Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

118 KAPITEL 1. GEOMETRIE
Die nebenstehenden Exemplare aus dieser Liste (waren im nachhinein korrekt und)
erfüllen die folgenden, von Seyfert aufgestellten, empirischen Kriterien über das Linienspektrum:
es gibt Emissionslinien von He II und [Ne V], die besonders hohe
Anregungsenergien verlangen. Ferner findet man die verbotenen Linien von [O II],
[Ne III], [N II], [S II] und [O III] (wie sie auch in planetaren Nebeln vorkommen).
Die Arbeiten von Carl Seyfert wurden zunächst weitgehend ignoriert. Das Interesse
wuchs erst mit der Untersuchung von Radiogalaxien. Zwei Objekte in Seyferts Liste
(hier mit RG = Radiogalaxie gekennzeichnet) gehören dazu: NGC 1068 = 3C71 mit
Lradio = 1 · 10 40 erg s −1 und NGC 1275 = 3C 84 = Per A mit Lradio = 3 · 10 42 erg
s −1 . Die Besonderheiten der breiten Spektrallinien wurden aber immer noch ignoriert.
Das änderte sich erst mit den Arbeiten von Morgan über N-Galaxie und endgültig mit
der Entdeckung der Quasare.
Seyferts sind heute per Difinitionem Galaxien mit hellen Kernen und Emissionsli-
nien. Etwa 1 % aller hellen Galaxien sind Seyfert Galaxien. Die Leuchtkräfte von
Erste Seyferts
NGC Rem
1068 RG
1275 RG
3227
3516
4051
4141
5548
7469
Tab. 1.48: Seyferts
Seyfert Galaxien liegen zwischen 10 42 erg s −1 und 10 45 erg s −1 . Die bisher kürzeste Zeitskala für Intensitätsvariationen
bei Seyferts wurden bei NGC 6814 mit 800 Sekunden und bei NGC 4051 mit 10 3
Sekunden gemessen. Die Seyfert Galaxie M106 = NGC 4258 ist der bisher beste, galaktische Schwarz-
Loch-Kandidat mit einer Masse von M = 3.9 · 10 7 M⊙ innerhalb von einem Radius von R = 0.12 pc.
Ihre zeitliche Veränderlichkeit im harten Röntgenbereich skaliert mit 7.3 dex ähnlich wie die Masse
mit dem besten stellaren Schwarz-Loch-Kandidat, Cyg X-1.
Seyfert Galaxien werden nochmals (rein spektroskopisch) unterteilt in zwei Typen.
Seyfert I haben erlaubte, breite Linien (entspr. von 1000 bis 5000 km s −1 Linienhalbwertsbreite) und
Seyfert II haben erlaubte und verbotene, schmale Linien (entspr. 300 bis 1000 km s −1 Linienhalbwertsbreite).
Im Standardmodell werden die beiden Typen wie folgt gedeutet. Bei Seyferts vom Typ 1 sieht man direkt ins Zentrum. Die
Säulendichte NH ist normal. Dort befindet sich ein Schwarzes Loch
mit einer Masse von dex(6 - 9)M⊙. Um das Zentrum, im Abstand
von einigen Parsec, befindet sich ein Torus aus undurchsichtigem
Gas (optisch dick). Bei Seyferts vom Typ 2 sieht man auf diesen
Torus. Die Säulendichte NH ist anormal groß. Der Kern bleibt unsichtbar,
seine Existenz folgt aus einer Energiebilanz. Eine ähnliche
Einteilung gilt für Radio Galaxien mit AGN.
Die Tabelle gibt Beispiele von leuchtschwachen Radio Galaxien,
wo man vermutlich den Torus sieht, den Kern aber nicht. Bei PKS
0305+03 handelt es sich um eine isolierte Galaxie mit heißer Korona,
die anderen Quellen sind alle Mitglieder eines Galaxienhau-
fens.
Radio Galaxien mit Dunkelkern
PKS Nr alt. Bez. z mV
0305 + 03 3C78, NGC 1218 0.029 13.84
0620 − 52 0.051 15.50
0625 − 53 0.054 15.54
0625 − 35 OH 342 0.055 16.50
1648 + 05 3C58, Her A 0.154 18.50
Tab. 1.49: AGN Kerne
Die Röntgen Leuchtkraft, LX, beträgt im Extremfall für Her A 3 · 10 44 erg s −1 . NGC 1218 hat LX = 3 · 10 42 erg s −1 und
OH 342 hat LX = 5 · 10 43 erg s −1 .
• BEISPIEL
Neben den reinen Typen Seyfert 1 mit breiten Linien und Seyfert 2 mit schmalen Linien, gibt es als
Sonderfälle Seyfert 1 mit schmalen Linien und Seyfert Galaxien mit beidem: gleichzeitig schmale und
breite Linien. Ein Beispiel für letzteren Typ ist NGC 4151.
• BEISPIEL (SEYFERTS I)
Eine besonders leuchtstarke Seyfert 1 Galaxie ist IRAS 13224 − 3809 mit fast LX = 10 11 L⊙, die wir schon kennen. Die
Rotverschiebung beträgt z = 0.06 (Entfernung D = 360 Mpc). Sie variiert um einen Faktor zwei in der Leuchtkraft und
das in 800 Sekunden. Die IR Leuchtkraft ist mit LIR = 5 · 10 11 L⊙ = 1.5 · 10 45 erg s −1 noch 5mal größer als im Röntgen.