Astro-Lexikon S 7

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Die Standardscheibe ist die Bezeichnung für einen Materieströmung, die um ein zentrales, kosmisches Objekt rotiert. Der Materiefluss sammelt sich in einer flachen Scheibe, der so genannten Akkretionsscheibe.

Was ist Akkretion?

Akkretion ist der Vorgang des Aufsammelns von Materie, der in sehr vielen kosmischen Objekten stattfindet: von sehr jungen Sternen wie den Protosternen über kompakte Objekte wie Weißen Zwergen oder Neutronensternen bis hin zu den Schwarzen Löchern unterschiedlichster Massen (stellar, mittelschwer, supermassereich) wird Materie aus der Umgebung durch das Gravitationsfeld angezogen und bewegt sich auf das Zentralobjekt zu. Dabei bildet sich der Akkretionsfluss (engl. accretion flow) aus, der ganz unterschiedliche Eigenschaften haben kann. Er wird ganz allgemein z.B. durch geometrische Form, Geschwindigkeitsfeld, Temperatur- und Dichteverlauf, Viskosität (Zähigkeit der Strömung), andere thermodynamische Größen wie der Entropie, der Gestalt und Stärke des Magnetfelds charakterisiert.

prominenter Spezialfall: Standardscheibe

Die Standardscheibe ist einer von vielen Akkretionsflüssen, die Fachleute sprechen von Akkretionslösungen (nämlich Lösung eines bestimmten Satzes von Differentialgleichungen). Sie ist eine selbst-konsistente, analytische Lösung, die auf der reinen Hydrodynamik (keine Magnetfelder) basiert. Astrophysiker nennen sie auch Standardakkretionsscheibe (engl. standard accretion disk, SAD) oder Shakura-Sunyaev Disk (SSD). Letzteres ist eine Benennung nach den Pionieren, die im Rahmen eines theoretischen Modells die nicht-relativistische Standardscheibe 1973 gefunden haben (Shakura & Sunyaev, A&A 24, 337, 1973). Kurze Zeit später wurde die SSD-Lösung relativistisch verallgemeinert (Novikov & Thorne, Black Holes 343, 1974).

