Aktive Galaxien als neue Distanzmesser für größte Entfernungen

Wie? Quasare sollen sich als die längsten, kosmischen Lineale entpuppen? Wie funktioniert denn das?

Der Motor hellster kosmischer Leuchtfeuer
Supermassereiche Schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien entzünden die hellsten Lichter im Kosmos. Das geschieht allerdings nur, wenn die Schwarzen Löcher große Mengen Materie in kurzer Zeit verschlingen. In solchen Fällen macht sich das Loch als extrem helles, kosmisches Leuchtfeuer bemerkbar, das Energie bei allen Wellenlängen elektromagnetischer Strahlung abgibt. Die Leuchtkräfte eines einzigen der massereichsten AGN beträgt bis zu10^41 Watt, was ungefähr so viel wie 10.000 Milchstraßen entspricht!

Optisches Foto des Quasars 3C 273 (Bild: HST, NASA/ESA)

Quasare und andere galaktische Leuchtfeuer
Der Oberbegriff für derart funktionierende "Lichtmaschinen" lautet in der Astrophysik aktive Galaxienkerne oder kurz AGN (engl. active galactic  nuclei). Prominente Vertreter der AGN sind z.B. die Quasare und Seyfert-Galaxien; unsere Heimatgalaxie, die Milchstraße, gehört hingegen nicht zu den AGN. Zwar besitzt sie ein supermassereiches Schwarzes Loch von vier Millionen Sonnenmassen im Innern, aber dieses verschlingt kaum Materie, so dass dieses "hungernde Loch" auch nicht als Lichtmaschine zündet.

Querschnittskizze durch den inneren Teil einer aktiven Galaxie (Bild: A. Müller)

Zwei Arten von Höllenmaschinen
AGN sind achsensymmetrische Gebilde, die man sich vorstellen kann wie eine gigantische Scheibe aus Sternen und Staub. Diese Scheibe hat einen Durchmesser von einigen tausend Lichtjahren und in ihr rotiert die Materie wie in einem Karussell in das zentrale Schwarze Loch in der Scheibenmitte hinein.  Astronomen klassifizieren die AGN in zwei Typen, je nachdem, ob man von oben auf die Scheibe und in die Lichtmaschine hineinschauen kann (Typ 1) oder mehr auf die Kante der Scheibe schaut (Typ 2). Diese Orientierung ist reiner Zufall – eben je nachdem, wie die Erde relativ zu dem AGN steht.

Karussellfahrt in den Höllenschlund 
In der Scheibe erreicht das Material höchste Geschwindigkeiten, die kurz vor dem Schwarzen Loch sogar vergleichbar werden mit der Lichtgeschwindigkeit. Astronomen können diese wahnwitzige Karusselfahrt ohne Happy-end aus der Ferne beobachten, z.B. indem sie die abgegebene Strahlung mit Teleskopen verfolgen. Sie wird verfärbt und heller oder dunkler, je nachdem, ob der Astronom gerade den Teil des Karussells betrachtet, der sich gerade in unsere Richtung dreht oder von uns weg dreht. Der physikalische Effekt der dahintersteckt heißt Doppler-Effekt. Er gestattet es, auf bequeme weise Geschwindigkeiten zu messen – auch wenn das Material Millionen Lichtjahre entfernt ist.

Licht verrät die Karussellfahrt
Eine Spektrallinie (z.B. als eine Auftragung Lichtintensität über Wellenlänge), die von der Scheibe abgegeben wird, wird durch den Doppler-Effekt verbreitert und besitzt für den Beobachter aus der Ferne einen rotverschobenen und einen blauverschobenen Teil. Wie gesagt, sind die Geschwindigkeiten recht hoch, so dass die Spektrallinie extrem verbreitert wird. Astronomen nennen sie dann "breite Linie" (engl. broad line) und das Gebiet der Scheibe, aus der sie kommt, die "Region breiter Linien" (engl. broad line region, kurz BLR). Die bekanntesten Spektrallinien, die astronomisch gemessen werden, stammen u.a. von Wasserstoff (optisch; H beta bei 510 nm Wellenlänge) und Kohlenstoff (UV; C IV bei 155 nm).

