Astro-Lexikon A 2

A
A-Z

AGB-Stern kennzeichnet einen Stern, der eine bestimmte Entwicklungsphase im Hertzsprung-Russell-Diagramm durchläuft: er befindet sich auf dem asymptotischen Riesenast (engl. asymtotic giant branch, kurz AGB). Der Stern ist in der AGB-Phase stark aufgebläht zu einem Roten Riesen. AGB-Sterne erzeugen in s-Prozessen Elemente, die schwerer sind als Eisen. Damit sind diese Sterne wichtig für die Anreicherung des interstellaren Mediums mit Metallen. Genauer und im Zusammenhang wird die AGB-Phase unter dem Eintrag Sonne beschrieben.

Das Äquivalenzprinzip ist das wichtigste Prinzip, auf dem Albert Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie (ART) beruht. Andere wichtige Prinzipien der ART sind das Machsche Prinzip, das Kovarianzprinzip, das Korrespondenzprinzip und das Prinzip minimaler gravitativer Kopplung.

Kernaussage dieses Prinzips

In seiner knappen Formulierung besagt das Äquivalenzprinzip:

Schwere Masse und träge Masse sind gleichwertig.

Das bedeutet, dass es für einen Beobachter in einem abgeschlossenen Kasten nicht möglich ist zu unterscheiden, ob der Kasten auf der Oberfläche einer Masse in dessen Gravitationsfeld steht oder ob er gleichmäßig durch eine konstant wirkende Kraft ohne Gravitationsfeld im freien Raum beschleunigt wird. Diese beiden Fälle werden in der Abbildung rechts veranschaulicht: Wie man sieht, wirkt die Beschleunigung durch die Gravitation links genau entgegengesetzt zur Beschleunigung rechts; Testmassen innerhalb des Kastens - hier eine Kugel - zeigen dennoch in beiden Fällen das gleiche Verhalten und werden durch die gleiche Kraft (grüner Pfeil) nach unten gezogen.
Eine etwas andere Formulierung des Äquivalenzprinzips ist, dass man durch lokale Experimente nicht entscheiden kann, ob sich ein System im freien Fall in einer gekrümmten Raumzeit befindet oder ob es kräftefrei eine gleichförmig geradlinige Bewegung in flacher Raumzeit ausführt. Beide Systeme führen zu äquivalenten Beobachtungsphänomenen. Diese Eigenschaft heißt lokale Lorentzinvarianz: Man kann in der ART immer ein lokales Lorentzsystem konstruieren.
Bisweilen unterscheidet man die schwere Masse in passive schwere Masse, wenn ein Körper passiv in einem Gravitationsfeld fällt und in aktive schwere Masse, wenn ein Körper aktiv ein Gravitationsfeld erzeugt.

Historische Wegbereiter des Einsteinschen Äquivalenzprinzips

Galilei

Die berühmten Fall-Experimente Galileo Galileis (1564 - 1642) am Schiefen Turm von Pisa belegten, dass verschiedene Körper im freien Fall die gleiche Beschleunigung erfahren, also zum gleichen Zeitpunkt am Boden ankommen, unabhängig von ihrer Masse und Zusammensetzung. Diese Beobachtung Galileis wird als schwaches Äquivalenzprinzip bezeichnet. Gegensätzliche Beobachtungen sind meist die Folge des Luftwiderstandes und können in evakuierten Fallanordnungen eliminiert werden.

Eötvös

Im Jahr 1891 entwarf der ungarische Naturwissenschaftler Loránd Eötvös (1848 - 1919) - der übrigens auch in Heidelberg studierte - das erste Drehwaagen-Experiment. Mit dieser Anordnung konnte er die Gravitationskonstante G mit einer erstaunlichen Genauigkeit ermitteln. Das Messprinzip beruht darauf, dass zwei Massen unterschiedlicher Dichte starr miteinander durch einen Stab bekannter Länge verbunden sind und dieses hantelförmige Gebilde an einem Draht aufgehängt wird. Durch die Wirkung äußerer Gravitationskräfte werden die Massen aufgrund verschiedener Dichten unterschiedlich stark ausgelenkt: der Draht wird durch ein Drehmoment verdrillt (Torsion). Rückstellkräfte im Draht versuchen nun diesem Einfluss entgegenzuwirken, und es entsteht eine Torsionsschwingung. Die Methode ist dynamisch, weil sich die Massen zwischen massiven Wänden bewegen.
Mit diesem experimentellen Aufbau kann der Experimentator entweder bei sehr exakt bekannten Massen die Gravitationskonstante ermitteln, was von Interesse für die Physik ist, oder er kann unter Zugrundelegung der Gravitationskonstante das irdische Gravitationsfeld vermessen, was Eötvös im Dienste der Geologie anwandte.

Hochpräzision in experimenteller Physik

Die Drehwaagen erlaubten schon damals im 19. Jahrhundert, die Äquivalenz von schwerer und träger Masse bis auf eine Genauigkeit von 1:10⁸ genau zu ermitteln. Mittlerweile wurde das Experiment mittels Laser verfeinert (EötWash-Experiment) und die Genauigkeit gehört zu den präzisesten Messungen der Physik: träge und schwere Masse sind bis auf 1:10¹³ genau gleich!

Ein Pendel genauer betrachtet

Die Äquivalenz von schwerer und träger Masse setzt man übrigens stillschweigend beim Lösen der Pendelgleichung in der Mechanik voraus. Denn hier kürzt man die Masse des Schwingers heraus: auf der einen Seite der Gleichung seine schwere Masse, auf der anderen Seite seine träge Masse. Umgekehrt kann man gerade aus exakten Messungen in solchen Pendelexperimenten auf die Äquivalenz der Massen schließen.

Bedeutung des Äquivalenzprinzips

Die Unabhängigkeit von der Masse beim Fall von Testkörpern im Gravitationsfeld ist bereits ein Hinweis darauf, dass Gravitation eine geometrische Eigenschaft ist. Denn gemäß der ART ist Gravitation eine gekrümmte Raumzeit, in der sich Licht und Materieteilchen auf Geodäten bewegen!
Einstein nutzte das Äquivalenzprinzip aus, um seine Spezielle Relativitätstheorie auf beschleunigte Bezugssysteme zu verallgemeinern. Am Ende dieser Jahre dauernden, theoretischen Ausarbeitungen stand die Allgemeine Relativitätstheorie, eine (unquantisierte) Gravitationstheorie, die sehr erfolgreich unzählige Phänomene, die mit der Gravitation zusammenhängen, beschreibt.
Das Äquivalenzprinzip führt auch zu der Äquivalenz von Hawking-Effekt (im Gravitationsfeld Schwarzer Löcher) und Unruh-Effekt (im Vakuum).

Akkretion bezeichnet den Prozess, bei dem Materie von einem kosmischen Objekt aufgesammelt wird. Der Begriff stammt aus dem Lateinischen accretio, dt. 'Anwachsen', 'Zunahme'. Das aufsammelnde Zentralobjekt wird Akkretor oder gravitierendes Objekt genannt. Es kann sich dabei z.B. um einen gewöhnlichen Stern handeln. Besonders junge Sterne wie die Protosterne sind bekannt dafür, dass sie von der Materiewolke, aus der sie entstanden sind, Material aufsammeln. Eine andere prominente und wichtige Gruppe von Akkretoren sind die kompakten Objekte. Dazu zählen die Weißen Zwerge, Neutronensterne, stellare Schwarze Löcher und supermassereiche Schwarze Löcher.
Den Materiestrom nennt man in der Akkretionsphysik den Akkretionsfluss. Der Name Akkretionsfluss ist gerechtfertigt durch die Tatsache, dass die Materieströmung fließt wie eine Flüssigkeit. Die Wechselwirkung der Teilchen im Materiestrom ist paarweise und verleiht dem Akkretionsfluss die typischen Fließeigenschaften eines Fluidums.

Ursachen der Akkretion

Letztendlich ist Akkretion darauf zurückzuführen, dass ein kosmisches Objekt mit seiner Umgebung wechselwirkt. Die Umgebung des Akkretors ist nicht leer, sondern angefüllt mit Material wie dem interstellaren Medium (ISM). Der Akkretor ist massiv (im Sinne von massebehaftet) und besitzt daher ein Gravitationsfeld, das andere Objekte in der Nähe anzuziehen vermag (Dies ist die 'Newtonsche Sprache'. In der Sprache von Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie krümmt eine Masse die Raumzeit so sehr, dass die zeitartigen Geodäten am Akkretor enden. Akkretion ist somit eine geometrische Konsequenz.). Die Gravitation ist also die Ursache dafür, dass sich ein Akkretionsfluss ausbildet.