Eigenschaften der Standardscheibe

• Die Strömung rotiert in einer flachen Materiescheibe. Die Akkretionsphysiker sagen, die Standardscheibe sei geometrisch dünn. Dies kann man parametrisieren, indem man das Verhältnis von Scheibenhöhe H und typischen Scheibenradius R bildet. H/R heißt Skalenhöhe. Sie ist für Standardscheiben viel kleiner als 1 (entsprechend sind Gebilde mit H/R ~ 1 geometrisch dick wie z.B. der ADAF).
  Rotierende Materie besitzt physikalisch gesprochen Drehimpuls. Der Akkretionsfluss muss zu einer Scheibe abflachen, weil dieser Zustand energetisch günstiger ist und von der Drehimpulserhaltung diktiert wird. Die Scheibenform bzw. Achsensymmetrie ist gerade die korrespondierende Symmetrieeigenschaft zum erhaltenen Drehimpuls. Dieser Effekt gilt für alle rotierenden, kosmischen Scheiben (protostellare, protoplanetare oder galaktische Scheiben, Spiralgalaxien). Ein paar Zeilen weiter werden wir sehen, dass bei der Abflachung auch die Strahlung eine wesentliche Rolle spielt.
• Die Bewegung der Materie in der Scheibe setzt sich aus einer Rotationsbewegung um das Zentralobjekt und einer Bewegung in Richtung des Zentralobjekts zusammen. Die Rotationsbewegung kann sehr gut mit den Kepler-Gesetzen beschrieben werden: Astrophysiker sagen, Standardscheiben haben ein Keplersches Geschwindigkeitsprofil. Es ist dadurch charakterisiert, dass die Winkelfrequenz mit dem Radius nach außen gemäß r^-3/2 abfällt. Weil die Geschwindigkeit das Produkt aus Winkelfrequenz und Radius ist, folgt sofort, dass die Keplergeschwindigkeit mit r^-1/2 abfällt. Die Rotationsbewegung ist demnach vergleichbar mit derjenigen der Planeten im Sonnensystem: Die Umlaufgeschwindigkeit nimmt mit der Annäherung an das Zentralobjekt zu. Es gibt allerdings einen innersten Rand der Scheibe, denn stabile Rotation bricht an der marginal stabilen Bahn zusammen. Dieser Innenrand heißt auch innerste stabile Kreisbahn (engl. innermost stable circular orbit, ISCO). Die langsame Einfallbewegung zum Zentralobjekt nennt man radiale Drift.
• Das Scheibenmaterial bewegt sich mikroskopisch wie eine zähe Flüssigkeit turbulent - also ungeordnet. Das Keplersche Geschwindigkeitsprofil ist demgegenüber eine geordnete, makroskopische Bewegung. Sie bedingt, dass benachbarte (idealisiert gedachte) Ringe von Scheibenmaterial unterschiedlich schnell rotieren. Die 'Flüssigkeitsringe' stehen miteinander in Verbindung, so wie die Teilchen in einer Flüssigkeit locker zusammen gehalten werden. Doch die Rotation verschiebt die Ringe gegeneinander. Bei dieser Scherung wird dem Scheibenmaterial turbulente Bewegungsenergie entzogen und in Wärmeenergie umgewandelt. Generell heißt die Umwandlung einer Energie in Wärmeenergie Dissipation. Die Dissipation in Standardscheiben ist eine Folge der turbulenten, hydrodynamischen Viskosität. Die Akkretionsphysiker sprechen gerne von einer viskosen Heizung.
• Der Temperaturverlauf in der Standardscheibe ist auf der Grundlage des Modells nach Shakura & Sunyaev genau bekannt: Die Scheibentemperatur T folgt einem Potenzgesetz und nimmt nach innen mit dem Radius r zu: T proportional zu r ^-3/4; sie nimmt mit der Masse M des Zentralobjekts ab: T proportional zu M ^-1/4, und sie steigt leicht mit der Akkretionsrate in der Potenz 1/4 an. Die Maximaltemperatur am Innenrand hängt generell von der Masse des Zentralobjekts, der Akkretionsrate (aufgesammelte Masse pro Zeit) und dem Ort des Innenrands (ISCO) ab. Eine typische Maximaltemperatur in der Nähe eines supermassereichen Schwarzen Loches von 100 Millionen Sonnenmassen ist etwa eine Million Kelvin! Das entspricht etwa einem Zehntel der Zentraltemperatur der Sonne. Diese hohen Temperaturen belegen, dass das Scheibenmaterial häufig ein Plasma ist. Atomare und molekulare Standardscheiben sind nur bei tieferen Temperaturen denkbar. Dennoch spricht man oft von kalten Standardscheiben. Diese Bezeichnungsweise hat sich ergeben, weil es einen noch deutlich heißeren Akkretionsfluss gibt, den ADAF.
• Die Strahlung der Standardscheibe ist thermisch. Man kann sich die dünne Scheibe in Ringe zerlegt denken, von denen jeder Ring eine bestimmte Temperatur hat. Jeder Ring kann wie ein Planckscher Wärmestrahler behandelt werden, der bei einer bestimmten Wellenlänge (Farbe) sein Strahlungsmaximum annimmt. Das gesamte Spektrum der Standardscheibe ist entsprechend die Summe der Planck-Kurven aller Ringe. Astronomen nennen das resultierende Spektrum einen modifizierten Schwarzen Körper (engl. multi-color black body). Die optische Leuchtkraft der Standardscheibe steht gemäß L proportional zu M ^4/3 in Beziehung zur Masse des aufsammelnden Zentralobjekts. Außerdem nimmt L auch mit der Akkretionsrate in der Potenz 2/3 zu.
• Durch die Abstrahlung elektromagnetischer Wärmestrahlung verliert der Akkretionsfluss Energie. Die Kühlung ist bei Standardscheiben besonders effizient. Das heißt die thermische Energie des Materiestroms wird nahezu vollständig als Strahlungsenergie abgestrahlt. Das sorgt zusammen mit der Rotation dafür, dass der Akkretionsfluss in sich zusammenfällt - vertikal kollabiert: somit sind Standardscheiben dünne, abgeflachte Akkretionsflüsse.
• Der gerade angesprochene vertikale Kollaps - das In-sich-Zusammenfallen - hat zur Konsequenz, dass das Scheibenmaterial verdichtet wird. Innerhalb der Scheibe kann sich elektromagnetische Strahlung kaum fortpflanzen, weil sie ständig gestreut, absorbiert, reemittiert und reabsorbiert wird (Strahlungstransport). Deshalb sind Standardscheiben mehr oder weniger undurchsichtig (opak) für elektromagnetische Wellen. Es sei angemerkt, dass es für die Eindringtiefe elektromagnetischer Wellen eine Abhängigkeit von der Energie (Farbe) der Strahlung gibt. Diese Eigenschaft der Undurchsichtigkeit bei Standardscheiben verlieh ihnen das Attribut optisch dick. Im Prinzip ist es wie beim Nebel des irdischen Wetters, nur dass der Nebel - fein verteilte Wassertröpfchen - die Strahlung schluckt (siehe auch optische Tiefe, Abkürzung τ).

