Aktiv sein im Kosmos

Sternengeschichten Folge 455: Die Geschichte der aktive Galaxienkerne

Die Geschichte der aktiven Galaxienkerne beginnt zu einer Zeit, als wir noch nicht einmal so richtig wussten, was "Galaxien" eigentlich sind. 1909 wollte der amerikanische Astronom Edward Fath herausfinden, worum es sich bei den "Spiralnebeln" handelte. Also den Dingern, die man im Teleskop am Himmel sehen konnte und die nebelförmig aussahen und spiralig. Wie ich schon in Folge 49 der Sternengeschichten zur "Großen Debatte" erzählt habe, gab es damals ja zwei Meinungen. Die einen dachten, es wären tatsächlich spiralförmige Nebel. Also große Mengen an Gas die sich zwischen den Sternen befinden. Die anderen waren der Ansicht, dass die Spiralnebel nur so aussehen wie Nebel. In Wahrheit aber aus Milliarden von Sternen bestehen, die aber so weit entfernt sind, dass sie uns wie eine diffuse Wolke erscheinen. Im ersten Fall wären die Sterne die wir am Himmel sehen alle Sterne die es gibt; die Milchstraße also die einzige Ansammlung von Sternen im Universum. Im zweiten Fall wäre die Milchstraße nur eine von vielen solcher Ansammlungen von Sternen, die durch unvorstellbar große Leerräume voneinander getrennt sind. Sie wäre nur eine Galaxie unter vielen. Wir wissen heute, dass das genau so ist. Das wissen wir aber erst seit den 1920er Jahren. Als Edward Fath an der Lick-Sternwarte durch das Telekop geschaut hat, war die Sache noch offen. Er wollte das Licht der Spiralnebel untersuchen und nach Emissions- und Absorptionslinien suchen.

Darüber habe ich ja erst in Folge 449 gesprochen, zur Sicherheit aber noch einmal eine kurze Erinnerung: Man kann Licht in seine Bestandteile aufspalten, also schauen, wie viel Licht einer bestimmten Wellenlänge in der Mischung enthalten ist. Macht man das, kann man in diesem "Lichtspektrum" unter Umständen helle und dunkle Linien sehen. Die dunklen Linien sind Absorptionslinien und sie entstehen, wenn zum Beispiel das Licht eines Sterns beim Durchgang durch seine äußeren Atmosphärenschichten ein wenig blockiert wird. Unterschiedliche chemische Elemente blockieren unterschiedliche Wellenlängen und genau dort sieht man dann im Spektrum dunkle Linien. Helle Linien, also die Emissionslinien, kriegt man, wenn zum Beispiel interstellare Gaswolken durch Strahlung von außen zum Leuchten angeregt werden. Auch hier sendet jedes Element sein eigenes Muster an Linien aus. Fath wollte also wissen: Entspricht das Licht der Spiralnebel eher dem Licht, das ein Haufen Sterne aussenden würde; also mit einem Spektrum das vor allem dunkle Linien enthält. Oder ähnelt es mehr dem Licht, das man von einer großen Gaswolke kriegt, die Emissionslinien aussendet.