Vorsicht: Hier saugt keiner!

Es sei an dieser Stelle auf einen kleinen sprachlichen Aspekt zur Akkretion erläutert: Häufig liest man davon, dass die Akkretoren, insbesondere Schwarze Löcher, die Materie 'ansaugen', 'aufsaugen' oder 'einsaugen'. Diese Bezeichnungen sind nicht ganz korrekt: Saugen hat immer etwas mit einem Unterdruck zu tun (z.B. beim Staubsauger). Ein Unterdruck ist aber nicht die Ursache dafür, dass die Materie vom Loch aufgesammelt wird. Man kann allenfalls von Gravitationsdrücken sprechen. Ein Druck ist in der Physik eine Kraft auf eine Fläche, z.B. einer Masse auf eine Unterlage. Deshalb bietet sich an, von Gravitationskräften oder äquivalent Gravitationsdrücken zu sprechen.

Die effizienteste Strahlungsquelle im Kosmos!

Mit der Akkretion sind eine Reihe von Strahlungsprozesse verbunden: Das Material im Akkretionsfluss wird durch Reibungseffekte heiß und strahlt deshalb thermisch (Wärmestrahlung, Planckscher Strahler). In einem weniger dichten Akkretionsfluss wird Bremsstrahlung relevant. Sie entsteht dann, wenn elektrisch geladene Teilchen in einem elektromagnetischen Feld abgelenkt oder sogar gestoppt werden. Auch nichtthermische Strahlungsformen wie die Zyklotronstrahlung und die Synchrotronstrahlung spielen eine Rolle, wenn starke Magnetfelder und schnelle Elektronen (seltener auch von Protonen) im akkretierten Material vorkommen. Strahlung wechselwirkt mit Materie durch Streuung, Absorption und Emission. Allgemein sprechen Astronomen vom Strahlungstransport. In sehr heißen Materiereservoirs wird die Comptonisierung von niederenergetischer Strahlung wesentlich. Das erklärt die harten Spektren bis in den Bereich einiger 100 keV.
Ob und wie ausgeprägt die genannten Strahlungsprozesse vorkommen ist eine Frage des Akkretors: Generell kann man sagen, dass die Akkretionsflüsse bei kompakten Objekten sehr heiß und schnell werden. Deshalb wird das akkretierte Material ionisiert und in die Ladungsträger Ionen und Elektronen getrennt. Das involviert im Prinzip alle genannten Strahlungsformen. Bei weniger kompakten Objekten hingegen (normalen Sternen, Protosternen) ist der Akkretionsfluss kalt und langsam. Daher spielt hier die Atom- und Molekülphysik eine große Rolle.
Akkretion ist der effizienteste Prozess, um Gravitationsenergie in Strahlungsenergie umzuwandeln. Sie ist sogar effizienter als das nukleare Feuer in Sternen! Denn bis zu 42% der Ruheenergie der Materie kann bei der Akkretion in Strahlungsenergie verwandelt werden (rechnerische Details unter Eddington-Leuchtkraft). Demgegenüber weist die thermonukleare Fusion im Innern von Sternen nur eine Effizienz von 0.7% auf. Akkretion auf ein kompaktes Objekt erzeugt deshalb die größten bekannten Leuchtkräfte im Universum!

Spricht man von den hellsten Objekten im Kosmos, so bezieht man sich auf zwei Objektklassen:

• Die Gamma Ray Bursts (GRBs) und die Aktiven Galaktischen Kerne (AGN). GRBs sind Strahlungsausbrüche im höchsten Energiebereich elektromagnetischer Wellen. Strahlungsenergien liegen im Bereich von einigen 10 keV bis GeV. GRBs sind mit der Bildung eines stellaren Schwarzen Loches verbunden, das Materie des/der Vorläufersterns/-sterne akkretiert. Dabei treibt es einen hochrelativistischen Jet an, der sehr große Lorentz-Faktoren von 100 bis 1000 aufweist! Ein Lorentzfaktor von 1000 entspricht 99.99995% der Vakuumlichtgeschwindigkeit. Der Burst ist eine Folge davon, dass der Plasmastrom mit der Umgebung wechselwirkt und Synchrotronstrahlung im Bereich der Gammastrahlung erzeugt. In diesem anisotropen Feuerball-Szenario (Meszaros & Rees 1997) verlangsamt sich der Jet und erzeugt dann entsprechend niederenergetische Strahlung, das so genannte Nachleuchten des GRB (engl. GRB afterglow). Typische Leuchtkräfte eines GRBs liegen bei 10¹⁹ Sonnenleuchtkräften.
• Akkretion auf ein supermassereiches Schwarzes Loch ist gerade der 'Motor', der die hohe Leuchtkraft der AGN erzeugt. Dieses AGN-Paradigma geht auf eine Idee von Yakov Borisovich Zel'dovich, Igor Dmitrievich Novikov und Edwin E. Salpeter aus dem Jahre 1964 zurück und wurde in den Siebziger Jahren des 20. Jahrhunderts etabliert. In diesen Akkretionsflüssen spielen alle genannten Strahlungsprozesse eine Rolle, haben jedoch von Quelle zu Quelle unterschiedliche Ausprägung. In vielen AGN kommt es auch zur Erzeugung von Jets, die auch relativistisch sind, aber nicht so sehr wie die GRB-Jets. Dafür übertreffen die AGN-Jets die GRB-Jets in der Größe, denn es sind Makro-Jets, die sogar in der Ausdehnung ihre Heimatgalaxie überschreiten können (kpc bis Mpc Skala)! Leuchtkräftige AGN erreichen bis zu 10¹⁴ Sonnenleuchtkräfte.

Staubtorus & Cooling Flows

Ganz allgemein gesprochen existieren in AGN ganz unterschiedliche Strukturen des Akkretionsflusses. Welche Gestalt der Akkretionsfluss hat, hängt von einer Reihe von Faktoren ab. Nähert man sich von außen dem zentralen, supermassereichen Schwarzen Loch, so kann man unterschiedliche Formen von Akkretionsflüssen charakterisieren: Weit außen, bei einigen 10⁴ Gravitationsradien bzw. auf der Parsec-Skala befindet sich vermutlich ein ausgedehnter Staubtorus. In vielen Quellen finden die Astronomen Hinweise auf dieses gigantische Materiereservoir, das über einen Orientierungseffekt für die Zweiteilung der AGN in zwei Klassen, AGN Typ 1 und 2, sorgt (Fachbegriff Dichotomie). Der Staubtorus hat je nach AGN-Typus und Wirtsgalaxie des AGN typische Massen von etwa 10⁸ Sonnenmassen.
Neben dem Staubtors gibt es noch Materieströme, die aus größerer Entfernung auf das Zentrum der Galaxie einströmen. Sie heißen cooling flows. Die Umgebung einer Galaxie ist nicht leer, sondern sie sind eingebettet in das intergalaktische Medium (IGM). Insbesondere bei Galaxien, die in Galaxienhaufen eingebettet sind - den Haufengalaxien - gibt es das Intraclustergas, also fein verteilte Materie und Staub, die sich zwischen den einzelnen Galaxien des Haufens befinden. Feldgalaxien sind hingegen nicht eingebettet in einen Galaxienhaufen. Dennoch findet sich in ihrer Nähe ebenfalls Materie, das Interclustergas. Beide Gasformen kommen von den ersten Generationen von Sternen, z.B. der Population III. Das Umgebungsgas kann nun auf eine Galaxie stürzen, wenn sie die Gravitationskräfte aus dem Zentrum der Galaxie 'spürt'. Die Wechselwirkungen können auch zu 'galaktischen Ausflüssen' führen. Nun ist der Oberbegriff dieser Ströme ist cooling flows.

