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

Weitere Magazine

Empfehlungen

Info

68 III. Wissenschaftliche Arbeiten III.4 Brennstoff für die zentrale Kiloparsec-Region oder: Wie aktiviert man Galaxiezentren? Die Zentralregion einer Spiralgalaxie ist ein besonderer Ort. Ein deutlicher Anteil der Spiralgalaxien zeigt Aktivität in Form (heftiger) Sternentstehung oder gar leuchtender galaktischer Schwarzer Löcher. Diese Aktivität benötigt offenbar einen Brennstoff, der vermutlich in Form von molekularem Gas geliefert wird. Relativ unklar ist bisher jedoch, wie dieses Material in das unmittelbare Zentrum geleitet wird. Zahlreiche verschiedene Modelle sind vorgeschlagen worden, doch erst jetzt, nachdem mit Hilfe von Interferometern Beobachtungen mit höchster Winkelauflösung im Millimeterspektralbereich möglich sind, können diese Modelle auch am Teleskop getestet werden. Im Rahmen unserer Strategie, Galaxien und kosmologische Theorien in vielen verschiedenen Wellenlängenbereichen zu untersuchen, haben wir am Max-Planck- Institut für Astronomie kürzlich begonnen, auf diesen Gebieten aktiv an kombinierten Beobachtungen im nahen Infrarot, (Sub-)Millimeter- und Radiobereich teilzunehmen. Astronomen am MPIA spielen eine führende Rolle in mehreren großen internationalen Kollaborationen zur Untersuchung naher Galaxien. Zwei Durchmusterungen mit starker Beteiligung des MPIA sind das »Galaxienkern-Projekt« (»Nuclei of Galaxies projekt«, NUGA, Eva Schinnerer) sowie die »SPITZER-Infrarot- Durchmusterung naher Galaxien« (»SPITZER-Infrared Nearby Galaxy Survey«, SINGS, F. Walter, J. Cannon), einer der sechs »SPITZER Legacy Surveys«. Zusätzlich leiten MPIA-Astronomen zwei der wenigen »Großprojekte« am Very Large Array (VLA) des National Radio Astronomy Observatory (NRAO), die mit Untersuchungen bei verschiedenen Wellenlängen verknüpft sind: »The HI Nearby Galaxy Survey«, THINGS (F. Walter, PI und F. Bigiel) und VLA-COSMOS, welches der Untersuchung des fernen Universums gewidmet ist (Eva Schinnerer, V. Smolcic). Weitere detaillierte Untersuchungen in diesem Zusammenhang beinhalten Radio/mm-Beobachtungen der Wirtsgalaxien der entferntesten Quasare und von Sub- Millimeter-Galaxien (F. Walter, K. Knudsen, D. A. Riechers). Hier wollen wir einen kurzen Überblick über die Anstrengungen geben, die zur Zeit unternommen werden, um die Prozesse der Brennstoffzufuhr in nahen Ga- laxien besser zu verstehen. Dies ist nur ein Aspekt der Studien bei verschiedenen Wellenlängen, welcher durch zusätzliche Informationen aus dem langwelligen Be- reich erschlossen wird. Neueste Ergebnisse der anderen in vielen verschiedenen Wellenlängenbereichen durchge- führten Beobachtungsprogramme werden in den nächsten Berichten vorgestellt werden. Was macht Galaxienzentren zu besonderen Orten? Im Allgemeinen können die Zentren von (Spiral-) Galaxien leicht anhand ihres Überschusses an Sternlicht identifiziert werden. Ein deutlicher Anteil nahegelegener Galaxien zeigt auch Anzeichen für eine zusätzliche Kernaktivität, entweder in Form von jüngster oder noch andauernder heftiger Sternentstehung, oder durch die Existenz eines aktiven Galaxienkerns (AGN). Man geht davon aus, dass ein AGN entsteht, wenn