Energiebilanz

Zusammenfassend kann man sagen, dass in Akkretionsflüssen wie den Standardscheiben Energieformen ineinander umgewandelt werden: Am Anfang steht die Gravitationsenergie, eine potentielle Energie, die Materie in einigem Abstand zum aufsammelnden Objekt (Akkretor) hat. Diese Energie der Lage wird im Falle der Standardscheiben zunächst vor allem in Rotationsenergie (Bewegungsenergie, kinetische Energie) umgewandelt. Scherung und Turbulenz bewerkstelligen eine Umwandlung in thermische Energie (mikroskopisch betrachtet auch eine kinetische Energie der Teilchen). Schließlich findet eine Umwandlung in Strahlungsenergie statt. Dieser letzte Umwandlungsprozess ist der entscheidende für die Astronomie, machen sich doch auf diese Weise die kosmischen Objekte aus großer Entfernung bemerkbar.

andere Akkretionsflüsse

Nach der vorangehenden Beschreibung kann man sich selbstverständlich fragen, weshalb nicht alle Akkretionsflüsse Standardscheiben sind. Mittlerweile weiß man, dass die Standardscheibe nur eine Akkretionslösung unter vielen ist. Historisch zeichnete sich sogar bald nach der Entdeckung der Standardscheiben ab, dass sie allein nicht ausreichen, um die Beobachtungen zu erklären: Das bemerkten die Astronomen bei den hochenergetischen (d.h. harten) Spektren einiger Röntgendoppelsterne wie Cyg X-1 in den 1970er Jahren. Das harte Spektrum ist der Bereich höchster Energien ab einigen keV. Es konnte nicht mit dem modifizierten Schwarzkörperspektrum der Standardscheiben erklärt werden. Es musste eine Komponente noch heißeren Plasmas geben. Das mittlerweile weithin akzeptierte Modell ist, dass es ein Reservoir heißen Plasmas, die so genannte Korona, gibt. Die direkte Wärmestrahlung dieser Quelle ist deutlich härter als bei Standardscheiben. Damit noch nicht genug: Niederenergetische (weiche) Photonen aus der Umgebung dringen in das weniger dichte, heiße Gas der Korona ein und werden zu noch höheren Strahlungsenergien gestreut. Dieser Prozess heißt Comptonisierung und erklärt die harten Spektren bis etwa 100 keV - das so genannte Compton-Kontinuum.
Wie die Korona beschaffen ist, welche geometrische Gestalt sie hat und wo sie sich genau im akkretierenden System befindet, ist nicht ganz klar. Es wurden eine Reihe von Modellen vorgeschlagen die unter dem Lexikoneintrag Korona diskutiert werden. Im Falle von Cyg X-1 wird angenommen, dass in der Umgebung eines stellaren Schwarzen Lochs eine Standardscheibe (als kalte Komponente) und ein ADAF (als heiße Komponente) existieren. Damit können die gemessenen Spektren sehr gut reproduziert werden. Schematisch kann ein Schnitt durch den Akkretionsfluss entlang der Symmetrieachse des Systems daher wie folgt illustriert werden:

Welche Akkretionslösungen vorliegen, ist auch eine Frage der Akkretionsrate, d.h. wie viel Masse pro Zeit auf das Zentralobjekt einfällt. Im Lexikoneintrag Akkretion wird dazu ein vereinheitlichendes Schema vorgestellt, das weitere Akkretionslösungen beinhaltet. Ein diesbezüglich wesentlicher Begriff ist auch die Eddington-Leuchtkraft.