Die Akkretionsscheibe

Staubtorus und cooling flows sind die Massereservoirs, die die galaktische Scheibe und das zentrale supermassereiche Schwarze Loch 'füttern'. Innerhalb des Staubtorus gibt es eine kleine Materielücke, dann schließt sich nach innen eine Gasscheibe an. Woher kommt die Scheibengestalt? Materie besitzt im Allgemeinen Drehimpuls ('sie rotiert'), daher sammelt sie sich in einem abgeflachten Gebilde an, der Akkretionsscheibe. Neben der Rotation sind auch Strahlungsprozesse für diese Scheibengeometrie verantwortlich. Bei der Standardscheibe, einem wohl definierten Akkretionsfluss, ist Strahlung sehr effizient, um die akkretierte Materie zu kühlen. Das ist ein weiterer Grund für den vertikalen Kollaps des Akkretionsflusses. 1973 wurde die Standardscheibe als Akkretionslösung von Nikolai Shakura und Rashid Sunyaev entdeckt. Sie heißt in Fachkreisen auch SSD für Shakura-Sunyaev Disk. Dieses nichtrelativistische Modell wurde kurze Zeit später Igor Novikov und Kip S. Thorne relativistisch verallgemeinert. Von AGN zu AGN variiert der Innenrand der Standardscheibe und reicht einige zehn bis hundert Gravitationsradien an das zentrale Loch heran.

Akkretion unmittelbar vor dem Schwarzen Loch

Spätestens bei der marginal stabilen Bahn, also wenige Gravitationsradien vor dem Ereignishorizont des Schwarzen Loches, wird die Scheibe abgeschnitten. Hier bricht die stabile Kepler-Rotation zusammen, denn so nahe am Akkretor sind keine stabilen, gebunden Bahnen mehr möglich. Jetzt heißt es: reinfallen oder rausfliegen. Für ein maximal rotierendes Schwarzes Loch von 100 Mio. Sonnenmassen im Zentrum des AGN liegt die marginal stabile Bahn beim Ereignishorizont, bei etwa 150 Mio. Kilometern oder einer Astronomischen Einheit (dem mittleren Abstand von Erde und Sonne).
Weiter innen bewegt sich der Akkretionsfluss instabil, z.B. im freien Fall. Diese Bewegungen heißen geodätisch. Es kann sich dort aber auch eine andere Akkretionslösung ausbilden, für die es verschiedene Vorschläge gibt. Die prominenteste heißt ADAF: Ineffiziente Strahlungskühlung bewirkt eine starke Aufheizung des Materials im Akkretionsstrom. Als Konsequenz bläht sich der Akkretionsfluss auf und evaporiert an den Berandungszonen. Es bildet sich ein advektionsdominierter Akkretionsfluss aus, der mit dem Akronym ADAF (advection-dominated accretion flow) bezeichnet wird. Die Gestalt dieser akkretierten Materie ist eher kugelförmig (sphäroid) um das akkretierende Zentralobjekt. Eine mögliche Geometrie ist, dass die Standardscheibe von außen in den ADAF übergeht (SSD-ADAF transition). Der Übergangsradius kann bei unterschiedlichen Radien liegen. So legen viele Quellen nahe, dass der ADAF deutlich ausgedehnter ist und bis einigen 100 Gravitationsradien reichen kann (das hängt von der Akkretionsrate ab, wie in einem Absatz unten erläutert wird).

Weitere Akkretionsflüsse

Eine Alternative zum SSD-ADAF-Szenario heißt TDAT, was für truncated disk - advective tori, also trunkierte (abgeschnittene) Scheiben - advektive Tori, steht. Das TDAT-Modell (Hujeirat & Camenzind 2000) ist dadurch charakterisiert, dass eine flache Akkretionsscheibe bereits bei deutlich größeren Radien als der marginal stabilen Bahn endet. Innen schließt sich ein heißer, advektionsdominierter Torus an.
Es wurden viele advektionsdominierte Modelle in den letzten Jahren vorgeschlagen. So kennt man Modelle wie die ADIOS (engl. advection-dominated inflow/outflow solutions), wo auch signifikante Ausflüsse (Winde) berücksichtigt werden. Beim CDAF (engl. convection-dominated accretion flow) spielt die Konvektion des akkretierten Plasmas eine wichtige Rolle. Die wesentlichen und zentralen analytischen Lösungen der Akkretionsphysik sind nach wie vor SSD und ADAF.
Schließen wir nun die Reise der Materie aus den Außenbereichen in das zentrale Schwarze Loch ab: Kurz vor dem Ereignishorizont fällt schließlich die Materie im freien Fall fast mit Lichtgeschwindigkeit ins Schwarze Loch. Diese Bewegungen im freien Fall heißen geodätisch - es wirken keine weiteren Kräfte als die Gravitation. Man kann in der Theorie Schwarzer Löcher mit den Mitteln der Allgemeinen Relativitätstheorie Albert Einsteins zeigen, dass in radialer Richtung die Materie immer mit exakt der Vakuumlichtgeschwindigkeit c den Ereignishorizont passiert (z.B. ist die Rechnung im Papier von mir und Max Camenzind enthalten, A&A 413, 861, 2004; ePrint: astro-ph/0309832).

Die Korona: Heißes Gas als Quelle hochenergetischer Strahlung

Der heiße Akkretionsfluss in der unmittelbaren Umgebung des Schwarzen Loches ist ein guter Kandidat für die Korona - die nicht mit der Sonnenkorona verwechselt werden sollte. Korona meint in der Akkretionsphysik eine heiße, dynamische Plasmablase, die irgendwo in der Nähe des Loches existiert. Die Astronomen weisen sie mittels harter Röntgenspektren nach, jedoch ist sie nicht bei allen Schwarzen Löchern gleichermaßen ausgeprägt. Die räumliche Nähe von kalter Materie in der Standardscheibe und sehr heißer, koronaler Materie begünstigt die Entstehung charakteristischer Fluoreszenzlinien. Dazu gehört die prominente Eisenlinie im Bereich der Röntgenstrahlung. Röntgenastronomen finden, dass diese starke Fluoreszenzlinie besonders von Eisen abgestrahlt wird, weil dieses Element im interstellaren Medium recht häufig vorkommt und weil der Übergang bei Eisen sehr effizient ist. Die Linie liegt für neutrales Eisen (FeI) bei einer Ruheenergie von 6.4 keV. Es gibt allerdings einen ganzen Zoo von Fluoreszenzlinien, deren Stärke und Ruheenergie vom Ionisierungsgrad und vom jeweiligen Element abhängen (Kaastra & Mewe 1993). Die Anzahl der Elektronen in den Atomschalen beeinflusst entscheidend, welche Eisenlinie angeregt wird. Die Eisen-K-Linien sind wichtige diagnostische Werkzeuge in der Analyse von Systemen aus Schwarzem Loch und Akkretionsfluss. Denn sie entstehen in so großer Nähe zum Loch, dass allgemein relativistische Effekte das Linienprofil beeinflussen. Die Korona liefert die 'Zündstrahlung' für Fluoreszenzlinien. Jedoch ist die Geometrie der Korona nicht vollständig geklärt und Gegenstand aktueller Forschung. Vermutlich hängt die Gestalt von der Fütterungsrate auf das Loch ab. Die Korona hat eine besondere Bedeutung bei der Comptonisierung, wo weiche Strahlung der Umgebung (z.B. kosmische Hintergrundstrahlung oder Schwarzkörperstrahlung der kalten Standardscheibe) durch inverse Compton-Streuung zu hochenergetischer Strahlung umgewandelt wird. Das charakteristische Comptonisierungskontinuum mit exponentiellem Abfall (engl. exponential cutoff) beobachtet man bei zahlreichen Quellen im Bereich der Röntgenstrahlung (Strahlungsenergie bei wenigen bis etwa hundert keV). Das ist das bereits angesprochene harte Spektrum der AGN.