Echo-Strahlung
Die kontinuierliche AGN-Strahlung aus dem Zentrum der Galaxie trifft nun auf das Scheibenmaterial und regt dieses zum Abstrahlen der BLR-Spektrallinien an. Dazwischen liegt ein zeitlicher Unterschied, der davon abhängt, wie weit die BLR vom Zentrum entfernt ist: Je größer die BLR, um so größer der zeitliche Unterschied zwischen Aussendung der Primärstrahlung im AGN und Aussendung der "Antwortstrahlung" in der BLR.

Astronomen können das messen, indem sie einerseits die Ankunftszeiten der primären AGN-Strahlung direkt beobachten und andererseits die zeitlich versetzte BLR-Linienstrahlung als "Echo" später aufnehmen. Solche Messungen der Lichtlaufzeitverzögerung sind in Fachkreisen auch bekannt als "reverberation mapping".

Außerdem gilt: Je leuchtkräftiger die Strahlung aus dem AGN-Zentrum ist, desto tiefer dringt sie in das Material der BLR ein. Das Material wird dort durch die AGN-Strahlung in elektrische Ladungsträger zerlegt (Photoionisation). Angeregt von der AGN-Strahlung strahlt das ionisierte BLR-Material dann die Linienstrahlung ab. 

Die räumliche Größe der BLR bzw. die Lichtlaufzeitverzögerung ist somit proportional zur AGN-Leuchtkraft.

Was ist neu?
In einer neuen Forschungsarbeit haben die Astronomen nun entdeckt, dass es bei den aktiven Galaxien eine neue Beobachtungsgröße gibt, die sich eignet, um sehr genau große Entfernungen zu bestimmen (Watson et al. 2011). Astrophysiker haben zunächst einen hochtrabenden Namen für Entfernung und sprechen von der Leuchtkraftdistanz. Sie hängt zusammen mit der Leuchtkraft einer Himmelsquelle (sozusagen der "Helligkeit vor Ort der Quelle") und dem Strahlungsfluss (der "beobachteten Helligkeit in großer Entfernung von der Quelle"). Es ist erstens intuitiv und anschaulich klar, dass der Strahlungsfluss mit dem Abstand der Quelle (quadratisch) abnimmt. Der Abstand bzw. die Leuchtkraftdistanz ist also proportional zu eins durch die Wurzel des Flusses. Sollte es zwei Quellen geben, bei denen derselbe Fluss beobachtet wird, so sind sie entweder in der gleichen Entfernung und haben dieselbe Leuchtkraft oder die eine hat eine höhere Leuchtkraft, ist dafür aber auch weiter weg. Die Leuchtkraftdistanz ist also zweitens proportional zur Leuchtkraft. Beide Sachverhalte stecken in der Definition der Leuchtkraftdistanz.

Nun hatten wir aber gerade besprochen, dass für die AGN, bei denen man eine BLR beobachtet, die BLR-Größe mit der AGN-Leuchtkraft zunimmt. Anders gesagt: Der Radius der BLR ist wegen der oben beschriebenen Physik proportional zur Wurzel der AGN-Leuchtkraft. Steigt der BLR-Radius, so muss aber auch die Strahlung mehr weg zurücklegen und die Lichtlaufzeitverzögerung nimmt zu. 

Wir folgern: Für eine aktive Galaxie (vom Typ 1) ist die Lichtlaufzeitverzögerung geteilt durch die Wurzel des Strahlungsflusses eine geeignete Größe, die Leuchtkraftdistanz oder Entfernung zu messen. Wir müssen uns nun "nur" für einige AGN diesen Quotienten Lichtlaufzeitverzögerung durch Wurzel des Strahlungsflusses beschaffen und die die Entfernung (=Leuchtkraftdistanz) für einen AGN bekannter Entfernung eichen.

Eichung und beobachtete AGN
Die neue Methode wurde an einem bestimmten AGN, der Galaxie NGC 3227, deren Entfernung gut bekannt ist, geeicht. Es ist geplant weitere AGN zur Eichung heranzuziehen, der Entfernung über die Cepheiden-Methode bestimmt wurde. Die Astronomen um Watson et al. benutzten ein Gruppe (engl. sample) von 38 AGN vom Typ 1. Für sie fanden sie, dass die neue Messgröße in der Tat ein guter Entfernungsindikator ist.