Standardscheiben um Schwarze Löcher

Von besonderem Interesse sind die Standardscheiben um ein Schwarzes Loch. Der innere Rand der stabil rotierenden Scheibe liegt auf dem marginal stabilen Orbit, der bei einem Loch wenige Gravitationsradien beträgt. Eine besondere Entartung tritt bei maximal rotierenden Kerr-Löchern auf: die marginal stabile Bahn entspricht dann dem (äußeren) Ereignishorizont, also exakt einem Gravitationsradius. In der Natur kommt das vermutlich nicht vor, weil auf der Basis der Akkretionstheorie Maximaldrehimpulse für die rotierenden Löcher vorgeschlagen wurden (z.B. a = 0.998 M, Thorne 1974).
Kandidaten für Schwarze Löcher gibt es nicht nur in Röntgendoppelsternen, sondern auch in den Zentren von Galaxien. Hier sind sie allerdings deutlich gewichtiger und wiegen Millionen bis Milliarden Sonnenmassen. Standardscheiben muss es somit auch in Aktiven Galaktischen Kernen (AGN) geben. Das konnte auch vielfach mittels astronomischer Beobachtungen nachgewiesen werden: Das modifizierte Schwarzkörper-Spektrum der Standardscheibe macht sich im Galaxienspektrum als breiter Buckel im Bereich der optischen und UV-Strahlung bemerkbar. Dieser so genannte 'große blaue Buckel' (engl. big blue bump, BBB) hat sein Maximum bei etwa 100 Nanometern Wellenlänge. Entsprechend muss sich die Standardscheibe von wenigen zu einigen 10000 Gravitationsradien erstrecken. In anderen Längeneinheiten ausgedrückt reicht die SAD der AGN bis zur pc-Skala.

Verallgemeinerung zur magnetischen Akkretion

Die Standardscheibe ist eine analytische, hydrodynamische Lösung, d.h. Magnetfelder wurden bei der Herleitung nicht beachtet. Die Akkretionsphysiker haben mittlerweile erkannt, dass Magnetfelder eine herausragende Rolle in der Dynamik von Akkretionsflüssen spielen - erst recht in der Nähe eines rotierenden Schwarzen Loches. Eine Erweiterung des theoretischen Regimes stellt die Magnetohydrodynamik (MHD) dar. Im Prinzip wird in diesem theoretischen Zweig die Strömung einer magnetisierten Flüssigkeit untersucht. Ein Durchbruch der MHD-Akkretionsphysik gelang 1991, als Balbus und Hawley eine neue Instabilität entdeckten, die sehr effizient den Drehimpuls in einem rotierenden Akkretionsfluss umzuverteilen vermag. Diese magnetische Rotationsinstabilität (engl. magneto-rotational instability, MRI) oder Balbus-Hawley-Instabilität sorgt für eine magnetisch getriebene Turbulenz, die deutlich stärker ist, als das hydrodynamische Pendant. Die MRI ist verantwortlich für den Drehimpulstransport nach außen - das ist gerade die Voraussetzung dafür, dass die Materie überhaupt ins Zentralobjekt fallen kann. Anders formuliert: Auf dies Weise kann das akkretierte Plasma die Drehimpulsbarriere überwinden und langsam radial nach innen fließen. Radiale Drift und Rotationsbewegung überlagern sich zur charakteristischen einwärts gerichteten 'Strudelbewegung' des Akkretionsflusses. Schließlich endet die Reise für den größten Teil der Materie im Zentrum des akkretierenden Systems. Auf diese Weise wird der Akkretor mit Masse angereichert, wächst und wird noch effizienter. In den AGN ist dieser höchst effiziente Akkretor ein schnell rotierendes, supermassereiches Schwarzes Loch, das eine weithin sichtbare, enorme Leuchtkraft erzeugt. In der Tat erzeugt (paradoxerweise) das Dunkelste, was es im Universum gibt, das Hellste, was es im Universum gibt! Erst wenn der Ereignishorizont die gleißend leuchtende Materie verhüllt, entzieht sie sich der Sicht des Astronomen.

