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

62 III. Wissenschaftliche Arbeiten
aufnahmen durch die Atmosphäre zu korrigieren. NACO
arbeitet am Very Large Telescope (VLT) der ESO am
Paranal-Observatorium (siehe Jahresbericht 2002). Das
zweite Instrument ist MIDI, ein Interferometer für den
mittleren Infrarotbereich (8 – 13 mm), das es ermöglicht,
die einzelnen 8-m-Teleskope des VLT zu einem riesigen
Teleskop zusammenzukoppeln (siehe Jahresbericht
2003).
Unsere Arbeitsgruppe am MPIA verwendet diese
Instrumente, um Bilder und Spektren der Kerne der uns
am nächsten gelegenen Galaxien am Südhimmel aufzunehmen.
Für die meisten unserer Beobachtungsobjekte
bedeutet die erreichte Auflösung, dass wir uns dem unmittelbaren
Galaxienzentrum auf 1 bis 10 Parsec nähern
(1 Parsec entspricht 3 10 15 m). Bei den allernächsten
Objekten können wir damit die Einflusssphäre des
Schwarzen Lochs auflösen; bei den meisten Objekten erreichen
wir diese knapp. Nichtsdestoweniger führen uns
diese Abstände 10- bis 30-mal dichter an das Zentrum
heran als es zuvor im mittlerem Infrarotbereich möglich
war.
Ziel unseres Projekts ist, direkte Beobachtungshinweise
für (oder gegen) die heute gängige Vorstellung zu
sammeln, wie das zentrale Kraftwerk in aktiven Galaxiekernen
funktioniert. Demnach sitzt in seinem direkten
Zentrum ein supermassereiches Schwarzes Loch mit
einer Masse zwischen 10 6 (bei der Milchstraße) und einigen
10 9 Sonnenmassen (bei hellen Quasaren).
Materie, die auf das Zentrum zuströmt, wird wegen
ihres Drehimpulses nicht direkt vom Schwarzen
Loch verschluckt. Stattdessen sammelt sie sich in einer
Akkretionsscheibe rings um das Schwarze Loch an, deren
Durchmesser bei einem typischen Schwarzen Loch
von 10 8 Sonnenmassen bis zu einem Zehntel Parsec
betragen kann.
In der Akkretionsscheibe verliert die Materie durch
Reibung Drehimpuls, spiralt nach innen, heizt sich
aufgrund der Reibung bis auf etwa 100 000 Kelvin auf
und wird dann schließlich vom Schwarzen Loch verschluckt.
Der Großteil der erzeugten Energie wird in
einem sehr weiten Spektralbereich von kurzwelligen
Röntgenstrahlen bis hin zu Infrarotwellenlängen abgestrahlt.
Genauere Berechnungen zeigen jedoch, dass
Reibung allein nicht ausreicht, um Drehimpuls abzuführen,
sondern dass auch polare Abströmungen von der
Scheibe dazu nötig sind.
Modelle sagen vorher, dass weiter außen Gas und
Staub um einen aktiven Kern in einer dicken, ringförmigen
Struktur verteilt sein sollten, in deren Zentrum der
aktive Kern liegt. Die Absorption durch diesen Staubtorus
kann zwar je nach seiner Ausrichtung den Kern vor unseren
Blicken verbergen, wird aber dennoch Strahlung vom
aktiven Zentrum in die polaren Richtungen entweichen
lassen. In den einfachsten Modellen fallen die Achsen
der Akkretionsscheibe und des umgebenden Torus zusammen.
Die Strahlung entweicht im Allgemeinen in
einem Kegel, dessen Öffnungswinkel durch die inneren
Abb. III.3.1: Die zentralen 100 Parsec der Cicinus-Galaxie
(Kompositaufnahme: rot – NACO 2 mm, grün – NACO 1.3 mm,
blau – HST 0.8 mm). Die rote Quelle kann als direktes oder gestreutes
Licht interpretiert werden, das von den Wänden eines
Staubtorus stammt. Ein ziemlich eng gebündelter Lichtstrahl
– helles längliches Gebiet beim Positionswinkel von ~ -45 °
– weist von der roten Quelle weg. Die Natur dieses Strahls aus
Kontinuumslicht ist uns nicht klar; höchstwahrscheinlich ist
es Streulicht von einem gebündelten Lichtstrahl, ähnlich dem
Phänomen eines Leuchtturms in einer nebligen Nacht.
Abb. III.3.2: Die mit NACO gewonnene J-K-Farbkarte von
Circinus zeigt eine leicht längliche Zentralquelle. Die Richtung
deren Längsachse ist senkrecht zum Ha-Ionisationskegel von
Circinus, dessen Umrisse hier dargestellt sind.