Vereinheitlichte Akkretion

Die Akkretionsphysik in unmittelbarer Nähe zu einem Schwarzen Loch ist bei stellaren und supermassereichen Schwarzen Löchern gut vergleichbar, weil die Masse des Schwarzen Loches bei vielen Betrachtungen herausskaliert. Allerdings weichen andere Parameter ab, so beispielsweise die Akkretionsrate oder die Stärke vorhandener Magnetfelder. Die Röntgendoppelsterne mit stellarem Loch besitzen zwar keine Staubtori wie die AGN. Das Materiereservoir ist deutlich kleiner und ist in der Regel ein Begleitstern, der entweder sein Roche-Volumen überschreitet oder einen so starken Teilchenwind abgibt, dass dieser akkretiert werden kann (Wind-Akkretion). Wie die Materie aus dem Materiereservoir nach innen einfällt, ist jedoch durchaus vergleichbar: Sowohl bei den AGN, als auch bei den Röntgendoppelsternen bilden sich SSD und ADAF aus. Bezogen auf konkrete Quellen kann man das salopp so formulieren, dass die Akkretionsphysik eines Quasars derjenigen von Mikroquasaren ähnelt.
Aus den Beobachtungen und Vergleichen von Röntgendoppelsternen, in denen man als eine Komponente ein Schwarzes Loch vermutet (so genannten black hole X-ray binaries, BHXBs) erwuchs die Idee, die recht unterschiedlichen Quellen in einem vereinheitlichendem Schema zu beschreiben (Esin 1997). Das Resultat ist das vereinheitlichte Akkretionsschema (engl. accretion unification scheme). Die wesentliche Aussage ist, dass im Prinzip nur die Akkretionsrate, also der Materiezustrom auf den Akkretor pro Zeit, über die Gestalt des Akkretionsflusses und die daraus resultierenden Spektren entscheidet. Dies wird aus der folgenden Abbildung unmittelbar ersichtlich, die Querschnitte durch Akkretionsflüsse auf ein Schwarzes Loch (schwarz ausgefüllter Kreis in der Bildmitte) illustriert:

Am rechten Bildrand wird die Akkretionsrate in Einheiten der so genannten Eddington-Akkretionsrate dargestellt. Links sind die Zustände der Quellen in der spektroskopischen Nomenklatur genannt (quiescent, low high, very high). Historisch sind die Astronomen so vorgegangen, dass sie eine Reihe sehr unterschiedlicher Spektren von Röntgendoppelsternen beobachtet haben - manchmal sogar nach gewisser Zeit bei ein und derselben Quelle. Manche wie Cyg X-1 schienen zyklisch zwischen zwei Zuständen (high und low) zu wechseln, andere wie Sgr A* blieben immer im gleichen leuchtschwachen Zustand (quiescent).
Die Theoretiker versuchten das zu modellieren und zu verstehen. Das Schema zeigt, dass sich abhängig von der Akkretionsrate offenbar unterschiedliche Akkretionslösungen ausbilden. Häufig anzutreffen ist die Standardscheibe (blau dargestellt) - mehr oder weniger unabhängig von der Akkretionsrate. Der ADAF (gelb) hingegen kommt nur bei kleinen Akkretionraten unterhalb von 10% der Eddington-Akkretionsrate vor. Gerichtete, signifikante Materieausflüsse in Form von Jets (violette Pfeile) entstehen laut Schema vorzugsweise bei etwa 5% der Eddington-Akkretionsrate. Doch diese Aussage ist mit einer großen Unsicherheit behaftet. Entsprechend der Strukturen des Akkretionsflusses werden typische Spektren erzeugt, die mit den Bezeichnungen quiescent, low, high und very high versehen wurden.
Neben der Akkretionsrate spielen vermutlich nur wenige Parameter eine Rolle, um Akkretionsflüsse von Schwarzen Löchern einheitlich beschreiben zu können. Ein Vorschlag für einen Parametersatz ist (Camenzind 2002):

• Masse des Schwarzen Loches
• Rotationsparameter des Loches
• Akkretionsrate (wie vorweggenommen)
• Neigung der Akkretionsscheibe
• Masse des Materiereservoirs (z.B. des Staubtorus)
• Stärke der umgebenden Magnetfelder ('Saat-Felder')

Das unifizierte Bild der Akkretion ist noch nicht etabliert und Gegenstand der aktuellen Forschung der Akkretionsphysik. Nichtsdestotrotz ist es ein reizvoller Vorschlag, um die Vielfalt der Quellen in ein gemeinsames, globales Schema einzuordnen. Für Einzelheiten dieser Thematik verweise ich auf meine Dissertation (S.71f), die am Ende dieses Eintrags heruntergeladen werden kann.

Ohne Einfall, kein Ausstoß - Verbindung von Akkretion und Jet

Besonders wichtig ist in der Astrophysik der Zusammenhang von Akkretion und den Jets. Jets sind Materieausflüsse, die in einer symbiotischen Beziehung zur Akkretion stehen (Falcke & Biermann 1994). Kein Jet entsteht ohne Akkretion! Ein geringer Anteil der akkretierten Materie kann nämlich, dem Bereich des Akkretors entkommen und ausfließen. Vereinfacht gesagt: Schwarze Löcher schlucken nicht alles. Anfangs ist dieser Ausfluss weit aufgefächert und könnte eher als Teilchenwind bezeichnet werden. In aktuellen Arbeiten wird von trichterförmigen Jets (engl. funnel jets) gesprochen (Krolik 2004). Dieses Phänomen ist morphologisch und entstehungsgeschichtlich verwandt mit dem Sonnenwind. Jets sind an sich erst die kollimierten Ausflüsse, die sich in einigem Abstand zum Loch bilden. Magnetfelder um den Plasmastrom sorgen dabei über Lorentzkräfte für die Bündelung (magnetische Kollimation) des Materieflusses in Bewegungsrichtung. Ohne Kollimation sind die Ausflüsse ohne Vorzugsrichtung, also eher isotrop, und strömen radial in alle Richtungen.
Die physikalischen Ursachen für den Ausfluss sind unterschiedlich: Bei zentrifugal getriebenen Jets wird Materie mit zuviel Drehimpuls am Drehimpulswall des Akkretorpotentials reflektiert. Das bedeutet, dass die Materie zu schnell rotiert, als dass sie ins Zentrum einfallen kann. Sie muss erst Drehimpuls nach außen abführen, rotiert dann langsamer und kann akkretiert werden. Bei magnetisch getriebenen Jets folgen die geladenen Teilchen im Akkretionsfluss den magnetischen Feldlinien (siehe dazu auch Blandford-Znajek Mechanismus). In der Regel beobachtet man beide Effekte bei einem Objekt. Die Magnetosphäre des Akkretors kann unterschiedliche Eigenschaften haben: dipolar, quadrupolar, toroidal etc. Die Einzelheiten hängen vom 'Saatmagnetfeld' ab. So heißt das Magnetfeld, das von außen an das akkretierende Objekt 'geschwemmt' wird. Durch den Einfluss des Akkretors wird das Saatfeld deformiert und beispielsweise in Dynamos sogar verstärkt.

Schnell rotierendes Loch als effektives Katapult

Rotierende Schwarze Löcher spielen höchstwahrscheinlich die Schlüsselrolle bei der Erzeugung der relativistischen GRB- und AGN-Jets. Für sie wurde die Bezeichnung relativistische Magneto-Rotatoren (engl. relativistic magneto-rotators, RMRs; Gammie 2003) geprägt. Dieser Begriff soll klar machen, dass allgemein relativistische und magnetische Effekte für die schnellsten Jets verantwortlich ist.
Die Magnetfelder, die von außen - eingebettet im Akkretionsfluss - an das rotierende Loch herangetragen werden, werden von der rotierenden Raumzeit des Kerr-Lochs verdrillt. Dieses Phänomen ist schon seit längerem bekannt, und konnte vor kurzem mit eindrucksvollen Simulationen belegt werden (Semenov et al., Science, 2004). Dass die rotierende Raumzeit alles mit sich zieht wird als frame-dragging ('Ziehen der Bezugssysteme') bezeichnet. Rotierende Raumzeiten können auf sehr elegante Weise mit Wheelers Gravitomagnetismus gedeutet werden (nähere Beschreibungen unter Lense-Thirring Effekt). Frame-dragging bewirkt in dieser Interpretation einen gravitomagnetischen Dynamo-Effekt, der dominant toroidale Magnetfelder in der Gegend der marginal stabilen Bahn erzeugt (Khanna 1999).

Junge Sterne

Jets treten aber auch bei nicht-kompakten Objekten, wie den Protosternen auf (siehe auch YSOs). Insbesondere T Tauri Sterne und Herbig-Haro Objekte bilden protostellare, magnetisch getriebene Jets. Das bedeutet, dass junge Sterne ebenfalls an ihrer Sternoberfläche (Sternwind) oder in deren Nähe (aus der protostellaren Akkretionsscheibe) Ausflüsse erzeugen können. Die Jets zeigen jedoch deutlich geringere Ausflussgeschwindigkeiten. Protostellare Jets emittieren typische Spektrallinien (auch einen Zoo verbotener Linien), über die der Jet gekühlt wird.