Übergang zu advektionsdominierten Akkretionsflüssen

Wird die Scheibenmaterie heiß genug - ab etwa 10 Mio. Kelvin - wird die Standardscheibe aufgebläht. Die Scheibe evaporiert vornehmlich am Innenrand und wird dadurch geometrisch dick. Dies bezeichnet man als Übergang von einer Standardscheibe zu einer advektionsdominierten Akkretionslösung wie dem ADAF (engl. SSD-ADAF transition oder auch ADAF-SSD transition). Der ADAF könnte in diesem Szenario als Korona fungieren. Alternativ werden auch advektive Tori, also ausgedehnte, heiße, schlauchförmige Akkretionsflüsse diskutiert.

Pseudo-Newtonsche, radiative Hydro-Modelle (mit Wärmeleitung) von Hujeirat & Camenzind (2000) legen nahe, dass die Standardscheibe an ihrem inneren Ende trunkiert, also abgeschnitten, ist. Ursache ist die effiziente Kühlung durch Strahlung und die Berücksichtigung der Wärmeleitung im Plasma. Es ist aufgrund dieser Effekte denkbar, dass sich die Standardscheibe gar nicht bis zur marginal stabilen Bahn erstreckt, sondern der Innenrand schon bei deutlich größeren Radien liegt. An der Oberfläche von Standardscheiben kommt es durch Fluoreszenz zur Emission charakteristischer Röntgen-K-Linien. Dieser Vorgang ist mit einer Reflexion vergleichbar, wo eine hochenergetische Primärquelle - die Korona - einen kalten 'Spiegel' - die Standardscheibe - beleuchtet. Wie obige Abbildung illustriert, sind heiße, ausgedehnte Korona und kalte, reflektierende Scheibe im Szenario trunkierter Scheiben so weit voneinander entfernt, dass es nicht oder kaum zur Reflexion der Primärstrahlung und der Ausbildung von Eisenlinien kommen kann. Das würde erklären, weshalb Astronomen in vielen Quellen keine Röntgen-K-Linien von Eisen beobachten.

Akkretionsphysik erfordert Supercomputer

Der aktuelle Trend der der Akkretionsphysik bewegt sich aufgrund der rapiden Entwicklung von Computern und numerischen Methoden weg von den analytischen Lösungen. Heutzutage schreiben die Akkretionsphysiker aufwendige Computersoftware, die die komplizierten, nichtlinearen und gekoppelten Gleichungen der Hydrodynamik, Magnetohydrodynamik - sogar schon in Verbindung mit der Allgemeinen Relativitätstheorie oder Strahlungsphysik - numerisch löst. Diese wissenschaftliche Software (Solver) produziert riesige Datenmengen, die schließlich mit weiteren Computerprogrammen visualisiert werden. Am Ende der aufwendigen Prozedur, die viele Jahre Arbeit und viel Manpower verschlingt, stehen künstliche geschaffene Bilder und Animationen, die z.B. zeigen wie Materie in ein rotierendes Schwarzes Loch hineinfällt. Das Computerlabor bietet damit die einzigartige Gelegenheit, kosmische Quellen in allen Einzelheiten zu studieren - mehr noch: Der Theoretiker gibt sogar vor, wie sich die Quelle zu verhalten hat.

Vergleich mit der Beobachtung

Die beobachtende Zunft der Astronomen ist dagegen darauf angewiesen, welches Schauspiel die Natur gerade bietet. Die hochauflösenden Beobachtungstechniken wie VLBI erlauben es bereits, die simulierten Bilder und Spektren mit detaillierten Beobachtungsfotos bzw. Spektren zu vergleichen. Daraus resultiert ein physikalisches Verständnis der kosmischen Himmelsobjekte.

