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Quasare

Astronomie und Astrophysik

Quasar ist ein Kurzwort für »quasistellare Radioquelle«. In Radiodurchmusterungen grosser Himmelsareale entdeckten die Astronomen Anfang der 60er Jahre zum ersten Mal Radioquellen, an deren Position auf optischen Aufnahmen stellare, das heisst nicht auflösbare, Lichtpunkte blauer Farbe erschienen. Die spektroskopische Zerlegung ihres Lichtes zeigte ungewöhnlich breite Emissionslinien, deren atomphysikalischer Ursprung unklar war. Man hielt diese Objekte zunächst für eine neue, noch rätselhafte Art von Radiosternen.

Maarten Schmidt, ein niederländischer Astronom, der in den USA arbeitete, fand 1963 eine plausible Erklärung: Die Emissionslinien werden von ganz normalen atomaren Übergängen - etwa der Elemente Wasserstoff, Kohlenstoff, Magnesium und Silizium - hervorgerufen, sie unterliegen allerdings sehr hohen kosmologischen Rotverschiebungen, denen aufgrund der Hubble-Relation (Hubble-Fluss) Entfernungen von einigen Milliarden Lichtjahren entsprechen. Somit können die Quasare keine Sterne, sondern müssen extragalaktische Objekte sein. Die einzigen, bis dahin bekannten, leuchtenden Himmelskörper ausserhalb des Milchstrassensystems waren Galaxien.

Einerseits sind die Quasare sehr viel heller als Galaxien in ähnlich grossen Entfernungen, andererseits gleicht ihr optisches Spektrum dem der Kerne von Seyfert-Galaxien des Typs 1, einer Klasse von »aktiven« Galaxien, die ebenfalls Radiostrahlung aussenden. Schon bald nach der Entdeckung der ersten Quasare vermuteten die Astronomen daher, dass es sich bei diesen Objekten um aktive Galaxien in sehr grosser Entfernung handelt, deren Kerne ausserordentlich hell leuchten.

Die einen Quasar beherbergende Galaxie - host galaxy oder Muttergalaxie genannt - ist, so vermuteten die Astronomen weiter, wegen der grossen Entfernung auf einer konventionellen optischen Aufnahme nicht zu erkennen: Das Licht des kompakten Kerns überstrahlt das schwache diffuse Sternlicht der Muttergalaxie. Aufgrund langbelichteter Aufnahmen mit dem Hubble-Weltraumteleskop, das eine weit bessere Auflösung als erdgebundene Teleskope bietet, konnte praktisch für alle untersuchten Quasare eine umgebende Muttergalaxie nachgewiesen und so die Vermutung bestätigt werden (siehe [27]Abb. 1).

 

Galaxienkollisionen und Aktivität

Die meisten Muttergalaxien zeigen deutliche Spuren einer gravitativen Wechselwirkung mit benachbarten Galaxien. Offenbar hängen die Aktivität des Kerns und die Störung der Galaxie miteinander zusammen. Auf kosmischer Zeitskala erlebt jede Galaxie durchschnittlich einige Vorübergänge oder Zusammenstösse mit Nachbargalaxien. Jedes dieser Ereignisse stört für einen Zeitraum von typischerweise 100 Millionen Jahren die sonst symmetrische Struktur der Galaxie empfindlich. Für einen Teil dieser Zeit kann solch eine Galaxie eine erhöhte Strahlungsaktivität aufweisen.

Gestörte Galaxien in relativ geringer Entfernung, die sich im Detail untersuchen lassen, zeigen zwei unterschiedliche Arten von Aktivität: Erstens kann es zu einem sogenannten Starburst kommen, bei dem sich die Sternentstehungsrate (etwa ein neuer Stern pro Jahr im Milchstrassensystem) auf das hundert- bis vieltausendfache erhöht und sehr viele, extrem helle, aber relativ kurzlebige, blaue Sterne aufleuchten. Zweitens kann eine verstärkte Strahlungsleistung des zentralen Kerns auftreten, die nicht auf stellaren Prozessen beruht.

 

Das Scheibe-Jet-Modell

Ein generell akzeptiertes Standardmodell, das auf die Arbeiten von Martin Rees aus Cambridge (UK) zurückgeht, erklärt die Kernaktivität durch ein supermassives Schwarzes Loch mit 106 bis 1011 Sonnenmassen, dem sich gasförmige Materie auf Spiralbahnen nähert. Dabei bildet das Gas eine dicke, differentiell rotierende Akkretionsscheibe aus, in der sich die potentielle Energie durch Reibung in Wärmestrahlung umwandelt, die Infrarot-, sichtbares und UV-Licht umfasst.