Die meisten Spiralnebel, die er beobachtete, haben tatsächlich Linien gezeigt, die mehr zu einer großen Ansammlung von Sternen passen. Ein Nebel aber, der heute die Bezeichnung NGC 1068 trägt, zeigte zusätzlich auch helle Emissionslinien - und wir kommen später noch darauf zurück. Fath jedenfalls konnte die Frage nach der Natur der Nebel nicht abschließend klären, das gelang erst Edwin Hubble, der 1923 den Abstand zum Andromedanebel bestimmte und dabei nachwies, das es sich um eine "Andromedagalaxie" handeln muss. Im Zuge der Forschung die dafür nötig war, mussten auch Edwin Hubble und seine Kollegen, jede Menge Lichtspektren von Galaxien (und ich sage ab jetzt immer Galaxien, auch wenn ich von einer Zeit rede, in der man noch "Nebel" dazu gesagt hat) beobachten. Und fanden dabei immer wieder Emissionslinien. Der erste, der diese hellen Linien systematisch untersucht hat, war der amerikanische Astronom Carl Seyfert. Er hat 1943 eine Arbeit über die Beobachtung von sechs Galaxien veröffentlicht. Alle zeigten eine Lichtspektrum, das von Sternen zu stammen schien, dem aber jede Menge helle Linien überlagert waren. Seine Messungen waren genau gunug, um nachzuweisen, dass sich die von ihm beobachteten Emissionslinien von denen unterscheiden, die man in normalen Gaswolken sehen würde. Die Position der Linien im Lichtspektrum kann einem sagen, aus welchem Material das Zeug besteht, dass die Linien verursacht. Man kann aber auch die Breite der Linien messen und erhält daraus Informationen über die Bewegung dieses Materials. Das ist im Detail recht kompliziert, wird aber unter anderem durch rotierendes Zeug verursacht. Bei einer rotierenden Scheibe aus Gas etwa, kommt aus unserer Sicht immer ein Teil des Gases auf uns zu, während sich einer anderer von uns weg bewegt. Diese Bewegung verschiebt die Spektrallinien ein wenig; einmal in die eine Richtung und einmal in die andere. Die Effekte überlagen sich und wir beobachten eine Linie, die ein wenig breiter ist als sie sein sollte. Linienverbreiterungen können aber auch entstehen, wenn die Gasteilchen sich sehr schnell bewegen, weil sie sehr heiß sind, also viel Energie abbekommen haben; zum Beispiel durch Kollisionen mit anderen Gasteilchen oder durch Strahlung heißer Sterne in der Umgebung. Jedenfalls: Seyfert konnte nachweisen, dass die Linien in den Galaxien die er beobachtet hat, anders aussehen als die Linien, die man von den Gaswolken in unserer Milchstraße kennt.

Das waren sehr interessante Ergebnisse, die damals aber als nicht interessant genug angesehen wurden, um sich wirklich intensiv mit dem Phänomen zu beschäftigen. Das fing erst nach dem zweiten Weltkrieg an, in den 1950er Jahren und dank einer ganz neuen Disziplin. Über die Geschichte der Radioastronomie habe ich ja schon in Folge 223 gesprochen - ab 1945 begann man diese neue Technik auch in der Astronomie einzusetzen. Man stellte fest, dass auch Sterne langwelliges Licht in Form von Radiostrahlung abgeben. Und fand ein paar extrem starke Radioquellen am Himmel. Zuerst waren diese Objekte nur im Radiolicht sichtbar; aber schon kurze Zeit später war man auch in der Lage, mit normalen Teleskopen die Objekte zu identifizieren, aus denen diese starke Radiostrahlung kam. Es waren Galaxien und das war überraschend. Denn die - wie man da ja schon wusste - waren enorm weit weg. Und trotzdem so enorm hell im Radiolicht. Was auch immer dort diese starke Strahlung produziert musste wahnsinnig viel davon produzieren. Man wusste nicht wirklich, was die Ursache dafür sein konnte. Extrem heißer Staub, lautete ein Vorschlag - aber so heißen Staub kann es eigentlich nicht geben und das würde auch nicht so wirklich zu den Beobachtungen passen. Oder die Wechselwirkung zwischen Magnetfeldern der Galaxien und schnellen, elektrisch geladenen Teilchen, die von Sternen in der Umgebung ins All geschleudert werden. Das wäre prinzipiell möglich und hätte auch halbwegs gepasst. Und wurde deswegen eine Zeit lang als Erklärung für die Existenz dieser extragalaktischen Radioquellen akzeptiert.