ein ruhiges, massereiches Schwarzes Loch durch einfallendes Gas aus seiner umgebenden Wirtsgalaxie gespeist wird. Diese Arten von Kernaktivität sind ziemlich überraschend. Denn eigentlich sollte man erwarten, dass die unmittelbaren Zentren von Galaxien keine geeigneten Orte für Sternentstehung sind, da starke Gezeiten- und Scherkräfte an den Molekülwolken zerren und die starken UV-Strahlungsfelder der dichten Sternpopulationen zur Aufheizung und Photo-Dissoziation des molekularen Gases führen. Jüngste Beobachtungen mit dem Weltraumteleskop HUBBLE bei optischen und nahen Infrarotwellenlängen haben jedoch gezeigt, dass in den pho- tometrischen Zentren von Spiralgalaxien aller Hubble- Typen sehr häufig kompakte (Durchmesser in der Größenordnung einiger Parsec), photometrisch deutlich erkennbare Sternhaufen vorhanden sind. Überraschenderweise stellt sich heraus, dass die Strahlung vieler genauer untersuchter Sternhaufen in galaktischen Kernen von einer jungen Sternpopulation mit einem Alter von unter 100 Millionen Jahren dominiert wird. Diese Galaxien müssen offenbar in jüngster Zeit einen deutlichen Zustrom an molekularem Gas – dem Material für Sternentstehung – in ihre unmittelbaren Zentralregionen erfahren haben, damit eine solche Sternentstehung möglich war. Die Verbindung zwischen der Wirtsgalaxie und ihrem zentralen Motor stellt nach wie vor ein Dilemma der AGN-Forschung dar. Neueste Modelle der Speisung von AGN und der Vereinheitlichung von AGN-Typen beinhalten beobachtbare Effekte in den Wirtsgalaxien, die sich auf Skalen von einigen zehn bis etwa 1000 pc abspielen (zum Beispiel ineinandergeschachtelte Balken, Kernscheiben und Staub). Man geht davon aus, dass AGN-Aktivität in Galaxien eng mit der Verfügbarkeit von (molekularem) Gas direkt im Zentrum zusammenhängt. Aus der Anzahldichte naher AGN ergibt sich eine »Einschaltdauer« von etwa 100 Millionen Jahren. Somit muss der Speisungsmechanismus in der Lage sein, das Gasreservoir im Kern in diesem Zeitraum wieder aufzufüllen.
Unsere gegenwärtige Vorstellung von der Brennstoffzufuhr in Galaxienkerne Obwohl sich langsam ein mögliches Szenario für die Speisung von Galaxienzentren herausbildet, gibt es nach wie vor eine Fülle unbeantworteter Fragen. Es besteht keine Einigkeit bezüglich des genauen Mechanismus, der den Einfall von Gas in das eigentliche Galaxienzentrum antreibt. Auf großräumigen Skalen wurde vorgeschlagen, dass dynamische Störungen (z.B. Zusammenstöße von Galaxien, Verschmelzungen und Akkretion von Materie), Balken, Spiralarme und ihre gravitativen Drehmomente den Einfall von Gas bis hinab zu Skalen von etwa dem zentralen Kiloparsec antreiben. So werden zum Beispiel bei mindestens 75 % aller Spiralgalaxien Balken beobachtet, und man glaubt, dass sie eine Schlüsselrolle in diesem Prozess spielen, indem sie Gas von der äußeren großräumigen Scheibe in den zentralen 1 Kiloparsec großen Bereich transportieren. Numerische Simulationen haben gezeigt, dass durch den Balken ausgeübte Drehmomente gasförmiges Material sehr effizient in das Zentrum einer Galaxie befördern können, und genauere Vergleiche großräumiger Eigenschaften einzelner Galaxien mit dynamischen Modellen zeigen eine recht