Flüssigkeitsmodelle aus der Theorie

Wie eingangs erwähnt, verhält sich ein Akkretionsfluss wie eine strömende Flüssigkeit. Einen theoretischen Zugang zur Akkretionsphysik verschafft man sich aus diesem Grund mit Simulationen, die auf der Hydrodynamik (HD) beruhen. Der Akkretionsfluss besitzt wie jede Flüssigkeit eine gewisse Zähigkeit, die mit dem Fachausdruck Viskosität bezeichnet wird. Bei irdischen Fluiden verhält es sich nicht anders: zäher Honig fließt völlig anders als Wasser. Die viskose Strömung wird durch Reibungsprozesse zu einem so genannten dissipativen Akkretionsfluss. Vernachlässigt der Theoretiker die Viskosität, so löst er nicht die Navier-Stokes-, sondern die (etwas einfacheren) Euler-Gleichungen. Hydrodynamische Simulationen zeigen vor allem die hydrodynamische Turbulenz des Akkretionsflusses. Sie wurde lange Zeit als wesentlich für die Umverteilung des Drehimpulses im Akkretionsfluss angesehen. Das es deutlich effizientere Mechanismen gibt, konnte erst eine neue, magnetische Akkretionsphysik zeigen.
Ein heißer Akkretionsfluss besteht aus einem Plasma, also elektrisch geladenen Teilchen: Elektronen und Ionen. Im Kosmos gibt es immer nicht zu vernachlässigende Magnetfelder, z.B. interstellarer oder intergalaktischer Natur. Für geladene Spezies werden Magnetfelder dynamisch relevant, weil sie über Lorentz-Kräfte den Materiestrom abzulenken vermögen. Die Hydrodynamik muss dann um entsprechende Gleichungen der Elektrodynamik erweitert werden: Dieses Regime heißt Magnetohydrodynamik (MHD). Dabei treten neue Differentialgleichungen wie die Induktionsgleichung auf. Mit dem jeweiligen Satz an Differentialgleichungen ist das Strömungsproblem bei weitem nicht gelöst; es handelt sich nur um den Ansatz. Die Akkretionstheoretiker diskretisieren nun die Differentialgleichungen. Ziel ist es, die Gleichungen auf einem Gitter zu lösen, d.h. das Gebiet, auf dem sich der Akkretionsfluss bewegt, wird in kleine Raumelemente geteilt. In zwei Raumdimensionen (2D) können dies Quadrate sein; in drei Raumdimensionen (3D) eignen sich z.B. Würfel. Die Theoretiker entwickeln nun Computerprogramme (Solver, dt. Löser), die die Zeitentwicklung der Strömung auf dem Gitter berechnen. Dazu werden (wie in der Meteorologie, die ähnliche Strömungsaufgaben behandelt) die leistungsfähigsten Rechner benötigt. Am Ende hat man große Datenmengen, die in einem letzten Arbeitsschritt als Bilder und Animationen visualisiert werden. Erst dann folgen die wissenschaftliche Interpretation der Ergebnisse und der Vergleich mit der Beobachtung.
Die MHD-Simulationen von Akkretionsflüssen konnten zeigen, dass magnetische Mechanismen wie die magnetische Rotationsinstabilität deutlich effizienter sind, um die Dynamik des Akkretionsstroms zu beeinflussen (aktuelle Arbeiten von De Villiers & Hawley 2002-2004). In der Akkretionsphysik endet damit die Epoche der reinen Hydrodynamik, und es beginnt das Zeitalter der Magnetohydrodynamik.

Zweige der Akkretionsphysik

Simulationen sind im Allgemeinen sehr komplex und verlangen eigentlich im Falle der Akkretionsphysik der AGN auch eine adäquate Berücksichtigung der Speziellen und Allgemeinen Relativitätstheorie, der kovarianten Elektrodynamik und der kovarianten Strahlungsphysik (vergleiche Kovarianzprinzip). Alle Effekte sind jedoch kaum mit einer einzigen Software zu bewältigen. Noch sind die numerischen, aber auch die methodischen Herausforderungen sowie die Anforderungen an den Computer zu groß. Vereinfachungen werden daher - wie immer in der Physik - gemacht, indem man in erster Näherung Teilbereiche vernachlässigt. Bisher haben sich folgende Zweige der Akkretionsphysik herausgebildet und bewährt:

• Newtonsche Ideale Hydrodynamik ohne Berücksichtigung von Magnetfeldern. Ideal bezieht sich zudem auf die Vernachlässigung von Wärmeleitung im Plasma. Newtonsch bedeutet, dass relativistische Effekte vernachlässigt werden.
• Post-Newtonsche Zugänge ahmen den Einfluss der Allgemeinen Relativitätstheorie nach: ein nicht rotierendes Schwarzes Loch wird nicht mit der Metrik, sondern mit einem verallgemeinerten Newtonschen Potential, dem Paczynski-Wiita Potential (gefunden 1980), beschrieben.
• Nicht-radiative Modelle (engl. non-radiative models) vernachlässigen sämtliche Strahlungsprozesse. Das bedeutet, dass die Wechselwirkung/Rückkopplung von Strahlung auf den Akkretionsfluss keinerlei Beachtung findet, was eine gewichtige Vereinfachung darstellt! Diese Wechselbeziehung von Strahlung und Materie gestaltet sich so, dass durch Emission von Strahlung die Materie gekühlt und durch Absorption von Strahlung geheizt werden kann. Wie man sich vorstellen kann, beeinflussen diese Effekte die Dynamik des Akkretionsflusses in der Natur enorm. Die Strahlungsphysik muss durch Kühl- und Heizfunktionen im Gleichungssystem implementiert werden. Das ist schon in flachen Raumzeiten nicht-trivial, vor allem dann, wenn ein umfangreiches Netzwerk verschiedener Spezies (z.B. Kühlung durch H₂-Chemie in protostellaren Jets) berücksichtigt wird. Die Streuung, Absorption und Reemission der Strahlung wird durch Gleichungen für den Strahlungstransport umgesetzt. In einer gekrümmten Raumzeit wurde das zugehörige kovariante Strahlungstransportproblem bisher nicht gelöst. Nicht-radiative Zugänge finden sich sowohl in der Hydrodynamik (engl. non-radiative hydrodynamics) als auch in der Magnetohydrodynamik (engl. non-radiative MHD). Die sich ergebenden so simulierten nicht-radiativen Akkretionsflüsse nennt man NRAFs. Das englische Akronym steht für non-radiative accretion flows. In Radiativen Modellen finden Strahlungsprozesse entsprechend Berücksichtigung. Sie werden gegenwärtig nur im Newtonschen und post-Newtonschen Regime untersucht.
• Der modernste und aktuell vielfältig erforschte Bereich der Akkretionsphysik ist die Magnetohydrodynamik auf gekrümmten Raumzeiten, besonders in der Kerr-Geometrie rotierender Schwarzer Löcher. Diese Domäne heißt GRMHD, was für general relativistic magnetohydrodynamics steht. Die Konzepte der Allgemeinen Relativitätstheorie werden mit denen der Magnetohydrodynamik verknüpft. Typisch ist dabei die Verwendung der idealen MHD (also ohne Wärmeleitung). Pionierarbeit auf diesem Gebiet leisteten De Villiers & Hawley (2002). Sie erweiterten den NRAF-Sektor vom post-Newtonschen ('pseudo-relativistischen') in den allgemein relativistischen Sektor. Die gefunden NRAF-Strukturen in diesen Simulationen geben sehr gut die theoretischen Erwartung wieder, bedürfen aber noch weiterer Erforschung. Die GRMHD steht noch am Anfang, es sind allerdings wichtige Entdeckungen zu erwarten, die die relativistische Akkretionsphysik befruchten werden.
• Allgemein kann man die Akkretionsphysik in einer, zwei oder in drei Raumdimensionen plus einer Zeitdimension beschreiben. Niedrigere Dimensionalität kann den numerischen und rechenzeitlichen Aufwand erheblich reduzieren. Aber dafür gibt sie nur ein eingeschränktes, möglicherweise sogar falsches Bild der so simulierten Natur ab. Das hohe Ziel sind immer dreidimensionale Modelle, weil nur mit allen räumlichen Freiheitsgraden die volle Dynamik des Systems zutage tritt.