Weitere Informationen

• Web-Artikel: Akkretionsflüsse um rotierende Schwarze Löcher
• Sehr verständlicher, externer Web-Artikel von Andreas Müller bei Einstein online (AEI Golm): Glühende Scheiben: Wie Schwarze Löcher ihre Nachbarschaft zum Leuchten bringen

Die Quantenfeldtheorie der starken Wechselwirkung ist gerade die Quantenchromodynamik. Sie erklärt den Zusammenhalt der Nukleonen im Atomkern und den der Nukleonen (Proton und Neutron) selbst. In einer Theorie der Kernkräfte gelang es dem Japaner Hideki Yukawa (1907 - 1981) die Kräfte zwischen Nukleonen durch den Austausch von Mesonen zu beschreiben, die mit dem Yukawa-Potential verknüpft sind. Alle Mesonenbeiträge formen das charakteristische der Kernkraft.

Ein Universum mit konstantem Weltradius ist statisch - es dehnt sich nicht aus; es fällt nicht in sich zusammen. Diese Modell-Universen waren kurz nach der Formulierung der Allgemeinen Relativitätstheorie besonders erstebenswert für die Kosmologie ab etwa 1917. Vor allem Albert Einstein war Verfechter dieser Idee. Ein sich entwickelndes Universum, das sich auszudehnen oder zusammenzuziehen vermag, war jenseits jeder Vorstellung in der damaligen Zeit.
Die Entdeckung der Friedmann-Gleichung, die die Dynamik des Universums in Abhängigkeit von ihren Energieinhalten zu beschreiben vermag, gestattete auch dynamische Universen. Erst durch Vesto Sliphers und Edwin Hubbles Beobachtungen an extragalaktischen Systemen (siehe auch Hubble-Gesetz), die die Expansion des Kosmos untermauerten, fanden auch theoretische Modelle Einzug, die dynamisch sind.
Eine Beschreibung in größerem Kontext ist im Eintrag Friedmann-Weltmodelle zu finden.

Der Staubtorus (engl. dusty torus oder molecular torus) ist ein sehr ausgedehntes, schlauchförmiges Gebilde, das sich in Aktiven Galaktischen Kernen (AGN) weiter außen, bei einigen 10⁴ Gravitationsradien bzw. typischerweise auf der pc-Skala befindet. Der Torus befindet sich weit genug weg vom supermassereichen Schwarzen Loch, so dass die Newtonsche Gravitationsphysik vollkommen ausreichend ist, um die Tori physikalisch zu beschreiben.