gute Übereinstimmung. Für die großräumigen Gasströmungen hat man insgesamt ein relativ gutes Modell. Um jedoch den sehr effizienten Massentransport von der Kiloparsec-Skala in die innersten 100 pc zu erklären, muss man sich mit dem keineswegs trivialen Problem befassen, wie der Drehimpuls abgeführt werden kann. Zunächst wurden sekundäre oder innere Balken vorgeschlagen, die die letzten paar Parsec überbrücken sollten. Doch neuerdings wurde angeregt, dass andere Mechanismen, z.B. m = 1 Moden wie schräg liegende Scheiben oder einarmige Spiralen und/oder Gasdichtewellen, genauso wichtig oder wichtiger sind. Ebenso ist möglich, dass das Einströmen von Gas zunächst zu einem Ausbruch von Sternentstehung (»Starburst«) im Kern führt und dann die durch Gezeiten auseinander gerissenen Sterne dieses neu im Kern gebildeten Sternhaufens den AGN speisen. Somit ist das seit langem bestehende Problem des Brennstofftransports in die zentrale Kiloparsec-Region nach wie vor ungelöst und stark umstritten. Es ist ziemlich schwierig, Modelle für die Gasströmung auf Skalen von wenigen zig Parsec in der Praxis zu überprüfen, da hierzu eine hohe räumliche Auflösung und damit auch hohe Winkelauflösung nötig ist. Bislang stehen nur für einige wenige Galaxien Daten hoher Qualität zur Verfügung, um Vorhersagen der Modelle zu überprüfen. Aber man hat auch gerade erst begonnen, Modelle für die Gasströmung im innersten Kiloparsec-Bereich zu erstellen. Ein vereinfachtes Bild einer Gasströmung aufgrund eines großräumigen stellaren Balkens (von einigen kpc Länge) kann wie folgt beschrieben werden (siehe Abb. III.4.1): Jedes rotierende Muster (wie ein Balken oder III.4 Brennstoff für die zentrale Kiloparsec-Region oder: Wie aktiviert man Galaxiezentren? 69 Spiralarme) in einer differentiell rotierenden Scheibe führt zu Resonanzen. Insbesondere der Ort der Korotationsresonanz ist für Gasströmungen von Bedeutung. Der Radius der Korotationsresonanz ist der Ort, wo die Winkelgeschwindigkeit des Musters gleich der Winkelgeschwindigkeit aufgrund des Gravitationspotentials ist. Die Drehmomente, die z.B. von einem stellaren Balken ausgeübt werden, führen dazu, dass sich das Gas von dieser Resonanz fortbewegt. Daher wandert sämtliches Gas innerhalb der Korotationsresonanz in Richtung Zentrum. Ist ein stellarer Balken vorhanden, so sammelt sich das Gas längs der Vorderseiten des rotierenden Balkens an und bildet Staubbänder. In einem solch einfachen Bild (Abb. III.4.1) sind die Umlaufbahnen einzelner Gaswolken nicht mehr kreisförmig, sondern elliptisch. Zudem sind diese elliptischen Bahnen gegeneinander geneigt, wodurch das Gas jedes Mal, wenn die Gaswolke in das Gebiet der Staubbänder eintritt, Drehimpuls verliert. Je nach der genauen Form des Gravitationspotentials und den Eigenschaften des stellaren Balkens können sich die Gaswolken in der Zentralregion ansammeln und eine Abb. III.4.1: Schematische Ansicht der Gasströmung in einer Spiralgalaxie mit einem großräumigen stellaren Balken (grau gestrichelt). Die ungefähren Positionen zweier für die Speisung der Kernaktivität wichtiger Resonanzen sind angegeben (schwarz gestrichelt): Die Ko-Rotationsresonanz (CR) und die Innere Lindblad-Resonanz (ILR). Kurz ausgedrückt kann das zwischen diesen beiden Resonanzen liegende Gas Drehimpuls verlieren und näher an die Kernregion strömen. Idealisierte Umlaufbahnen der Gasströmungen sind als schwarze Ellipsen dargestellt. Wo die Ellipsen einander nahe kommen, können Gaswolken durch Stoßwellen sehr effizient Drehimpuls verlieren. Diese Regionen sind als so genannte Gas- und/oder Staubbänder (rot gestrichelt) in den Scheiben von Balken-Spiralgalaxien deutlich erkennbar. ILR Balken CR Staubbahn
Seite 1 und 2:
Max-Planck-Institut für Astronomie
Seite 3 und 4:
Max-Planck-Institut für Astronomie
Seite 5:
Inhalt Vorwort ....................
Seite 8 und 9:
6 I. Allgemeines I.1 Wissenschaftli
Seite 10 und 11:
8 I. Allgemeines Grundsätzlich gib
Seite 12 und 13:
10 I. Allgemeines jetzt anlaufenden
Seite 14 und 15:
12 I. Allgemeines Partner in einem
Seite 16 und 17:
14 I. Allgemeines doch keinen Input
Seite 18 und 19:
16 I. Allgemeines
Seite 20 und 21: 18 II. Highlights II.1 Staubwachstu
Seite 22 und 23: 20 II. Highlights 18°1402 Dec (J20
Seite 24 und 25: 22 II. Highlights II.2 Die Entwickl
Seite 26 und 27: 24 II. Highlights Flussdichte [Jy]
Seite 28 und 29: 26 II. Highlights II.3 Rätselhafte
Seite 30 und 31: 28 II. Highlights Abb. II.3.4: Der
Seite 32 und 33: 30 II. Highlights Über den Monocer
Seite 34 und 35: 32 II. Highlights liche Form könnt
Seite 36 und 37: 34 II. Highlights Alter des Univers
Seite 38 und 39: 36 II. Highlights II.6 Warum sinkt
Seite 40 und 41: 38 II. Highlights berechnet. Aus de
Seite 42 und 43: 40 III. Wissenschaftliche Arbeiten
Seite 82 und 83: 80 IV. Instrumentelle Entwicklungen
Seite 102 und 103: 100 IV. Instrumentelle Entwicklunge
Seite 104 und 105: 102 V. Menschen und Ereignisse V Me
Seite 106 und 107: 104 V. Menschen und Ereignisse Abb.
Seite 108 und 109: 106 V. Menschen und Ereignisse V.2
Seite 112 und 113: 110 V. Menschen und Ereignisse V.3
Seite 114 und 115: 112 V. Menschen und Ereignisse Wie
Seite 116 und 117: 114 V. Menschen und Ereignisse stel
Seite 120 und 121:
118 V. Menschen und Ereignisse V.7
Seite 122 und 123:
120 V. Menschen und Ereignisse Abb.
Seite 124 und 125:
122 V. Menschen und Ereignisse nom
Seite 126 und 127:
124 V. Menschen und Ereignisse ren,
Seite 128 und 129:
126 Personal Heidelberg Direktoren:
Seite 130 und 131:
128 Arbeitsgruppen/Zusammenarbeit m
Seite 132 und 133:
130 Zusammenarbeit mit Firmen/Lehrv
Seite 134 und 135:
132 Tagungen, Vorträge Sami Dib: U
Seite 136 und 137:
134 Tagungen, Vorträge Computation
Seite 138 und 139:
136 Weitere Aktivitäten/Veröffent
Seite 140 und 141:
138 Veröffentlichungen Dib, S., A.
Seite 142 und 143:
140 Veröffentlichungen the superno
Seite 144 und 145:
142 Veröffentlichungen H. W. Rix,
Seite 146 und 147:
144 Veröffentlichungen Tagungsbeit
Seite 148 und 149:
146 Veröffentlichungen Ghedina: PI
Seite 150 und 151:
148 Veröffentlichungen Carnegie Ob
Seite 152 und 153:
150 Veröffentlichungen Pubikatione
Seite 154 und 155:
152 Veröffentlichungen Martí, J.,
Seite 156 und 157:
154 Zahlen und Fakten
Seite 158:
Die Max-Planck-Gesellschaft Die Max
Alle anzeigen

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

Erfolgreiche ePaper selbst erstellen

Template löschen?

Als Template speichern?