Beide Arten der Aktivität gründen auf einer Störung des Gefüges interstellaren Gases in der Galaxie. Im ersten Fall kommt es - etwa hervorgerufen durch Schockwellen - zu Verdichtungen des Gases an verschiedenen Orten ausserhalb des Kerns, wo dann Starbursts aufleuchten. Im zweiten Fall sammelt sich das Gas vermehrt im Kern und löst die zentrale Aktivität aus.

Im Fall zentraler Aktivität liefert die thermische Strahlung der Akkretionsscheibe den Hauptbeitrag zur Leuchtkraft, wie die Anpassung eines idealen Schwarzkörper-Spektrums an das Spektrum des aktiven Kerns zeigt. Viele aktive Galaxien senden zudem Radio-, Röntgen- und bisweilen sogar Gammastrahlung aus. Die Radiostrahlung zeigt einen Verlauf, der sich durch den Synchrotronprozess erklären lässt. Die kurzwellige Strahlung scheint auf vielfältige Vorgänge zurückzugehen.

Synchrotronstrahlung geht von geladenen Teilchen aus, die in einem Magnetfeld beschleunigt werden. Dem Standardmodell gemäss führt das Gas der Akkretionsscheibe ein Magnetfeld mit sich, das senkrecht auf der Scheibe steht. Während die Gasteilchen auf das zentrale Schwarze Loch zustürzen, konzentrieren sich die Magnetfeldlinien zu einem starken Feld längs der Rotationsachse der Scheibe. Das Feld beschleunigt einen geringen Prozentsatz der Gasteilchen beidseitig in Richtung der Achse auf nahezu Lichtgeschwindigkeit und lässt zwei scharf gebündelte Jets entstehen, welche die Quelle der Synchrotronstrahlung sind (siehe [28]Abb. 2).

 

Das elektromagnetische Quasarspektrum

Dem Strahlungskontinuum sind bei optischen Wellenlängen Emissions- und Absorptionslinien verschiedener Breite überlagert. Das Standardmodell erklärt die breiten Emissionslinien durch eine Vielzahl relativ dichter Gaswolken, welche die Akkretionsscheibe umgeben und deren Atome durch die Strahlung der Scheibe ionisiert werden. Die Emissionslinien entstehen durch Rekombination der Ionen mit den Elektronen. Die Breite der Linien wird durch die Geschwindigkeitsdispersion des Wolkenensembles hervorgerufen. Viele aktive Galaxien zeigen zudem schmale Emissionslinien, die offenbar aus langsamer bewegten Gaswolken geringerer Dichte in grösserer Entfernung von der Scheibe stammen (siehe [29]Abb. 3).

Jeder hundertste Quasar zeigt ausgeprägte breite Absorptionslinien von Übergängen in hochionisierten Atomen. Offenbar stammen diese Linien von Gas nahe der Akkretionsscheibe, das sich auf der Sichtlinie vor ihr befindet und sie bedeckt. Dieses Gas bewegt sich in der Regel von der Scheibe fort und auf den Beobachter zu.

Praktisch jeder Quasar weist in seinem Spektrum schmale Absorptionslinien auf, die von Galaxien und intergalaktischen Gaswolken längs der Sichtlinie hervorgerufen werden. Im kurzwelligen optischen Spektrum eines Quasars liegen diese Absorptionslinien so dicht, dass sich das Strahlungskontinuum des Quasars kaum noch rekonstruieren lässt. Man spricht hier vom Lyman-alpha-Wald, denn vor allem der Lyman-alpha-Übergang der Wasserstoffatome in den intergalaktischen Gaswolken ist dafür verantwortlich ([30]Abb. 4).