Alle simplen Modelle haben ihre Berechtigung darin, dass sie einen grundsätzlichen Einblick in die Akkretionsphysik vermitteln. Aber um den letzten Schritt der Berücksichtigung aller Prozesse wird man nicht herumkommen. Diesem Ziel nähern sich die Akkretionsphysiker sukzessive an.

Von der großen auf die kleine Längenskala - ein Problem

Eine weitere Herausforderung der Akkretionsphysik besteht darin, ausgedehnte Akkretionsscheiben global, d.h. auf großen Raumskalen, zu modellieren. Die Physik variiert sehr stark in unterschiedlichen Bereichen der Scheibe, vor allem bei den AGN. Das Interesse der Akkretionsphysik richtet sich auf die Dynamik auf der ganzen Skala! Betrachtet man eine globale Akkretionsscheibe, so befindet sich außen der ausgedehnte Staubtorus (pc-Skala), geht am inneren Ende über in die kalte, dünne Standardscheibe (sub-pc-Skala), die schließlich bei kleinen Abständen vor dem Schwarzen Loch in ein heißes, aufgeblähtes Gebiet mündet (AU-Skala), den heißen Akkretionsfluss. Auf der Längenskala sind das etwa acht Größenordnungen. Analog verhält es sich mit der Temperaturskala. Ein großer Skalenunterschied beschwört eine numerische Technik herauf, die man als Adaptive Gittermethoden (engl. adaptive mesh refinement, AMR) bezeichnet. Trotz dieser Techniken ist es bisher aus Gründen, die die Hardware von Supercomputern und die Methodik betreffen, nicht gelungen, globale Simulationen der Akkretionsphysik zu bewerkstelligen. Schon die innere Akkretion bei wenigen Gravitationsradien Abstand stellt die Theoretiker vor eine Vielzahl von Problemen: Relativität, Magnetohydrodynamik und Strahlung (engl. radiative GRMHD) müssen hier konsistent modelliert und gelöst werden. Bisher ist das niemandem auf der Welt gelungen...

Weitere Informationen

• Wie eine Flüssigkeit - Hydrodynamik in der Astrophysik
• Akkretionsscheiben um rotierende Schwarze Löcher
• Schwarze Löcher - Das dunkelste Geheimnis der Gravitation
• GRMHD war zentrales Thema meiner Doktorarbeit. Download der Dissertation als pdf (9.9 MB) oder als komprimiertes ps (14.4 MB)
• Einführender und sehr verständlicher Artikel über Akkretion, den ich für Einstein online (AEI Golm) geschrieben habe. Titel: Glühende Scheiben: Wie Schwarze Löcher ihre Nachbarschaft zum Leuchten bringen

Aktive Galaktische Kerne (engl. Active Galactic Nuclei, AGN) sind allgemein gesprochen die Zentren sehr heller, sehr aktiver Galaxien. AGN gehören zum Hauptbeschäftigungsfeld extragalaktischer Forschung in der Astronomie.

AGN-Zoo

Je nach spektralen Eigenschaften - wie dem hellsten Spektralbereich (Radio, Infrarot, UV, Röntgen etc.) beispielsweise - unterscheiden die Astronomen verschiedene AGN-Klassen:

• Quasi-stellare Objekte (QSOs) und Quasare
• Seyfertgalaxien
• Radiogalaxien
• BL-Lac-Objekte
• Blazare
• Low Ionization Nuclear Emission Line Regions, kurz LINERs
• Ultraleuchtkräftige Infrarotgalaxien oder kurz ULIRGs (oder ULIGs)
• und (heutzutage weniger gebräuchlich) Markariangalaxien

Vereinheitlichte Sicht auf aktive Galaxien

In den letzten beiden Jahrzehnten hat sich ein Trend unter den Astronomen ausgebildet, die Vielfalt der AGN-Klassen in einem einzigen physikalischen Modell zu vereinheitlichen (u.a. Antonucci & Miller 1985, Urry & Padovani 1995). Diese Unifikation der AGN ist möglich, wenn man ein Standardmodell eines AGN betrachtet, das grundsätzlich folgende charakteristische Elemente enthält:

• rotierendes, supermassereiches Schwarzes Loch,
• Akkretionsscheibe,
• Staubtorus,
• und Jets.

Die Vielfalt, die sich in den AGN-Klassen widerspiegelt, beruht auf der unterschiedlich starken Ausprägung dieser Grundelemente: der eine AGN wird dominiert von Jets und zeigt starke Radioemission (Radiogalaxien); ein anderer AGN sammelt besonders viel Materie in besonders kurzer Zeit auf (Quasar) und noch ein weiterer AGN zeigt stark abgeschwächte optische und weiche Röntgenstrahlung (Seyfertgalaxie Typ II). Die unterschiedlich starke Ausprägung wiederum hat ihre Ursachen einerseits in der Physik: grundlegende astrophysikalische Parameter - wie Lochmasse, Akkretionsrate, Torusmasse, etc. - variieren von AGN und zu AGN. Andererseits gibt es auch rein geometrische Effekte, wie die Orientierung des AGN, so dass sich die Galaxie für den Beobachter von ganz unterschiedlichen Seiten präsentieren kann. Das bewirkt beispielsweise den Unterschied von Quasar zu Blazar.
Die folgende Abbildung skizziert schematisch das Standardmodell eines AGN mit oben genannten Grundelementen. Das Schema entspricht einem Querschnitt durch den innersten Bereich eines AGN - etwa die innerste Parsec. Dabei muss berücksichtigt werden, dass sowohl die horizontale, als auch die vertikale Richtung logarithmisch skaliert ist, damit alle hier dargestellten Komponenten überhaupt ins Bild passen. Die nun folgenden Absätze widmen sich einer detaillierten Beschreibung der einzelnen Komponenten im AGN-Standardmodell.

Das superschwere Loch: eine unglaubliche Höllenmaschine

Der zentrale Motor der AGN ist nach gängiger Vorstellung ein akkretierendes, rotierendes, supermassereiches Schwarzes Loch. Diese Idee wurde schon vor mehr als dreißig Jahren vorgeschlagen (Lynden-Bell 1969, Lynden-Bell & Rees 1971). Die Masse des superschweren Loches kann zum Beispiel kinematisch anhand von Sternbewegungen (vgl. Kepler-Gesetze) bestimmt werden, falls der AGN nah genug ist, um seine Sterne auflösen zu können. Mit diesem Verfahren konnten Genzel & Eckart 1995 die Masse des supermassereichen Schwarzen Loches im Galaktischen Zentrum zu 2.4 Millionen Sonnenmassen bestimmen. Ghez et al. leiteten später eine Masse von 2 Millionen Sonnenmassen ab. Neuere Messungen korrigieren diesen Wert nach oben auf 3.6 Millionen Sonnenmassen (VLT-Beobachtungen, Eisenhauer et al. 2005). Die Milchstraße ist allerdings kein AGN, vielleicht war sie jedoch vor Millionen von Jahren aktiver und müsste gemäß der Masse des Schwarzen Loches eine Seyfertgalaxie gewesen sein.
Typische Massen dieser gigantischen Schwarzen Löcher von AGN liegen zwischen einer Million und drei Milliarden Sonnenmassen. Riesige elliptische Radiogalaxien bilden das Zentrum der Galaxienhaufen, z.B. M87 im Virgo-Haufen. Ihre Schwarzen Löcher sind mit einigen Milliarden Sonnenmassen die schwersten überhaupt!

