V Menschen und Ereignisse - Max-Planck-Institut für Astronomie
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is hinauf zu Fe +23 nachgewiesen worden. Wegen ihrer<br />
hohen Ionisationsstufen können diese Linien nur in<br />
Gaswolken auftreten, die sehr nahe – innerhalb weniger<br />
Dutzend Parsec – an der Zentralquelle liegen. Sie sind<br />
daher echte Indikatoren <strong>für</strong> die dynamischen Vorgänge<br />
<strong>und</strong> Strahlungsprozesse, die im Gas relativ dicht am zentralen<br />
Motor ablaufen.<br />
Diese hochionisierten Wolken konnten bislang nicht<br />
räumlich aufgelöst werden. Die hohe räumliche Auflösung,<br />
die NACO im Infrarotbereich liefert, wo einige<br />
der stärksten hochionisierten Linien abgestrahlt werden,<br />
ermöglicht uns nun jedoch eine genauere Untersuchung<br />
der Wolken. Daher führen wir am MPIA ein ehrgeiziges<br />
Programm durch mit dem Ziel, zum ersten Mal die<br />
Größe, Morphologie <strong>und</strong> Kinematik diese hochionisierten<br />
Wolken in den nächstgelegenen aktiven Galaxien zu<br />
bestimmen. Dazu verwenden wir NACO <strong>und</strong> die hohe<br />
spektrale Auflösung von Spektrographen wie ISAAC am<br />
VLT.<br />
Erste Ergebnisse dieses Programms wollen wir anhand<br />
der nahen Galaxie ESO 428 veranschaulichen. Abb.<br />
III.3.5 zeigt eine NACO-Aufnahme dieser Galaxie in reinem<br />
Kontinuumslicht, die mit einem Schmalbandfilter<br />
bei 2.42 mm gemacht wurde. Im Kontinuumslicht weist<br />
die Galaxie eine sehr glatte Lichtverteilung auf, wie man<br />
sie häufig in normalen elliptischen Galaxien findet. Bildet<br />
man jedoch das hochionisierte Gas ab, z.B. im Licht einer<br />
Si 6+ -Linie bei 2.48 mm, ist die Morphologie eine völlig<br />
–29°1927.7<br />
Deklination (2000)<br />
28.3<br />
28.9<br />
29.5<br />
III.3 Näher <strong>und</strong> näher an die Zentren von Galaxien 65<br />
andere: Abb. III.3.6 zeigt eine helle Quelle im Zentrum<br />
(den Kern) <strong>und</strong> eine längs einer Vorzugsrichtung ausgedehnte<br />
diffuse Strahlung. Diese stimmt erstaunlich gut<br />
mit der Richtung der bekannten Radiojets überein, die in<br />
entgegengesetzten Richtungen vom Kern ausgehen.<br />
Diese Radiojets sind höchstwahrscheinlich durch magnetisch<br />
angetriebene Winde von der Akkretionsscheibe<br />
abgeblasen worden. Die mit unseren NACO-Bildern gemachte<br />
wichtige Entdeckung besteht darin, dass das hoch-<br />
ionisierte Gas entweder in einem extrem gebündelten<br />
Wind entlang derselben Richtung abströmt wie die Jets<br />
oder aber ein eher lokales Phänomen ist, hervorgerufen<br />
durch den Zusammenprall der Plasmajets mit dem interstellaren<br />
Medium, auf das sie auf ihrem Weg nach außen<br />
treffen.<br />
Die Linienprofile dieses hochionisierten Gases deuten<br />
häufig auf sehr hohe Geschwindigkeiten von bis zu 2000<br />
km/s hin. Noch bedeutsamer ist, dass sie verglichen mit<br />
den Linien niedriger oder mittlerer Ionisationsgrade, die<br />
Abb. III.3.6: Die gleiche Galaxie wie in Abb. III.3.5, hier<br />
jedoch im Licht der verbotenen Emissionslinie von Si 6+ bei<br />
2.48 mm; gezeigt sind nur die zentralen 400 pc 400 pc.<br />
Die Konturen stellen die Radiojets dar, die von einer hellen<br />
Zentralquelle, dem aktiven Kern, ausgehen. Die übereinstimmende<br />
Ausrichtung des Radioplasmas <strong>und</strong> des hochionisierten<br />
Gases ist deutlich sichtbar.<br />
7h16 m31. s 30.1<br />
31. 20<br />
s 31. 24<br />
s29 31. s15 31. s Rektaszension (2000)<br />
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