Eigenschaften des Staubtorus

Der Staubtorus ist recht groß: 10⁴ (bei kleinen AGN wie den Seyfert-Galaxien) bis 10⁸ Sonnenmassen (bei Quasaren und Blazaren) ist sein Anteil an der gesamten Galaxie. Allerdings findet man ihn nicht in allen Galaxien, wie bisherige Beobachtungen besagen: In elliptischen Galaxien (siehe auch Hubbletyp) beispielsweise ist der Staubtorus sehr schwach ausgeprägt.
Der Staubtorus besteht aus relativ kaltem Material: typische Temperaturen liegen zwischen 100 und 1500 Kelvin. Dieser Temperaturbereich ist so gering, dass sich hier nur einige Moleküle wie PAKs (Polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe), Silikate (Silizium-Sauerstoffverbindungen) und Graphit (Kohlenstoff) nachweisen lassen. Dabei überwiegt der Anteil an Silikaten. Diese Spezies machen sich durch Moleküllinien und Infrarotemission bemerkbar. Die IR-Emission ist reprozessierte hochenergetische Strahlung (Ultraviolett-, Röntgen-, Gammastrahlung, kurz UVXGamma) aus dem Zentrum des AGN. Sie wird beim Strahlungstransport durch den Torus stark abgeschwächt (Extinktion). Dieses Szenario muss man sich so vorstellen, dass energiereiche Strahlung aus dem heißen Zentrum der aktiven Galaxie das kalte Material des Staubtorus erreicht und daran gestreut wird. Bei diesem Streuvorgang verlieren die harten Photonen Energie und werden zu weichen Infrarotphotonen.
Die obere Temperaturgrenze von etwa 1500 Kelvin markiert gerade die Sublimationstemperatur für Staub. Am Innenrand des Staubtorus bildet sich daher eine Sublimationskante aus: Die intensive, hochenergetische Strahlung sublimiert das Torusmaterial, d.h. der Aggregatszustand des Staubs ändert sich direkt von fest nach gasförmig (vergleiche Kometenschweif aus sublimiertem Material der Koma). Von einigen nahen Seyfert-Galaxien vom Typ 2 erhofft man sich die Abbildung einer X-förmigen Struktur, die gerade die innere Berandung des Staubtorus in Emission zeigt. Diese Aufnahme soll mithilfe interferometrischer IR-Teleskope (ISO, SIRTF=Spitzer-Teleskop) gemacht werden. Die Morphologie des Staubtorus wird unterschiedlich modelliert: In einem 'patchworkartigen Modell' (engl. patchy model) besteht er aus einzelnen, zerrupften Staubwolken, die eine gewisse Transparenz (selbst bei Typ 2) zulassen. Die Alternative besteht in einer axialsymmetrischen Verteilung, die eher opak ist.

Woher kommt der Staub?

Der Staub dieses toroidalen Objekts stammt von den Sternen: rote Riesen und AGB-Sterne (auf dem asymptotischen Riesenast - asymptotic giant branch - im HRD) blasen am Ende ihrer Sternentwicklung Materie in das interstellare Medium. Dabei bilden sich die farbenprächtigen Planetarischen Nebel. Viele dieser massearmen Sterne (Massen weniger als etwa 1.2 Sonnenmassen) einer Galaxie haben dieses Stadium bereits hinter sich und haben sich in Weiße Zwerge verwandelt. Die Astronomen gehen davon aus, dass typischerweise 10% aller Sterne Weiße Zwerge sind. Der Staub besitzt auch Drehimpuls weshalb sich unter Annahme eines konstanten, spezifischen Drehimpulses die Geometrie eines Torus ausbildet.

Staubtorus ist nicht stabil

Diese Konfiguration ist allerdings nicht stabil: Die Papaloizou-Pringle-Instabilität (PPI) besagt, dass nicht-axiale Störungen kleiner Ordnung jede Toruskonfiguration zerstören. Diese Instabilität wächst auf der dynamischen Zeitskala (Keplerrotation am Torusinnenrand, Schalllaufzeit vom Innenrand zum Zentrum) an. Das sind entsprechend für Staubtori Zeitskalen von etwa 100 Millionen Jahren. Tori sind daher generell keine stabilen Konfigurationen. Eine weitere Instabilität, die magnetische Rotationsinstabilität (engl. magneto-rotational instability, MRI oder Balbus-Hawley-Instabilität), sorgt ebenso für eine Störung des Torus. Bei dieser Instabilität sind schwache (interstellare) Magnetfelder involviert, die aufgrund der differenziellen Rotation magnetische Turbulenz treiben.
Die Instabilitäten bewirken letztendlich die Akkretion auf das zentrale Objekt, das supermassereiche Schwarze Loch. Denn eine wesentliche Konsequenz der Instabilitäten ist der effiziente Drehimpulstransport. Er ist Voraussetzung dafür, dass überhaupt Material ins Zentrum der Galaxie fällt. Sonst würde es nämlich an der Drehimpulsbarriere reflektiert werden. Als Folge dieser Prozesse bildet sich inwärts an den Staubtorus die so genannte Standardscheibe aus. Durch effiziente Strahlungskühlung ist sie vertikal kollabiert - Astrophysiker sagen geometrisch dünn - und optisch dick.

