Ein aktiver galaktischer Kern (ANG) ist ein Bereich im Zentrum einer Galaxie, der sich durch eine enorm hohe Leuchtkraft auszeichnet, die als Ergebnis einer übermäßigen Emission von Radio-, Mikrowellen-, optischen, ultravioletten, infraroten, Gamma- und Röntgenstrahlen auftritt und AGNs zu den beständigsten Quellen elektromagnetischer Strahlung macht (Netzer 365).
Im Jahr 1970 entdeckten Forscher das Gebiet, das sie Sagittarius A nannten – eine Quelle von Radioemissionen im Zentrum der Milchstraßengalaxie. Es bedurfte mehrerer Jahrzehnte genauer Beobachtung und der Sammlung von Beweisen, um die Hypothese aufzustellen, dass es sich bei dieser kompakten Region um ein supermassives Schwarzes Loch (SMBH) handelt. Dies führte die Astronomen zu dem Schluss, dass jede große Galaxie im Universum das gleiche Phänomen aufweisen sollte (Beckmann und Shrader 13).
Es wurde herausgefunden, dass diese Löcher die meiste Zeit inaktiv und für die direkte Beobachtung unsichtbar sind; wenn jedoch Material in ihr Inneres fällt, beginnen sie riesige Mengen an Strahlung auszustrahlen, wodurch ANGs heller leuchten als alle Sterne der Galaxie zusammengenommen. Diese Bereiche sind derzeit das Hauptargument für die Existenz supermassereicher Schwarzer Löcher (Beckmann und Shrader 13). Die vorliegende Arbeit wird sich mit dem Wesen des Phänomens, seinen Arten und den Nachweismethoden befassen.
Beschreibung des Phänomens
Auch wenn AGNs der beste Beweis für die Existenz der SMBH sind, wäre es falsch anzunehmen, dass ihre enormen Leuchtkraftausbrüche von den Löchern als solchen stammen: Im Laufe der Zeit wurde den Forschern klar, dass es unmöglich ist, dass auch nur Licht dem Ereignishorizont der SMBH entkommt (Netzer 367).
Die Suche nach der Quelle der Emissionen hat recht überraschende Ergebnisse erbracht: Es stellte sich heraus, dass alle Strahlen (Radio-, Mikrowellen-, optische, ultraviolette, infrarote, Gammastrahlen und Röntgenstrahlen) von kalter Materie (einschließlich Gas und Staub) emittiert werden, die SMBH umkreist und Akkretionsscheiben bildet, die die Löcher speisen. Die Schwerkraft in diesem Gebiet ist so unglaublich hoch, dass das Material, das die Scheibe bildet, komprimiert wird, bis die Temperatur Millionen von Grad Kelvin übersteigt, was zu Strahlungsausbrüchen führt. Die Akkretionsscheibe wird von einer Korona aus heißer Materie umgeben, die Photonen aussendet (Netzer 367). Infolge der Wechselwirkung kalter Materie mit supermassiven Schwarzen Löchern wird praktisch das gesamte elektromagnetische Spektrum erzeugt, obwohl ein großer Teil der Strahlung manchmal durch Gas und Staub, die die Akkretionsscheibe umkreisen, verdeckt wird (Beckmann und Shrader 25).
Da die SMBH ein Magnetfeld hat, muss sie zwangsläufig mit der Akkretionsscheibe in Kontakt kommen. Infolge dieser Wechselwirkung werden magnetische Jets erzeugt. Solche Jets können sich über viele tausend Lichtjahre erstrecken, wobei sie Material außerhalb des Schwarzen Lochs mit relativistischen Geschwindigkeiten verschießen und als zweite Emissionsquelle dienen (Beckmann und Shrader 28).
Arten von AGN
Die typischste Klassifizierung von AGNs ist die Einteilung in zwei Hauptkategorien: radioleise AGNs und radio laute AGNs. Letztere zeichnen sich dadurch aus, dass sowohl die Akkretionsscheibe als auch die magnetischen Jets Strahlung aussenden, während die erste Kategorie viel einfacher ist (die Jet-bezogene Emission ist bei ihnen auf das mögliche Minimum reduziert, was bedeutet, dass nur die Akkretionsscheibe aktiv ist) (Netzer 370). Der erste Typ von AGNs wurde 1943 von Carl Seyfert entdeckt (und nach dem Astronomen als “Seyfert-Galaxie” benannt) und ist derzeit für seine Emissionslinien bekannt, die zwei große Unterkategorien unterscheiden: Seyfert-Galaxien vom Typ 1 und Typ 2. Der erste Typ weist beide optischen Emissionslinien (schmal und verbreitert) auf. Dieser Faktor deutet darauf hin, dass sich in der Nähe des Kerns Gaswolken mit hoher Dichte und Geschwindigkeit (bis zu 5000 km/s) befinden. Der zweite Typ ist durch das Fehlen von verbreiterten Emissionslinien gekennzeichnet. Dies deutet auf eine geringe Dichte des Gases hin sowie auf eine größere Entfernung vom Kern und eine Geschwindigkeit von etwa 1000 km/s (Beckmann und Shrader 52).