Zutat Nr. 2: Futter für das Loch

Die Akkretionsscheibe besteht im Wesentlichen aus zwei Teilen: der kalten, geometrisch dünnen und optisch dicken Standardscheibe und dem heißen, advektions-dominierten, optisch dünnen Akkretionsfluss (siehe ADAF).
Die Standardscheibe ist infolge des Drehimpulses der einfallenden Materie und infolge von Strahlungskühlung vertikal kollabiert. Sie schließt sich inwärts gerichtet an den Staubtorus an. Am Innenrand der Standardscheibe gibt es eine ausgedehnte, heiße Region, die Korona. Hier entsteht die energiereiche elektromagnetische Strahlung der AGN. Die Strahlung entsteht durch unterschiedliche physikalische Prozesse: So entsteht thermische Strahlung, die besonders hohe Energien bei dem heißen Plasma erreicht; aber es entsteht auch Bremsstrahlung oder Synchrotronstrahlung (die nicht-thermisch ist). Die Akkretionsscheibe ist magnetisiert: der galaktische Dynamo bildet und verstärkt die Magnetfelder in der Scheibe; der ergosphärische Dynamo nahe am Ereignishorizont des schnell rotierenden Schwarzen Loches (Kerr-Typ) erzeugt schlauchartige Magnetfelder, die wesentlich zur Bildung Poynting-Fluss-dominierter Jets beitragen. Bei diesem komplexen Mechanismus wird dem Schwarzen Loch über magnetische Kopplung Rotationsenergie entzogen, die auf das Plasma übertragen wird (siehe Blandford-Znajek-Mechanismus). Durch den Frame-Dragging-Effekt zwingt das Kerr-Loch dem Plasma und dem Magnetfeld die Rotation auf. Dadurch entstehen verdrillte MHD-Wellen, torsionale Alfvén-Wellen, die sich nach außen mit der Alfvén-Geschwindigkeit bewegen. Weil die Alfvén-Geschwindigkeit mit der inversen Wurzel der Dichte skaliert, kann in einem inhomogenen Umgebungsmedium des AGN die Alfvén-Welle abgebremst oder beschleunigt werden, je nachdem, ob die Dichte nach außen zu- oder abnimmt. Die Torsion legt nahe, dass AGN-Jets im Allgemeinen um ihre Achse rotieren. Der so genannte torsionale Alfvén-Wellen-Zug (engl. TAWT für torsional Alfvén wave train) sorgt also neben Beschleunigungen durch Gasdruck und Lorentzkräften dafür, dass die Jets bis auf sehr große Längenskalen (kpc bis Mpc) nach außen propagieren: AGN-Jets sind magnetisch getrieben.
Außerdem werden an der Oberfläche der Akkretionsscheibe Teilchenströme erzeugt, die man Scheibenwinde nennt. Der Bildungsmechanismus ist ganz analog zu dem des Sonnenwinds: Magnetfelder durchstoßen die Sonnen- bzw. Scheibenoberfläche und entreißen Plasma, dass sich entlang den Magnetfeldlinien bewegt (siehe auch Blandford-Payne-Szenario). Treffen sich Magnetfeldlinien unterschiedlicher Polarität, so werden sie vernichtet. Dieses Phänomen nennen Physiker Rekonnexion: dabei wird magnetische Feldenergie in kinetische Energie des Plasmas umgewandelt. Das Plasma kann nun die Oberfläche verlassen und manifestiert sich als Teilchenwind.

Einsicht oder Blockade durch Unmengen von Staub

Massereiche Sterne wie Rote Riesen und Wolf-Rayet-Sterne blasen ihre Materie in Form von Sternenwinden in den interstellaren Raum. Dieser Sternenstaub sammelt sich in einem gigantischen Schlauch an, der sich um das Zentrum des AGN legt und so schwer ist, wie Millionen bis hundert Millionen Sonnen. Das ist der Staubtorus, dessen Existenz sehr wahrscheinlich ist. So lässt sich die 10-Mikrometer-Linie, die sich im Infraroten mal als Emissions- und mal als Absorptionslinie zeigt, elegant durch einen Staubtorus erklären, der sie mal reflektiert (Emission) und mal verschluckt (Absorption). Der Abstand dieses Schlauchs vom zentralen superschweren Loch liegt typischerweise unterhalb der pc-Skala. Je nachdem, unter welchem Winkel der astronomische Beobachter auf die Ebene des Schlauchs schaut, sorgt der Staubtorus dafür, dass man in das Zentrum des AGN blicken kann oder nicht. Die Konsequenz ist eine Teilung in zwei AGN-Typen: im einen Fall ist der Einblick in das Innere gestattet (Typ 1); im anderen Fall ist das Innere des AGN verhüllt (Typ 2). Dazwischen sind natürlich ebenfalls Neigungswinkel erlaubt, so dass Zwischentypen (1.2, 1.4 etc.) definiert werden können.

AGN sitzen in Galaxien verschiedener Gestalt

Die Wirtsgalaxien (Hostgalaxien) der AGN sind - je nach AGN-Typ - ganz unterschiedlichen Hubble-Typs, z.B. elliptisch, spiralförmig, balkenspiralförmig, irregulär. Seyfertgalaxien finden sich fast ausschließlich in Spiralen, Radiogalaxien sind nur in Ellipsen, Quasare sind in allen Typen anzutreffen. Es gibt sogar 'Kannibalismus' unter den Quasaren, also Quasare, die räumlich so dicht beieinander stehen, dass sie sich über gravitative Wechselwirkungen stark deformieren oder sogar miteinander verschmelzen.

AGN im kosmologischen Kontext

Kosmologisch gesehen handelt es sich bei den AGN um Objekte des jungen Universums, die also sehr weit entfernt sind, aber aufgrund ihrer Helligkeit und enormen Aktivität über solche Distanzen noch sichtbar sind. Die kosmologischen Rotverschiebungen von AGN erstrecken sich aktuell von z = 0.008 (Seyfertgalaxie MCG-6-30-15) bis etwa z = 6.41 (ein SDSS-Quasar). Der am weitesten entfernte beobachtete Galaxie bei z = 10 befindet sich in einer Phase heftiger Sternentstehung. Es ist eine Starburstgalaxie. Die Kosmologie muss nun das Problem lösen, wie in relativ kurzer Zeit (gedacht in kosmischen Zeiträumen) supermassereiche Schwarze Löcher entstehen konnten, die schließlich über Akkretion den Aktivitätszyklus der AGN in Gang brachten und - nach Abklingen der Akkretionsrate - aus den AGN die normalen, d.h. nicht aktiven Galaxien des lokalen Universums wurden.

AGN-Spektroskopie

Die Spektren von AGN sind sehr vielfältig, was letztendlich die Ursache des AGN-Zoos ist. Im Prinzip wird heute der gesamte Bereich des elektromagnetischen Spektrums von AGN beobachtet: von Radiowellen, über infrarote und optische Strahlung, in den kurzwelligen Bereich der ultravioletten, Röntgen- und Gammastrahlung sowie TeV-Emission. Radiogalaxien und radiolaute Quasare zeigen starke Radioemission von den Jets. Im optischen Spektrum finden sich bei Seyfertgalaxien und Quasaren häufig ungewöhnlich breite Spektrallinien, die durch die hohen Geschwindigkeiten des Plasmas in der Akkretionsscheibe Doppler-verbreitert sind. Zum anderen sind Exzesse im Bereich der Röntgen-, UV- oder Infrarotstrahlung beobachtbar. Blazare zeigen sogar TeV-Emission, was konservativ durch Comptonisierung der Hintergrund- oder Jet-Synchrotronstrahlung und nicht-konservativ durch das Proton-Blazar-Modell erklärt wird.

Wenn man alle aktiven Galaxienkerne üer einen Kamm scheren möchte, kann man eine Art Prototypspektrum ableiten. Die Illustration oben (große Version) zeigt ein Muliwellenlängenspektrum eines AGN vom Typ-1 in idealisierter Form. Das Spektrum ist eine Auftragung des spektralen Flusses (vertikale Achse) über der Wellenlänge bzw. Strahlungsenergie (obere, horizontale Achse) bzw. über der Strahlungsfrequenz (untere, horizontale Achse). Der Fluss ist ganz salopp gesprochen so etwas wie eine Helligkeit.

Der rote Buckel

Starten wir links so fällt der erste 'rote Buckel' (engl. red bump) im Spektrum auf, der im Bereich der Wärmestrahlung Infrarot liegt und etwa bis zum roten Licht reicht. Diese Strahlung kommt zum einen von jungen Sternen (siehe Protosterne, YSOs); zum anderen handelt es sich bei dieser Strahlung um 'recycelte Strahlung' aus dem Zentrum des AGN. Trifft nämlich die hochenergetische UV- und weiche Röntgenstrahlung den Staubtorus, so wird sie gestreut, absorbiert und abgeschwächt infolge der Extinktion: die ursprüngliche Strahlung wird gerötet und somit im Spektrum nach links verschoben. Das Maximum des roten Buckels liegt etwa bei 10 Mikrometer Wellenlänge.

