V Menschen und Ereignisse - Max-Planck-Institut für Astronomie

III.3 Näher und näher an die Zentren von Galaxien
Alle massereichen Galaxien besitzen ein ausgeprägtes
Zentrum, wo sowohl die Sterndichte als auch die
Häufigkeit des molekularen Gases um mindestens
das Zehnfache höher ist als im Durchschnitt. Einige
wenige Prozent der Galaxien beherbergen jedoch in
ihren Zentren einen besonderen Motor, der sehr viel
stärker ist, als eine Konzentration von Sternen und Gas
erklären könnte – wir nennen diese Zentren »aktive
Galaxienkerne« (active galactic nuclei, AGN). Das
MPIA nutzt seinen privilegierten Zugang zu weltweit
einzigartigen Instrumenten am Very Large Telescope
(VLT) auf dem Cerro Paranal in Chile und führt dort
ein Projekt durch, mit dem das Geheimnis entschlüsselt
werden soll, wie der zentrale Motor dieser AGN
funktioniert. Zu diesem Zwecke verwenden wir eine
Kombination aus hoher und höchster Winkelauflösung,
die unsere Beobachtungen immer dichter an die unmittelbare
Quelle der Aktivität heranführt.
Die überwiegende Strahlung im heutigen Universum
stammt von Sternen, die ihre Energie durch Kernfusion
erzeugen. Wir wissen jedoch, dass die extrem energiereichen
Prozesse, die in aktiven Galaxienkernen ablaufen,
nicht durch normale Sterne erzeugt werden können, sondern
mit einem exotischeren Prozess in Zusammenhang
stehen müssen, der in der Lage ist, über Zeitspannen von
10 7 Jahren hinweg kontinuierlich 10 35 – 10 39 Watt freizusetzen.
Der extremste Fall einer solchen galaktischen
Kernaktivität tritt in Quasaren auf, wo der Kern selbst so
leuchtkräftig ist, dass er die gesamte Galaxie mit ihren
Milliarden Sternen um Größenordungen überstrahlt. Vor
mehr als 30 Jahren (1969) schlug der britische Astronom
Donald Lynden-Bell vor, dass aktive Galaxien ihre
Energie durch Akkretion von Materie auf supermassereiche
Schwarze Löcher in ihren Zentren beziehen. Wenn
die Zufuhr von Materie zu einem späteren Zeitpunkt aufhört,
kommt die Aktivität zum Erliegen, das massereiche
Schwarze Loch bleibt jedoch im Zentrum der Galaxie erhalten.
Entsprechend sollten diese massereichen, dunklen,
kompakten Objekte als Überreste einer früheren Quasar-
Phase noch immer in den Kernen vieler ruhiger Galaxien,
vielleicht sogar in allen Galaxien, schlummern. Und
dies scheint in der Tat meist der Fall zu sein: Die in den
letzten Jahren angesammelten Beobachtungshinweise
deuten mit großer Sicherheit auf die Existenz eines
supermassereichen Schwarzen Lochs in unserer eigenen,
jetzt ziemlich friedlichen Milchstraße hin, und
das Gleiche gilt für viele andere nahe Galaxien. Nach
heutigen Messungen haben diese zentralen Schwarzen
Löcher die 10 6 - bis 10 7 -fache Masse unserer Sonne,
konzentriert in einem Gebiet, das nicht größer ist als un-
ser Sonnensystem. Die Anziehungskraft, die eine derart
hohe Massenkonzentration ausübt, wird von den Sternen
und dem Gas in ihrer unmittelbaren Nachbarschaft
gespürt werden. Selbst wenn wir also das Schwarze
Loch nicht direkt sehen können, können wir durch die
Untersuchung der Sterne und des Gases in seiner Umgebung
auf seine Gegenwart schließen. Deshalb bemühen
sich die Astronomen, die Zentren von Galaxien mit
der höchstmöglichen räumlichen Auflösung zu erkun-
den.
Eine Schwierigkeit bei der Untersuchung von
Galaxienzentren ist die Tatsache, dass viele von ihnen
anscheinend tief in Staub eingebettet sind. Dieser absorbiert
einen beträchtlichen Teil des Lichts aus diesen
Gebieten, sodass wir keine freie Sicht auf den zentralen
Motor haben. Deshalb sind für die Untersuchung
von Galaxienzentren neben sehr hohen räumlichen
Auflösungen auch Beobachtungen in Bereichen des elektromagnetischen
Spektrums nötig, wo die Auswirkungen
der Staubabsorption gering sind. Solche Beobachtungen
sind bei anderen Wellenlängen als denen des uns vertrauten
sichtbaren Bereichs tatsächlich möglich, und zwar
bei den kürzesten Röntgenwellenlängen oder bei langen
Wellenlängen in den Infrarot- und Radiobereichen. Im
nahen Infrarot, bei etwa 2 mm, ist die Auswirkung der
Staubabsorption bereits fünfmal geringer als im optischen
Bereich; im mittleren Infrarot, bei Wellenlängen
größer als 10 mm, ist sie fast vernachlässigbar. Hinzu
kommt, dass der Staub durch die Absorption ultravioletter
und optischer Strahlung auf Temperaturen
von einigen hundert Kelvin aufgeheizt wird. Und die
Strahlung dieses warmen Staubs ist dann bei mittleren
Infrarotwellenlängen direkt beobachtbar.
Das MPIA in Heidelberg hat die Möglichkeiten erkannt,
die Infrarotbeobachtungen im Hinblick auf staubverhüllte
Quellen bieten – das sind neben Galaxienkernen
auch Sterne in der Frühphase ihrer Entstehung – und
für diesen Spektralbereich hochmoderne, auf adaptiver
Optik und Interferometrie basierende Instrumente
entwickelt. Diese Instrumente erlauben es uns, die
Galaxienkerne auf räumlichen Skalen zu beobachten,
wie sie nie zuvor zugänglich waren: bis hinab zu einigen
zehn Millibogensekunden (1 Millibogensekunde =
1 /1000 Bogensekunde = 2.8 10 –6 Grad). Bislang wurden
Skalen deutlich unter einer Bogensekunde im optischen
Bereich nur mit dem HUBBLE-Weltraumteleskop und im
Radiobereich mit Hilfe von Interferometrie mit großer
Basislänge erreicht. Eines der neuen Infrarotinstrumente
ist NAOS-CONICA (NACO), eine Kombination aus Kamera
und Spektrograph für das nahe Infrarot (1 – 2.5 mm), die
es ermöglicht, das »Verwackeln« astronomischer Bild-
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