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)