Die in Radiodurchmusterungen gefundenen Quasare zeigen ein sehr unterschiedliches Verhältnis von optischer zu Radiohelligkeit. In einigen extremen Fällen überwiegt im Gesamtspektrum die Synchrotronstrahlungskomponente der Jets gegenüber der thermischen Strahlungskomponente der Scheibe. Gemäss dem Standardmodell handelt es sich hierbei jedoch nur um einen Projektionseffekt: Einer der Jets ist zufällig auf den Beobachter gerichtet, so dass der relativistische Dopplereffekt zu einer Verstärkung der Synchrotronstrahlung führt. Ein Beobachter, der aus einer anderen Richtung auf solch einen Quasar blickt, würde ein normales Verhältnis von optischer zu Radiohelligkeit wahrnehmen. Die Quasare mit einer dominierenden Synchrotronkomponente werden Blazare genannt. Ihre Strahlung ist bei allen Wellenlängen stark variabel (Faktor 2 innerhalb von Stunden oder Tagen gegenüber einem typischen Faktor von 1,1 innerhalb von einem Jahr bei Quasaren mit dominierender optischer Helligkeit) und zeigt eine (variable) Polarisation von typischerweise ein bis zehn Prozent. Diese Eigenschaften erklären sich auf natürliche Weise aus dem Jet-Modell. Blazare, deren Synchrotronkomponente so stark dominiert, dass weder das thermische Spektrum der Scheibe noch die breiten Emissionslinien überhaupt erkennbar sind, heissen BL Lacertae-Objekte (benannt nach dem Prototypen).

 

Allgemeinere Definition von »Quasar«

Der Erfolg des Standardmodells in der Erklärung aller phänomenologisch unterschiedlichen Typen von Galaxien mit Kernaktivität durch ein und denselben Scheibe-Jet-Mechanismus und verschiedene Projektions- und Entwicklungseffekte hat zu einer inzwischen häufig verwendeten allgemeineren Definition des Begriffes »Quasar« geführt. Er wird als Synonym von »QSO« (»quasistellares Objekt«) verwendet, was ein Sammelbegriff für astronomische Objekte in kosmologischer Entfernung ist, die auf optischen Aufnahmen punktförmig - stellar - erscheinen und eine sehr grosse Leuchtkraft (1011 bis 1015-fache Leuchtkraft der Sonne, integriert über alle Wellenlängen des elektromagnetischen Spektrums) aufweisen.

Ein QSO muss demnach nicht über eine starke Radiokomponente verfügen, um als Quasar bezeichnet zu werden. Denn die Stärke der Radiostrahlung hängt zum einen lediglich von der momentanen Ausprägung des variablen Jets und zum anderen von der Orientierung des Jets relativ zum Beobachter ab - die fundamentale und über längere Zeiträume stabile, physikalische Komponente eines Quasars ist im Standardmodell jedoch die Akkretionsscheibe und nicht der Jet.

Jeder Quasar für sich genommen ist ein interessantes astronomisches Beobachtungsobjekt. An ihm lassen sich die physikalischen Prozesse in der Nähe Schwarzer Löcher studieren, und die Jets sind ein »Labor« der relativistischen Magnetohydrodynamik, wie die Forscher es nirgendwo sonst im Kosmos - und schon gar nicht im Labor - finden können. Mit grosser Wahrscheinlichkeit beherbergt auch unser Milchstrassensystem im Kern ein supermassives Schwarzes Loch. Nur ist dessen Umgebung relativ gasarm, so dass sich keine massereiche Akkretionsscheibe bilden kann. Erst durch die gravitative Wechselwirkung mit einer anderen Galaxie könnte das Milchstrassensystem im Zentrum Gas ansammeln und einen Quasar aufleuchten lassen. Die Andromeda-Galaxie (momentane Entfernung: 2 Millionen Lichtjahre) bewegt sich auf uns zu. Daher kann es in wenigen Milliarden Jahren zu solch einer Wechselwirkung kommen.

 

Quasarstatistik

Noch bedeutender als die Untersuchung einzelner Quasare ist die Analyse der Quasarstatistik. Ausgangspunkt solcher Analysen ist die beobachtete Anzahl von Quasaren innerhalb eines Himmelsareals in Abhängigkeit von der kosmologischen Rotverschiebung (also der Entfernung) und der beobachteten Quasarhelligkeit.

Zunächst stellt man fest, dass die Häufigkeit der Quasare mit der Rotverschiebung zunimmt. Vor etwa zehn Milliarden Jahren hat es demnach deutlich mehr Quasare gegeben. Dies erklärt sich zum einen relativ einfach aus der Expansion des Universums: Damals standen die Galaxien dichter beieinander, und es kam häufiger zu Wechselwirkungen. Zum anderen erscheint es plausibel, dass junge Galaxien, die gerade aus dem Kollaps von Gaswolken hervorgegangen sind, im Zentrum genug Gas aufweisen, um ohne Wechselwirkung das Quasarphänomen zu zeigen.