Staubtorus bewirkt zwei Galaxientypen: Typ-1 und Typ-2

Bei den AGN-Typen, vor allem den Seyfert-Galaxien und den Quasaren, sorgt der Staubtorus für die bekannte Zweiteilung (Dichotomie) in Typ 1 und 2: Bei Typ-1 schaut der Beobachter von oben, mehr oder weniger entlang der Symmetrieachse der Galaxie, in den Bereich verbreiterter Linien (engl. Broad Line Region, BLR). Die auffällige Linienverbreiterung ist kinematisch bedingt und stammt von turbulentem, schnell strömendem Plasma, das sich mit Geschwindigkeiten bis zu 10 000 km/s um das Zentrum bewegt. Die Neigung des Systems (Inklination) bewegt sich also von etwa 0° (engl. Fachbegriff face-on) bis etwa 35°. Bei Typ-2 schaut man genau auf den Staubtorus, so dass die BLR und das Zentrum der Galaxie verborgen sind und nicht optisch identifiziert werden kann. Nur die Gebiete enger Linien (engl. Narrow Line Region, NLR) kann beobachtet werden. Hier hat das Gas nur noch Geschwindigkeiten von 300 bis 1000 km/s. Die Inklinationen dieser Systeme sind von etwa 35° bis 90° (engl. Terminus edge-on). Astronomen unterscheiden auch intermediäre Typen von Seyfert-Galaxien (also z. B. 1.3 oder 1.7), je nach ihrem gemessenen Neigungswinkel.
Es handelt sich bei dem gerade beschriebenen Sachverhalt um eine geometrisches Unifikationsmodell der AGN, das auf Antonucci & Miller (1985) zurückgeht. Unter dem Eintrag Quasar wird diskutiert, dass es neuerdings Anzeichen gibt, dass diese geometrische Interpretation von Typ-1 und Typ-2 eine zu starke Vereinfachung sein könnte.

Belege für den Staubtorus

Der einwandfreie Nachweis des Staubtorus ist durchaus nicht so trivial. Es gibt ein schönes Musterbeispiel, wo der Nachweis gelungen ist. Die Abbildung rechts zeigt eine Beobachtung des Weltraumteleskops Hubble, die die Existenz des Staubes in der Spiralgalaxie M51 verrät. Die Staubinformation steckt in der auffälligen X-Struktur. Je ein Strich des X kommt von einer Staubscheibe/einem Staubtorus. Es ist nicht klar, weshalb mindestens einer der Staubtori so ungewöhnlich orientiert ist - nämlich senkrecht zur Scheibenebene der Spiralgalaxie. Auch ist nicht klar, warum überhaupt ein zweites großes Staubreservoir existiert.
Das zentrale supermassereiche Schwarze Loch (supermassive black hole, SMBH) sitzt vermutlich genau am Kreuzungspunkt des X. Es hat eine Masse von etwa einer Million Sonnenmassen und hat damit nur ein Drittel der Masse des Galaktischen superschweren Loches bei Sgr A* (Credit: Ford et al. 1992, STScI/NASA).

Im Jahr 2005 berichteten die Infrarotastronomen von Beobachtungen an Quasaren mit dem IR-Weltraumteleskop Spitzer, die das geometrische AGN-Unifikationsmodell stützen (Siebenmorgen et al., astro-ph/0504263). Sie untersuchten eine starke Spektrallinie des Elements Silizium, die bei 10 Mikrometern zu beobachten ist (10 micron feature). Die Spektrallinie kann entweder in Emission oder in Absorption beobachtet werden. Mit Spitzer detektierten die Infrarotastronomen die Linie bei AGN Typ-1 in Emission und bei AGN Typ-2 in Absorption. Das ist geometrisch leicht zu erklären: Je nach Orientierung des Staubtorus zum Beobachter wird die hochenergetische UVXGamma-Strahlung aus dem Zentrum des AGN am Staubtorus reflektiert, so dass die Siliziumlinie in Emission im Spektrum auftaucht; oder sie wird durch den Torus gestreut, so dass der Astronom sie in Absorption sieht. Es war nur eine kleine Anzahl von AGN, die untersucht wurden, aber die Beobachtungen unterstützen das geometrische Unifikationsmodell.

Siehe im Zusammenhang unter Planckscher Strahler.

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© Andreas Müller, August 2007

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