Dann kam die Entdeckung der Quasare. Darüber habe ich in Folge 52 schon ausführlich gesprochen. In den 1960er Jahren began man an der Sternwarte der Universität von Cambridge mit einer umfassenden Katalogisierung der Radioquellen am Himmel. Gleichzeitig suchte man mit normalen Teleskopen nach den Gegenstücken im für unsere Augen sichtbaren Licht. Man fand jede Menge neue Radiostrahler, die aber gar nicht wie Nebel oder Galaxien aussahen. Sondern sich im normalen Licht einfach nur als Lichtpunkte zeigten. Deswegen hat man sie "Quasi Stellare Radioquellen" genannt oder kurz "Quasare". Eines dieser Objekte hat eine besondere Rolle in dieser Geschichte gespielt: 3C 273. Das "3C" steht für den "Dritten Cambridge Katalog der Radioquellen" und es geht um das 273te Objekt in diesem Katalog. Bis zu seiner Untersuchung wusste man nicht so recht, was die Quasare sind; man hielt sie für seltsame veränderliche Sterne, auch wenn das nicht so wirklich zu den Daten passte. 1963 konnten die Astronomen Maarten Schmidt und Bev Oke dann aber die Distanz zu 3C 273 messen. Das Ding war ein paar Milliarden Lichtjahre weit weg und damit definitiv kein Stern, egal wie seltsam. Es musste sich um eine Galaxie handeln, die so weit weg ist, dass wir nicht mehr als einen schwach leuchtenden Punkt sehen. Aus der aber aus irgendeinem Grund enorm viel Energie kommt. Immer mehr Quasare konnten als extragalaktische Objekte identifiziert werden. Und langsam fingen die Puzzleteile an, sich zu verbinden.

Schon 1958 dachte der armenischen Astronom Victor Ambartsumian bei einer Konferenz darüber nach, dass in den Zentralregionen ferner Galaxien gigantische Explosionen stattfinden könnten. In den galaktischen Zentren müssten sich irgendwelche Himmelsobjekte mit gigantischer Masse befinden, die dafür verantwortlich sind. Welcher Natur diese Dinger sein könnten, konnte er auch nicht sagen. Sicherlich keine Sterne. Aber seine Idee der "aktiven Galaxienzentren" war im Gespräch und verbreitete sich immer weiter. Es kristallisierte sich langsam ein Bild heraus: In den Zentren mancher Galaxien passieren außergewöhnliche Dinge. Dort wird enorm viel Energie frei. Einerseits in Form von Radiowellen, weswegen wir am Himmel jede Menge Quasare sehen können. Andererseits aber auch hochenergetische Strahlung, die Gas und anderes Zeug zum Leuchten anregt und so die hellen Emissionslinien im Spektrum erzeugt.

Weitere Beobachtungen zeigten, dass es wirklich nur die Zentralregion einer Galaxie sein konnte, die da so leuchtet und wohl auch nur ein kleiner Teil davon. Das hat man aus den Helligkeitsänderungen geschlossen: Wie schnell sich die Helligkeit eines Objekts ändern kann, hängt unter anderem von seiner Ausdehnung ab. Bei einem großen Objekt mitteln sich die Helligkeitsschwankungen über seine Oberfläche zum Teil raus; je kleiner es dagegen ist, desto schneller kann es gehen. Vielleicht hilft auch dieser etwas hinkende Vergleich: Wenn ich meine Hand vor eine Taschenlampe halte, ist das Licht sofort nicht mehr zu sehen und es ist sofort wieder zu sehen, wenn ich sie wieder wegnehme. Will ich dagegen eine hell leuchtende Videowand verdunkeln, dann dauert es ein bisschen, bis ich irgendeine Barrikade weit genug davor geschoben habe, so dass das Licht blockiert ist. Auf jeden Fall wusste man im Laufe der 1960er Jahre: Irgendwas in den Zentren mancher Galaxien setzt enorm viel Energie frei.

Es gab viele Hypothesen: Vielleicht eine Art Kettenreaktion von Supernova-Explosionen? Wenn die Sterne dort enorm dicht beieinander stehen und einer davon am Ende seines Lebens explodiert, könnte die Schockwelle die anderen Sterne ebenfalls zur Explosion bringen. Oder vielleicht sitzt da eine Art von "Mega-Stern", der ein paar Millionen mal mehr Masse hat als ein normaler Stern und entsprechend hell leuchtet? 1964 hatten der in Österreich geborene und vor den Nazis nach Amerika geflüchtete Astronom Edwin Salpeter und der sowjetische Physiker Jakow Seldowitsch die gleiche Idee: Was, wenn im Zentrum dieser Galaxien ein enorm massereiches schwarzes Loch sitzt? Und Material sich - angetrieben durch seine Gravitationskraft - enorm schnell um das schwarze Loch dreht? Es würde aufgeheizt werden und dabei jede Menge Strahlung abgeben. Die Idee wurde aber eher ignoriert; erst als der britische Astronom Donald Lynden-Bell sich die Sache 1969 nochmal genauer ansah, wurde sie populär. Er behauptete, dass supermassereiche schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien häufig sein sollten und zeigte, dass sich dadurch all die Phänomene erklären lassen, die man in den letzten Jahrzehnten dort beobachtet hatte.

