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

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