Zu den anderen Unterkategorien der radioleisen Galaxien gehören die Galaxien der Low Ionisation Nuclear Emission-Line Region (LINERs) und die radioleisen Quasare (die ohne starke Radioemission). LINERs haben viel mit Seyfert-2-Galaxien gemeinsam; im Gegensatz zu diesen besitzen LINERs jedoch sehr starke niedrige Ionisierungslinien. Diese AGNs sind diejenigen mit der geringstmöglichen Leuchtkraft, was die Forscher daran zweifeln lässt, dass sie durch Akkretion an ein SMBH angetrieben werden (Beckmann und Shrader 53).
Radiostrahlende Galaxien werden in drei Untergruppen eingeteilt: Radiogalaxien (elliptische Galaxien, die Radiowellen aussenden), Quasare (der leuchtkräftigste Typ aktiver galaktischer Kerne, deren Spektrum dem der Seyferts ähnelt) und Blazare (ein variabler Typ von AGNs, der Radiowellen aussendet, ohne Emissionslinien im Spektrum zu zeigen). Alle drei unterscheiden sich in ihrem stellaren Absorptionsvermögen, das von der Dichte des Gases abhängt (Absorptionsmerkmale können entweder schwach oder gar nicht vorhanden sein). Ihre Emissionslinien sind schmal und schwach im Vergleich zu denen der Seyferts (Beckmann und Shrader 53).
Entdeckung aktiver galaktischer Kerne
Astronomen, die das Phänomen der AGNs untersuchten, entdeckten mehrere Merkmale, die im Zentrum von Galaxien vorhanden sein müssen, um sie als AGNs zu bezeichnen. Zum Beispiel die Sichtbarkeit von nuklear-optischen und infraroten Emissionen, unabhängig davon, ob es möglich ist, die Akkretionsscheibe selbst direkt zu beobachten (die durch kalte Materie, die den Kern umkreist, undeutlich gemacht werden kann) (Netzer 374). Darüber hinaus gibt es, wie bereits erwähnt, verbreiterte und schmale optische Emissionslinien, deren Vorhandensein helfen kann, zwischen verschiedenen Typen von AGNs zu unterscheiden. Der erste Typ erscheint immer dann, wenn sich die emittierende kalte Materie, die mit hoher Geschwindigkeit um das SMBH kreist, diesem nähert. Sie verursacht Dopplerverschiebungen der Photonen, die infolge dieser Wechselwirkung emittiert werden. Schmälere Linien werden erzeugt, wenn Gas und Staub weiter entfernt sind (Netzer 376).
Die nächste Möglichkeit zum Nachweis von ANGs ist das Vorhandensein von Radio- und Röntgenkontinuumsstrahlung, die entweder vom Jet oder von der Korona mit gestreuter elektromagnetischer Strahlung emittiert werden kann. Außerdem gibt es Röntgenlinienemissionen, die durch die Beleuchtung von kalter Materie (die sich dazwischen befindet) durch Röntgenstrahlung entstehen (Beckmann und Shrader 62).
Diese Indikatoren (ob zusammen oder getrennt) ermöglichten es den Astronomen, das Zentrum von Galaxien zu untersuchen, um zu verstehen, ob ihre Kerne aktiv sind oder nicht.
Die Milchstraßengalaxie
Nach der Analyse des Materials, das sich auf Sagitarrius A angesammelt hat, kamen die Forscher zu dem Schluss, dass der Kern der Milchstraßengalaxie nicht als aktiv zu bezeichnen ist. Es gibt die Hypothese, dass die Galaxie früher einen aktiven Kern hatte, später aber in die radioaktive Ruhephase eintrat, die in mehreren Millionen Jahren enden kann. Es wird vermutet, dass bei der Verschmelzung der Andromedagalaxie mit der Milchstraßengalaxie auch ihre SMBHs verschmelzen werden, was bedeutet, dass der Kern über eine ausreichende Menge an Material verfügt, um aktiv zu werden (Beckmann und Shrader 65).
Anhang
Zitierte Werke
Beckmann, Volker, und Chris Shrader. Aktive Galaktische Kerne. John Wiley & Sons, 2013.
Netzer, Hagai. “Revisiting the Unified Model of Active Galactic Nuclei”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Bd. 53, Nr. 1, 2015, S. 365-408.