Der große, blaue Buckel

In der Mitte gibt es schon wieder einen Buckel. Weil er bei kurzen, optischen Wellenlängen anzutreffen ist (Maximum etwa bei 100 Nanometern) heißt der zweite Buckel der 'große, blaue Buckel' (engl. big blue bump). Der Ursprung dieser Strahlung ist die Akkretionsscheibe. Sie wird zum Zentrum des AGN hin immer heißer und gibt thermische Strahlung ab. Denkt man sich die Scheibe zerlegt in konzentrische Ringe, so gibt jeder Ring die Wärmestrahlung (Planck-Strahler) seiner charakteristischen Temperatur ab. Die Summe dieser Planck-Kurven ist gerade der blaue Buckel. Er dominiert das Spektrum und erreicht die größten Flüsse (vertikale Achse beachten).

Der Compton- und Reflektionsbuckel

Der dritte Buckel sitzt im Spektrum ganz rechts, bei höchsten Strahlungsenergien: Röntgen-, Gamma- und sogar TeV-Strahlung. Der innere Akkretionsfluss im AGN befindet sich in unmittelbarer Nähe zum zentralen Schwarzen Loch. Dort wird es so heiß, dass hochenergetische Röntgenstrahlung produziert wird. In Magnetfeldern beschleunigte, relativistische Teilchen geben außerdem Synchrotronstrahlung ab. Wenn diese hochenergetischen Strahlungsformen auf die deutlich kältere Akkretionsscheibe weiter außen treffen, wirkt diese wie ein Spiegel: die Standardscheibe reflektiert die energiereiche Strahlung und produziert einen Reflektionsbuckel (engl. reflection bump; im Bild türkisfarben). Dabei kommt es auch zur Fluoreszenz in der Scheibe: die Ionen werden dazu angeregt, charakteristische Linienstrahlung abzugeben. Die dominante Spektrallinie ist die Eisenlinie, die zu den Röntgen-K-Linien gehört und einige keV Energie bei der Emission hat.
Es kommt auch vor, dass niederenergetische Umgebungsstrahlung den Weg in den optisch dünnen, heißen, inneren Akkretionsfluss findet. Die Photonen können dabei am heißen Plasma gestreut werden und Energie gewinnen. Dieser Vorgang heißt in der Astrophysik Comptonisierung und produziert den Compton-Buckel (in der Abbildung grün dargestellt). Der Compton-Buckel dominiert den energiereichen dritten Buckel im AGN-Typ-1-Spektrum. Verglichen mit den beiden niederenergetischen Buckeln steckt im Compton- und Reflektionsbuckel weniger Fluss.
Der Weg der Astronomie war natürlich umgekehrt: die Astronomen beobachteten Spektren vieler AGN, dachten sich Modelle aus, um diese Beobachtungen zu erklären und gelangten so über Jahrzehnte zu diesem gerade vorgestellten, subtilen Modell der AGN-Multiwellenlängenspektren.

neue Beobachtungsfenster

Es besteht die Hoffnung, dass sich neben den elektromagnetischen Fenstern bald andere Teilchen von AGN beobachten lassen, die uns weitere Informationen über diese interessanten Objekte bescheren, nämlich Neutrinos und Gravitationswellen.

Variabilität & Kompaktheit der AGN

Die Variabilität dieser Quellen vor allem im Bereich der Röntgenstrahlung ist sehr hoch und läuft auf kurzen Zeitskalen (Tage!) ab. Das Emissionsgebiet muss daher recht klein sein, nämlich im Durchmesser nur einige Lichttage. Es kommt daher nur das enge Gebiet um das supermassereiche Schwarze Loch in Frage.

Unifikation mit wenigen Parametern

Die Fülle der beobachteten Aktiven Galaktischen Kerne kann unifiziert werden, indem man wenige physikalische Parameter vorgibt, die die Aktivität und die wesentlichen Eigenschaften eines AGN steuern. Diese sind die Masse und Drehimpuls des supermassereichen Schwarzen Loches, die Akkretionsrate und Eigenschaften der Umgebung, also des intergalaktischen Mediums (IGM), wie die Stärke und Morphologie der Magnetfelder und die Dichteverteilung der Materie. Vermutlich gibt es weitere Parameter, aber das sind sicherlich die wichtigsten.
Dieser Parameterraum bildet die Ausgangssituation für AGN. Die AGN-Physik muss es nun leisten, ausgehend von diesen wenigen Parametern ein globales Modell von AGN umzusetzen. Das anspruchsvolle Ziel der AGN-Theoretiker ist es, auf dem Hintergrund der Kerr-Geometrie (weil das Schwarze Loch rotiert) ein magnetohydrodynamisches Modell (weil der Einfluss von Magnetfeldern wesentlich ist) mit allen Strahlungsprozessen (Kontinuumsstrahlung, Emissionslinien, Bremsstrahlung, Synchrotronstrahlung, kovarianter Strahlungstransport) inklusive Mikrophysik (Moleküle, Neutrinos) zu lösen, d.h. zu simulieren. Weil das offensichtlich allein aus Gründen der Längenskala (ein Gravitationsradius beim heißen Akkretionsfluss, 10000 Gravitationsradien beim Staubtorus) nicht möglich ist, kann der Theoretiker nur Teilaspekte untersuchen: die AGN-Physik zerfällt in Akkretionsphysik, Jetphysik, Staubphysik. Daneben gibt es massive numerische Probleme, wo zunächst effiziente Lösungsalgorithmen entwickelt werden müssen (z.B. beim kovarianten Strahlungstransport; Emission von Gravitationswellen). Und natürlich gibt es im Bereich der Computer Hardware-Probleme, vor allem begrenzt der Arbeitsspeicher (memory) die Auflösung des Gitters (vergleiche AMR), auf dem das physikalische Verhalten numerisch gelöst wird. Am Ende steht eine globale Sicht, die man aus einer Synopse der Teildisziplinen erhält: das physikalische Verständnis von AGN.

Der entfernteste AGN

Der Entfernungsrekordhalter unter allen AGN ist der Quasar SDSS J1148+5251 (Fan et al. 2003) mit einer Rotverschiebung von z = 6.41 (Willott et al. 2003), der den Quasar SDSS 1030+0524 (z = 6.28) ablöste. Er ist so weit entfernt, dass man bis in die Epoche der Reionisation zurückblickt, wo das intergalaktische Medium (IGM) zum Teil noch neutral war! Es gelang sogar die Virialmasse des supermassereichen Schwarzen Loches mithilfe der Reverberation Mapping-Technik abzuschätzen. Das Ergebnis: 3 Mrd. Sonnenmassen (ebenfalls Willott et al. 2003, astro-ph/0303062).

Weitere Informationen

• Web-Artikel: Aktive Galaktische Kerne - Leuchtfeuer im All
• Web-Artikel: Akkretionsflüsse um rotierende Schwarze Löcher
• externer Artikel: Aktive Schwarze Löcher: Ultraheiße Leuchtfeuer im All von Andreas Müller, erschienen bei Einstein online (AEI Golm)

Darunter versteht man die Geschwindigkeit einer Alfvén-Welle, benannt nach dem schwedischen Physiker Hanns Alfvén (geb. 1908), einem der Pioniere auf dem Gebiet der Magnetohydrodynamik (Nobelpreis 1970).
Die Alfvén-Welle ist eine der Plasmawellen, neben der langsamen und der schnellen magnetosonischen Welle. Diese Form von Wellen ist in der Astrophysik wichtig für die Dynamik von magnetohydrodynamischen Jets und magnetohydrodynamischen Akkretionsflüssen.
Wie die Gleichung zeigt, ist die Alfvén-Geschwindigkeit definiert als Wurzel aus dem Quotient aus dem Quadrat des Magnetfeldes (Formelsymbol B) über einer charakteristischen Dichte (grch. Buchstabe ρ) im System. Aus der Gleichung ist ersichtlich, dass die Alfvén-Geschwindigkeit wächst, wenn die Massendichte abfällt. Das spielt eine z.B. Rolle, wenn eine Alfvén-Welle in ein unterdichtes Gebiet propagiert: die MHD-Welle wird dann schneller.

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© Andreas Müller, August 2007

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