Vergleich mit der bisher favorisierten Methode
Die besten Standardkerzen für große Entfernungen waren bislang die Supernovae vom Typi Ia, also explodierende Weiße Zwerge. 1993 wurde entdeckt, dass ihre Helligkeiten gute Entfernungsindikatoren sind (sog. Phillips-Relation). 1998 brachte diese Art der Entfernungsmessung den Durchbruch für die Kosmologie, nämlich dass das Universum beschleunigt expandiert – ein Phänomen, für das die Dunkle Energie verantwortlich gemacht wird. Die Supernova-Methode taugt bis zu Entfernungen bis etwa z = 1,7 (große Entfernung werden in der Kosmologie mit der kosmologischen Rotverschiebung z, angegeben). Der Grund ist, dass die absolute Helligkeit der Supernovae Typ Ia einen Maximalwert erreicht, der auch ab einer bestimmten großen Entfernung nicht mehr beobachtbar ist.

Mit der neuen hier vorgestellten AGN-Methode kommt man hingegen bis zu z = 4 – vielleicht sogar weiter.

Wozu könnte das gut sein?
Die Supernova-Methode brachte einen Durchbruch in der Physik und unserem kosmologischen Weltbild, aber sie ist beschränkt. Es ist gut, nun eine Methode mithilfe der AGN weiterzuentwickeln, um Entfernungen noch tiefer in das Weltall zu messen. Die Hoffnung ist, die beschleunigte Expansion noch genauer zu untersuchen und so mehr über die rätselhafte Dunkle Energie zu lernen. Bisher legen die Beobachtungen nahe, dass eine Dunkle Energie in der Gestalt von Einsteins kosmologischer Konstante ("Lambda") realisiert ist. Astronomen können dies recht genau messen, indem sie den sog. w-Parameter und dessen zeitliche Veränderung bestimmen. Aktuell messen sie w = -1 und w’ = 0, also eine zeitlich unveränderliche Form Dunkler Energie. 

Es ist nun spannend, mithilfe der neuen AGN-Methode die Messungen tiefer in den Kosmos fortzusetzen – und dabei vielleicht etwas vollkommen Neues, Unerwartetes zu entdecken.

 

Quelle: "A new cosmological distance measure using AGN", Watson et al. 2011, ApJ in press; arXiv:1109.4632

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Die Astronomie ist faszinierend und schön – und wichtig. Diese interdisziplinäre Naturwissenschaft finde ich so spannend, dass ich sie zu meinem Beruf gemacht habe. Ich bin promovierter Astrophysiker und befasse mich in meiner Forschungsarbeit vor allem mit Schwarzen Löchern und Allgemeiner Relativitätstheorie. Aktuell bin ich der Scientific Manager im Exzellenzcluster Universe der Technischen Universität München. In dieser Tätigkeit im Forschungsmanagement koordiniere ich die interdisziplinäre, physikalische Forschung in einem Institut mit dem Ziel, Ursprung und Entwicklung des Universums als Ganzes zu verstehen. Besonders wichtig war mir schon immer eine Vermittlung der astronomischen Erkenntnisse an eine breite Öffentlichkeit. Es macht einfach Spaß, die Faszination am Sternenhimmel und an den vielen erstaunlichen Dinge, die da oben geschehen, zu teilen. Daher schreibe ich Artikel (print, online) und Bücher, halte öffentliche Vorträge, besuche Schulen und veranstalte Lehrerfortbildungen zur Astronomie, Kosmologie und Relativitätstheorie. Ich schätze es sehr, in meinem Blog "Einsteins Kosmos" in den KosmoLogs auf aktuelle Ereignisse reagieren oder auch einfach meine Meinung abgeben zu können. Andreas Müller

4 Kommentare Schreibe einen Kommentar

  1. Interessante Methode

    Hallo Andreas,

    den Artikel hab ich bei astro-ph verpasst. Das hört sich ja sehr interessant an, der Artikel ist aber noch nicht akzeptiert bzw. refereed worden.

    Schöne Grüsse,
    Helmut

  2. „Die Supernova-Methode taugt bis zu Entfernungen bis etwa z = 1,7“

    „Mit der neuen hier vorgestellten AGN-Methode kommt man hingegen bis zu z = 4 – vielleicht sogar weiter.“

    Heißt das nun, dass man mit der bisherigen Methode bis in die Zeit zurück gehen kann, als das Universum noch 2,7 mal so klein war und man mit der neuen Methode so weit in der Zeit zurück kommt, als die Größe des Universums noch ein Fünftel des heutigen Wertes betrug. Hab ich das so richtig verstanden?

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