Würde es gelingen, die beiden genannten kosmischen Entwicklungseffekte zu quantifizieren und die Quasarstatistik entsprechend zu bereinigen, so würde die Häufigkeit der Quasare pro Helligkeits- und Rotverschiebungsintervall direkt die raumzeitliche Geometrie des Kosmos widerspiegeln. Die bisherigen Ergebnisse sind allerdings noch nicht genau genug, um interessante kosmologische Rückschlüsse zu erlauben.

 

Quasare als kosmische Sonden

Wesentlich aussagekräftiger ist die Statistik der schmalen Absorptionslinien: Die weit entfernten Quasare durchleuchten lange kosmische Wegstrecken und machen alle hinreichend dichten Gaswolken längs dieser Wege nachweisbar - auch solche, die sich einer direkten Beobachtung entziehen, weil sie kein Licht aussenden. Die statistische Analyse der schmalen Absorptionslinien in Stichproben von vielen Quasaren beansprucht weltweit mindestens zehn Prozent der Beobachtungszeit an den leistungsfähigsten Teleskopen. Die bisherigen Ergebnisse stehen hierzu in einem angemessenen Verhältnis: Die meisten Erkenntnisse über die chemische Entwicklung, den Gasgehalt und die grossräumige Verteilung normaler Galaxien wie dem Milchstrassensystem in Entfernungen von über fünf Milliarden Lichtjahren stammen aus solchen Untersuchungen. Und das empirische Wissen über die Evolution des intergalaktischen Gases basiert sogar ausschliesslich auf Messungen von Quasarabsorptionslinien. Ein anderes bedeutendes Anwendungsgebiet der Quasarstatistik bietet der Gravitationslinseneffekt. Etwa zehn Prozent der hellsten Quasare in grosser kosmischer Entfernung erscheinen nur deshalb so hell, weil die Gravitationsfelder vonVordergrundgalaxien ihr Licht bündeln. In extremen Fällen kann eine Gravitationslinsengalaxie sogar mehrere Bilder eines Quasars erzeugen.

Für alle statistischen Analysen in einer vorgegebenen Quasarstichprobe geht es zunächst darum, den Einfluss des Verstärkungsbias durch den Gravitationslinseneffekt zu quantifizieren und entsprechende Korrekturen anzufügen. Ist die Stärke des Bias aber erst einmal bekannt, so ergeben sich daraus sehr wertvolle Erkenntnisse über den Massengehalt der Galaxien. Dass etwa 90 Prozent der Masse einer durchschnittlichen Galaxie aus Dunkler Materie bestehen, hat durch die Häufigkeit des Gravitationslinseneffektes in Quasarstichproben eine unabhängige Bestätigung gefunden. Weiterhin deuten entsprechende Untersuchungen auf eine von Null verschiedene kosmologische Konstante.

 

Bias-Effekte in Quasarstichproben

Voraussetzung für brauchbare Ergebnisse von statistischen Analysen sind wohldefinierte Quasarstichproben. Im Idealfall, der in der Realität allerdings nicht zu erreichen ist, sind in einem vorgegeben Volumen alle vorhandenen Quasare bekannt. In der Praxis beschränkt man sich auf Stichproben, die durch einen unteren Wert der gemessenen Helligkeit begrenzt sind. Solche Stichproben sind allerdings, wie bereits erwähnt, vom Gravitationslinsenbias beeinflusst. Weiterhin ist zu erwarten, dass einige, an sich leuchtkräftige, Quasare durch Gas oder Staub in Vordergrundgalaxien so stark abgeschwächt erscheinen, dass sie aus der helligkeitsbegrenzten Stichprobe herausfallen. Soll die statistische Analyse Rückschlüsse über Vordergrundgalaxien erlauben, können die Biaseffekte zu starken Verfälschungen führen. Radioselektierte Stichproben von Quasaren sind allerdings von Absorption kaum beeinflusst. Ein weiteres Problem ist, die punktförmigen Quasare aus dem Meer von Sternen am Himmel zu selektieren. Je nach Selektionskriterium (Radio- oder Röntgenhelligkeit, blaue Farbe, optische Variabilität, spektrale Charakteristika) findet man mehr oder weniger voneinander abweichende Quasarstichproben. Die Selektion liefert zunächst eine umfangreiche Liste von Kandidaten, die auf optischen Aufnahmen punktförmig erscheinen. Um einen solchen als Quasar zu identifizieren, muss seine Entfernung ermittelt werden. Dazu wird sein Licht spektroskopisch zerlegt. In der Regel zeigen sich bei einem Quasar breite Emissionslinien, die eine Berechnung seiner Rotverschiebung erlauben, wenn sich die zugehörigen atomaren Übergänge bestimmen lassen. Die Rotverschiebung bestimmt, ob es sich um ein Objekt in grosser Entfernung handelt.

