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

64 III. Wissenschaftliche Arbeiten
v [km/s]
s [km/s]
150
100
50
0
–50
–100
–150
400
300
200
100
P.A.: – 44.5 P.A.: 32.5 P.A.: 82.5 P.A.: 70.5
0
–1 – 0.5 0 0.5 1 –1 – 0.5 0 0.5 1 –1 – 0.5 0 0.5 1 –1 – 0.5 0 0.5 1
x
x
x
x
Abb. III.3.4: Die NACO-Rotationskurven (obere Bildreihe) und
Geschwindigkeitsdispersionsprofile (untere Bildreihe), gewonnen
aus einer Fe + -Emissionslinie längs der vier in Abb. III.3.3
gezeigten Spaltpositionen. Man beachte, dass die Bildreihen
nur das direkte Zentrum von Centaurus A innerhalb eines
Radius von 0.5 Bogensekunden (19 Parsec) zeigen. Das am
besten passende Scheibenmodell (rote Linien) nimmt einen
Abb. III.3.5: Kontinuumstrahlung der nahen Seyfert-II-Galaxie
ESO 428, aufgenommen von NACO bei 2.42 mm. Eine sich
wiederholende Farbtabelle unterstreicht die elliptische Lichtverteilung.
Das Lichtprofil ist durch eine helle Spitze im
Zentrum gekennzeichnet, die die Position des Kerns markiert.
Diese helle Spitze stammt aus einem Gebiet mit nur 13 pc
Durchmesser.
Neigungswinkel von 45° an und führt zu einer Masse für das
Schwarze Loch von (8.6 0.3) 10 7 M Sonne . Hierbei nehmen
wir an, dass das Gas eine innere Geschwindigkeitsdispersion
hat, die wie ein Druckterm wirkt. Wird die Geschwindigkeitsdispersion
in dem Modell vernachlässigt (kalte Scheibe), ergibt
sich eine Masse für das Schwarze Loch, die um den Faktor 2
geringer ist.
wir zum ersten Mal die Einflusssphäre des Schwarzen
Lochs im Zentrum von Centaurus A aufgelöst haben.
Die aus unserer Untersuchung abgeleitete geringe Masse
für das Schwarze Loch stimmt sehr viel besser mit der
mittleren Korrelation zwischen den Massen Schwarzer
Löcher und den Massen der aus Sternen bestehenden
galaktischen Zentralbereiche (engl. Bulges) in anderen
Galaxien überein.
Wie weit nach außen reicht der Einfluss des AGN?
Wie oben bereits erwähnt, zeigen aktive Galaxienkerne
häufig Abströmungsphänomene und gebündelte Winde.
Eine Methode, die Dynamik und Energetik dieser Winde
zu verfolgen, ist die Untersuchung von Gas aus hochionisierten
Atomen. Die beobachteten, extrem hohen
Ionisierungsstufen erfordern Photonenenergien von
mehr als 100 eV. Photonen dieser Energie werden im
Allgemeinen nicht so leicht von Sternen erzeugt, sind
aber zweifellos während der aktivsten Phasen galaktischer
Kerne vorhanden. Der Abdruck, den dieses hochionisierte
Gas in den optischen und Infrarotspektren aktiver
Galaxien hinterlässt, besteht aus Emissionslinien von
Ionen wie Fe +6 bis Fe +13 , Si +5 bis Si +9 , Mg +7 , Ca +6 , Ne +5
usw. Bei der Röntgenstrahlung sind Ionisationsstufen