehr radioleise als radiolaute QSO
existieren. Diese AGN stellen jedoch eine einzige Gruppe innerhalb dieser Klassifikation dar,
da sie sich nur durch unterschiedliche Intensitäten im Bereich niedrigerer Frequenzen
unterscheiden.
Abb. 7 zeigt den Quasar 3C273, der mit dem Hubbleteleskop aufgenommen wurde. Besonders ist hier, dass man mit einem Koronografen, mit dem man üblicherweise die Korona der
Sonne sichtbar machen kann, den Quasar selbst abdecken und so die umgebende Galaxie
selbst fotografieren konnte (Bild rechts).
Abb. 7: Quasar 3C273 und umgebende Galaxie
10
Abb. 8: HST (Hubble Space Telescope)-Aufnahmen einiger QSO, deutlich erkennbar auch
hier die Host-Galaxien
5.2 Seyfert-Galaxien
Seyfert-Galaxien waren diejenigen AGN, welche zuerst bekannt waren. Hierbei handelt es
sich um Spiralgalaxien, die einen sehr hellen Kern besitzen und breite Emissionslinien aufweisen, man unterteilt sie in zwei Gruppen. Seyfert 1-Galaxien besitzen sowohl sehr breite als
auch schmale Emissionslinien, wobei „schmal“ in diesem Fall noch immer eine Breite bedeutet, die im Vergleich zu denen anderer Objekte im Universum deutlich größer ist. Die Galaxien vom Typ Seyfert 2 besitzen nur die schmalen Linien, wobei mittlerweile einige
Zwischenstufen (beispielsweise Seyfert 1,5 oder 1,8) bekannt sind.
Das optische Spektrum ist dem von QSO sehr ähnlich, es ist sogar ein fließender Übergang
zwischen beiden Klassen erkennbar. Daher ist davon auszugehen, dass hier eigentlich kein
physikalischer Unterschied besteht, die Unterscheidung ist historisch bedingt. Heute trennt
man die beiden AGN-Typen lediglich formal bei einem bestimmten Wert der absoluten
Helligkeit (MB = -21,5 + 5 log h).
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Abb. 9: Seyfert-Galaxie NGC 5728, links großskalige Aufnahme, rechts zentraler Bereich mit
Filter einer schmalen Emissionslinie
5.3 Radiogalaxien
Radiogalaxien sind im Gegensatz zu Seyfert-Galaxien elliptisch. Sie wurden zuerst aufgrund
von Radio-Surveys mit optischen Quellen identifiziert. Auch sie teilt man in eine Gruppe mit
breiten Emissionslinien (BLRG, broad-line radio galaxies) und eine ohne diese (NLRG,
narrow-line) ein. Sie unterscheiden sich von den zugehörigen Seyfert-Galaxien darin, dass die
Radiogalaxien, wie der Name vermuten lässt, radiolaut sind. Auch hier scheint es den ähnlichen fließenden Übergang von den BLRG zu den Quasaren zu geben.
Eine weitere Unterteilung dieser Gruppe in FR I und FR II wurde bereits behandelt (siehe Abschnitt 4).
Abb. 10: Falschfarben-Radiobild bei 5 GHz von Cygnus A, deutlich erkennbar der kleine
aktive Kern, die beiden Lobes und sogar die Jets
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5.4 Blazare
Eine Unterklasse der QSO fällt durch starke und äußerst kurzzeitige Variabilität der Strahlung
auf. Diese AGN werden daher als Optically Violently Variables (OVV) bezeichnet. Eng
damit verwandt sind BL Lac-Objekte, die nach BL Lacterae benannt sind, der als Prototyp
dieser Klasse gilt. Ihre Strahlung variiert ebenfalls sehr stark, jedoch weisen sie anders als die
OVV keine starken Emissions- und Absorptionslinien auf. Das Fehlen dieser Bezugsgrößen
erschwert die Bestimmung der Rotverschiebung bei diesen Quellen, lediglich in einigen
Fällen ist dies möglich anhand von Absorptionslinien aus der umgebenden Galaxie. Manchmal jedoch, in Zeiten geringer Leuchtkraft, lassen sich Emissionslinien beobachten, sodass
BL Lacs wie OVV erscheinen. Man fasst aus diesem Grund beide in einer Klasse der Blazare
zusammen.
Abb. 11: BL Lac
Übersicht:
5.5 Vereinheitlichtes Modell
Wie man sieht, haben viele AGN ganz ähnliche Eigenschaften. Wie bereits erwähnt, hängt es
davon ab, wie die Quelle zum Beobachter orientiert ist, was für eine Erscheinungsform man
bei den AGN wahrnimmt. Im Wesentlichen hat man sich die Objekte vorzustellen als Akkretionsscheibe um ein Schwarzes Loch (siehe auch Vortrag 7), die von einem dicken Torus aus
Staub ("Gas") umgeben ist. Dieser versperrt die Sicht auf den eigentlichen AGN, je nach
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Blickwinkel sieht man also durch eine dickere oder dünnere Staubschicht hindurch und sieht
die Region, in der das Kontinuumsspektrum und die breiten Emissionslinien entstehen, mehr
oder weniger. Schaut man hingegen direkt in den Jet hinein, so erscheint der AGN als Blazar.
Die Skizze verdeutlicht, dass es sich also um ein und dasselbe Objekt handelt, das aus verschiedenen Perspektiven jedoch ein völlig anderes Erscheinungsbild besitzt.
Abb. 12: Modell der heutigen Vorstellung von AGN und Darstellung, wie einzelne AGNKlassen mit bestimmtem Beobachtungswinkel verknüpft sind
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6 Wann sehen wir AGN?
Stürzt Materie direkt in ein Schwarzes Loch hinein, so hat sie nicht die Möglichkeit, Licht zu
emittieren. Um also Strahlung beobachten zu können, muss sie sich auf einer Spiralbahn (näherungsweise einer Kreisbahn) um das Schwarze Loch und relativ langsam darauf zu bewegen. Betrachten wir das Potenzial:
Abb. 13: Potenzial von Materie im Umfeld des Schwarzen Lochs
Hier sehen wir, dass für
Minimum und Maximum aufeinander zu liegen kommen,
dies also die letzte stabile Bahn beschreibt. Wie in Abb. 13 auch zu sehen ist, kann bis zur
letzten Bahn so viel Leistung abgestrahlt werden, dass noch eine Restenergie von 0,943 mc2
übrig bleibt, was bedeutet, dass die Materie ca. 5,7% von mc2 abstrahlt. Dies ist viel mehr als
beispielsweise bei Kernfusion freigesetzt wird, was die enorme Leuchtkraft erklären kann.
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Quellen
P. Schneider, „Einführung in die Extragalaktische Astronomie und Kosmologie“, Springer
2008
W. Gebhardt, „Black Holes, Neutron Stars and other Exotica”, 2010/11
http://www.wikipedia.org/
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