Inzwischen sind einige tausend Quasare bekannt. Das Standardmodell zur einheitlichen physikalischen Erklärung der Quasare und anderer Typen von aktiven Galaxien hat sich bisher hervorragend bewährt. In fast jedem Einzelfall gibt es in der Regel jedoch noch erklärungsbedürftige Beobachtungsbefunde, was dafür spricht, dass das Standardmodell noch zu grob ist. Die Quasarvariabilität, die stark vom betreffenden Objekt und von der beobachteten Wellenlänge abhängt, ist noch nicht ausreichend verstanden. Aus dem genauen Verlauf von Helligkeitsveränderungen lassen sich jedoch wichtige Strukturinformationen gewinnen. Hierzu sind aufwendige Messreihen bei einer Vielzahl von Wellenlängen notwendig - schon heute ein Einsatzgebiet von Roboterteleskopen. Für bessere quantitative statistische Analysen fehlen noch ausreichend umfangreiche, wohldefinierte Quasarstichproben. Erst damit wird sich das Potential der Quasarastronomie voll ausschöpfen lassen: Die kosmischen Leuchtfeuer verraten die raumzeitliche Struktur und den materiellen Gehalt des Universums.

 

Quasare

Quasare 1: Aufnahme des Quasars PKS 2349 (heller Lichtpunkt) mit dem Hubble-Weltraumteleskop. Der Quasar befindet sich im Kern einer stark gestörten Galaxie. Solche Störungen werden durch Kollisionen oder nahen Begegnungen von Galaxien hervorgerufen. Solche Vorgänge führen zu einer Anreicherung von Gas im Kern der Galaxie. Befindet sich dort ein Schwarzes Loch, so bildet das Gas eine Akkretionsscheibe, die mit hoher Leistung thermische Strahlung produziert, um die Singularität aus. (John Bahcall; NASA/ESA)

Quasare

Quasare 2: Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops vom Kernbereich der aktiven Galaxie Messier 87. In ein vermutetes Schwarzes Loch strudelt Gas, von dem ein geringer Teil als nahezu lichtschneller Jet wieder fortgeschleudert wird. Die Galaxie befindet sich im etwa 70 Millionen Lichtjahre entfernten Virgo-Galaxienhaufen. Wegen ihrer relativ geringen Entfernung lässt sich an ihr das Phänomen der Kernaktivität im Detail untersuchen. (NASA/ESA)

Quasare

Quasare 3: Schematischer Aufbau eines Quasars. Ein kleiner Anteil der Materie, die aus der Akkretionsscheibe auf das Schwarze Loch im Zentrum des Quasars einstürzt, wird durch ein starkes Magnetfeld längs der Rotationsachse der Scheibe beschleunigt und in Form zweiter entgegengesetzter Jets ausgestossen. Die Rotation der Scheibe führt zu einem helikalen Magnetfeld, den der Gasstrom nachzeichnet. Die Jets reichen bis weit in den intergalaktischen Raum, wo dünnes Gas den Strom schliesslich bremst und sich sogenannte Lobes ausbilden, die im Radiobereich zu beobachten sind. (aus: »Sterne und Weltraum«)

Quasare

Quasare 4: Optisches Spektrum des Quasars 0207-398 mit verschiedenen Emissions- und Absorptionslinien. Der Quasar hat aufgrund der kosmischen Expansion eine Rotverschiebung von 2,81, was einer Entfernung von etwa zehn Milliarden Lichtjahren entspricht. Aufgrund der hohen Rotverschiebung erscheint die Lyman-alpha-Linie des Wasserstoffs (Laborwellenlänge 1215 Angström) im sichtbaren Bereich des Spektrums. Die breiten Emissionslinien sind namentlich gekennzeichnet (aus: »Sterne und Weltraum«).

 

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