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

Wände des Torus begrenzt wird. Häufig werden auch
polare Abströmungen von Gas oder sogar eng gebündelte
Jets beobachtet. Man nimmt an, dass der Torus zwischen
einigen wenigen und etlichen zig Parsec groß ist und
einen deutlichen Temperaturgradienten aufweist (heißer
als 1000 Kelvin an der Innenwand und nach außen
abfallend auf einige Dutzend Kelvin). Aufgrund seiner
Temperatur strahlt der Torus hauptsächlich im mittleren
Infrarotbereich. Der Temperaturabfall nach außen sollte
dazu führen, dass die scheinbare Größe des Torus mit der
Wellenlänge anwächst.
Der staubverhüllte aktive Kern der Circinus-Galaxie.
Die ersten Ergebnisse von MIDI, in denen zum ersten
Mal die Emission im mittleren Infrarot des Staubtorus
von NGC 1068, dem Prototyp einer Seyfert-II-Galaxie,
aufgelöst wurde, sind bereits im vorjährigen Jahresbericht
vorgestellt worden. Daher möchten wir uns jetzt auf die
Ergebnisse des NACO-Instruments konzentrieren, das
im nahen Infrarot arbeitet. Obwohl seine räumliche
Auflösung der des MIDI-Interferometers unterlegen ist,
hat es den Vorteil, Direktaufnahmen und Spektren im
nahen Infrarot zu liefern, die eine dreimal bessere räumliche
Auflösung haben als das HST.
Abb. III.3.1 zeigt eine NACO-Kompositaufnahme der
Zentralregion einer der nächstgelegenen aktiven Galaxien
am Südhimmel, der Circinus-Galaxie. Trotz ihrer geringen
Entfernung ist die Kernregion dieser Galaxie wegen
der großen Staubmengen um sie herum bei optischen
Abb. III.3.3: H-Band Aufnahmen der Zentralregion von Centaurus
A. Die Spaltorientierungen für die spektroskopischen Untersuchungen
mit NACO sind durch gerade Linien angegeben.
Dec
10
5
0
–5
+s
+s
–s
+s
–s
+s
–s
–s
–5 0
5
10
RA
III.3 Näher und näher an die Zentren von Galaxien 63
Wellenlängen nicht sichtbar. Nichtsdestoweniger sind
wir mit NACO in der Lage, nahe an ihr Zentrum zu gelangen:
Bei Wellenlängen größer als 2 mm erscheint dort
eine unbekannte helle Quelle (rote, helle Quelle in Abb.
III.3.1), von der mit dem HST bei Wellenlängen um 1.7
mm und kürzer nichts zu sehen war.
Unsere NACO-Aufnahmen bei Wellenlängen größer als
3 mm und ergänzende Interferometerbeobachtungen mit
MIDI zeigen, dass die rote, punktförmige Quelle in der
Circinus-Galaxie einen Radius von weniger als 1 pc und
eine längliche Morphologie hat (siehe Abb. III.3.2). Die
Orientierung der länglichen Struktur ist beinahe senkrecht
zu der Richtung, in der wir den Strahlungskegel
aus dem Circinus-Kern herauskommen sehen. Wie die
Abb. III.3.1 und III.3.2 zeigen, kommt ein Strahl gebündeltes
Licht aus dem Circinus-Kern hervor, der bis
in eine Entfernung von etwa 10 pc vom Zentrum reicht.
Ein breiter Strahl ist durch das ionisierte Gas verfolgbar
(Abb. III.3.2), während ein überraschend eng gebündelter
Strahl in Kontinuumslicht bei Wellenlängen unter 2
mm beobachtet wird (Abb. III.3.1). Im letzteren sehen wir
vermutlich Licht vom Kern, das von Staub oberhalb des
Torus gestreut wird.
Das Schwarze Loch in Centaurus A wird »gewogen«
Wie oben erklärt, verhindert der Drehimpuls, dass das
Material um den Kern direkt in das zentrale Schwarze
Loch stürzt. Der Abtransport von Drehimpuls geschieht
nur langsam, sodass das Gas bei jedem Radius nahezu
auf einer Keplerbahn rotiert. Dies gilt nicht nur für die
innere Akkretionsscheibe, sondern auch für Gasscheiben
bei größeren Radien.
Bei Centaurus A, dem nächstgelegenen AGN, haben
wir die Rotationsgeschwindigkeiten um den Kern mit
NACO gemessen, indem wir eine verbotene Linie von Fe +
bei einer Wellenlänge von 1644 mm beobachteten. Wir
verwendeten eine Spaltbreite von 86 Millibogensekunden
und erreichten eine räumliche Auflösung (längs des
Spalts) von ~ 60 Millibogensekunden. Um die Rotationsgeschwindigkeiten
und die Geschwindigkeitsdispersion
längs der vier beobachteten Positionswinkel des Spalts
zu beschreiben (Abb. III.3.3 und III.3.4), konstruierten
wir ein dynamisches Modell, in dem wir annehmen,
dass das Gas in einer dünnen Scheibe liegt. Wird die
interne Geschwindigkeitsdispersion des Gases in Form
eines Druckterms mit berücksichtigt (»heiße Scheibe«),
erhalten wir eine zentrale Masse von 8.6 10 7 M Sonne .
Spiegelt die beobachtete Geschwindigkeitsdispersion
nur Bahnbewegungen wider (»kalte Scheibe«), könnte
die Masse des Schwarzen Lochs um einen Faktor 2 kleiner
sein. Dieser Wert ist 2.5 mal geringer als der zuvor
von Marconi et al. (2000) abgeleitete. Der Unterschied
bei der Abschätzung der zentralen Masse beruht nicht
auf Differenzen im angenommenen Neigungswinkel,
sondern spiegelt hauptsächlich die Tatsache wider, dass