Womit wir jetzt fast schon bei der Gegenwart angekommen sind. Den letzten Rest der Forschungsgeschichte überspringen wir am besten und schauen auf das, was wir heute über die aktiven Galaxienkerne wissen. Beziehungsweise über die AGNs, die "active galactic nuclei", wie der Fachbegriff heißt. Der typische Fall eines AGN sieht so aus: Im Zentrum einer großen Galaxien befindet sich ein schwarzes Loch mit einer Masse von etwa 100 Millionen Sonnenmassen. Das ist, wie gesagt, ein durchschnittlicher Fall. Es können auch "nur" ein paar Millionen Sonnenmassen sein, oder auch ein paar Milliarden. So ein schwarzes Loch hat einen Ereignishorizont von etwa 300 Millionen Kilometern; das entspricht dem doppelten Abstand zwischen Erde und Sonne. Damit aus dem schwarzen Loch aber auch ein aktiver Galaxienkern wird, braucht es ausreichend viel Material. Gas und Staub vor allem, und das ganze Zeug muss in die Nähe des schwarzen Lochs gelangen. Dort kann es dann eine schnell rotierende Scheibe um den Ereignishorizont bilden. Dabei wird es aufgeheizt und setzt Strahlung frei; das verursacht die Emissionslinien, die Fath das erste Mal in der Galaxie NGC 1608 beobachtet hatte und weil die Scheibe schnell rotiert, sind die Linien verbreitert, wie Seyfert es in seinen Daten gesehen hatte. Es verursacht auch die Radiostrahlung, die man bei den Quasaren sehen konnte.

Das Modell erklärt auch, wieso wir Quasare und aktive Galaxienkerne nur in so großer Entfernung sehen. Wir blicken bei diesen Distanzen ja in die Vergangenheit; wir sehen Galaxien so, wie so vor Milliarden Jahren waren, als das Universum noch jung war. Damals war in den Galaxien noch jede Menge Gas und Staub vorhanden; damals waren die Voraussetzungen vorhanden, damit die schwarzen Löcher in den Galaxienkernen aktiv werden konnten. In alten Galaxien, wie unserer Milchstraße, ist das anders. Hier ist das Material schon weitestgehend verbraucht. Es sind Sterne daraus entstanden beziehungsweise hat es die Aktivität des schwarzen Lochs aus der Galaxien hinaus geschleudert. Auch im Zentrum der Milchstraße sitzt natürlich ein schwarzes Loch. Aber es ist nicht mehr aktiv, zumindest nicht sehr. Wir beobachten schon auch Strahlung aus dem galaktischen Zentrum, aber in viel geringerem Ausmaß als bei den fernen Galaxien aus der Vergangenheit.

Mittlerweile sind Existenz und Natur der aktiven Galaxienkerne immer wieder erforscht und bestätigt worden. Wir wissen, dass sie eine zentrale Rolle spielen, wenn wir das Universum verstehen wollen. Die aktiven Galaxienkerne haben einen großen Einfluss auf den Rest der Galaxie; sie können die Entstehung neuer Sterne auslösen oder verhindern. Durch die Beobachtung der aktiven Galaxienkerne können wir die grundlegende Struktur des Universums erforschen; die Verteilung und Entwicklung der Materie oder die Gültigkeit von Quantenmechanik und Relativitätstheorie prüfen. Aber so interessant all das auch ist - es ist ein Thema für eine andere Folge der Sternengeschichten.

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