Centaurus A (NGC 5128) ist die Bezeichnung einer Galaxie im Sternbild Centaurus. NGC 5128 ist eine starke Radioquelle. NGC 5128 hat eine Winkelausdehnung von 25,7′ × 20,0′ und eine scheinbare Helligkeit von 6,6 mag. Centaurus A gehört damit neben der etwa gleich hellen Galaxie Messier 81 zu den scheinbar hellsten Galaxien außerhalb der Lokalen Gruppe und damit zur Gruppe der hellsten extragalaktischen Objekte am Himmel. Die Entfernungsangaben liegen zwischen 10 und 17 Millionen Lichtjahren. Sie ist Teil der M83-Gruppe. Sie ist die nächstgelegene Radiogalaxie und die dritthellste Radioquelle am Himmel. Unter den Experten herrscht nach wie vor Uneinigkeit über ihren morphologischen Typ, wobei ein Teil der Forscher sie als elliptische Galaxie vom Typ E(p), ein anderer Teil als linsenförmige Galaxie vom Typ S0 klassifiziert. Ihr charakteristisches optisches Merkmal ist dabei das deutlich sichtbare Staubband, das die Galaxie durchquert. Außerdem ist sie eine starke Quelle von Röntgen- und Gammastrahlung. Aus dem Kern heraus wird ein relativistischer Jet emittiert. Durch ihre Nähe ist sie eine der am besten untersuchten aktiven Galaxien. Im Zentrum wird ein Schwarzes Loch mit einer Masse von 55 Millionen Sonnenmassen vermutet. Die ungewöhnliche Aktivität von Centaurus A lässt sich dadurch erklären, dass sie vor einigen 100 Millionen Jahren eine Kollision mit einer kleinen Spiralgalaxie hatte und diese vollständig aufnahm. Dadurch gab es eine heftige Sternentstehungsphase. Zudem wurden Gasmassen aus ihren ursprünglichen Bahnen abgelenkt und sammelten sich teilweise um das Schwarze Loch im Zentrum an.
NGC 5128 zählt zur Gruppe der Seyfert-Galaxien.
Halton Arp gliederte seinen Katalog ungewöhnlicher Galaxien nach rein morphologischen Kriterien in Gruppen. Diese Galaxie gehört zu der Klasse Galaxien mit innerer Absorption.
Entdeckung Quelle: Early Australian Optical and Radio Observations of Centaurus A. 1826: NGC 5128 wird als nebeliges Objekt im Sternenhimmel am 29. April von James Dunlop entdeckt. 1847: John Herschel katalogisiert die Galaxie als außergewöhnlich aussehender Nebel. 1949: John Gatenby Bolton, Bruce Slee und Gordon Stanley lokalisieren NGC 5128 als eine der ersten extragalaktischen Radioquellen. 1954: Walter Baade und Rudolph Minkowski schlagen vor, dass die außergewöhnliche Gestalt durch die Vereinigung einer großen elliptischen Galaxie und einer kleinen Spiralgalaxie resultiert. 1970: Entdeckung von Röntgenemissionen durch Einsatz einer Höhenforschungsrakete 1975–1976: Entdeckung von Gammastrahlung. 1979 Entdeckung des Röntgenjets mit dem Einstein-Weltraumteleskop. 1986 Entdeckung der Supernova 1986G. 1996 Entdeckung von jungen, blauen Sternen entlang des zentralen Staubbandes mit dem Hubble-Teleskop. 1999: Mit dem Röntgenteleskop Chandra werden mehr als 200 neue Punktquellen lokalisiert. 2006: Das Weltraumteleskop Spitzer entdeckt im Infrarotbereich eine parallelogrammförmige Struktur aus Staub, die die Überreste einer Spiralgalaxie darstellt. 2009: Nachweis von Gammastrahlung mit sehr hoher Energie (mehr als 100 GeV) mit dem H.E.S.S-Observatorium in Namibia. 2010: Mehrjährige Untersuchungen mit dem Pierre-Auger-Observatorium deuten darauf hin, dass Centaurus A eine Quelle kosmischer Strahlung von höchster Energie ist.
Den Namen Centaurus A erhält sie als hellste Radioquelle im Sternbild Zentaur.
Aufbau Im Optischen Spektrum hat die Galaxie, bei einer angenommenen Entfernung von 12,4 Millionen Lichtjahren, einen Durchmesser von 90.000 × 70.000 Lichtjahren und die Form eines Ellipsoids. Sie enthält einen Aktiven Galaktischen Kern. Der Zentralbereich besteht hauptsächlich aus älteren roten Sternen. Dieser Bereich wird von einer dünnen, stark verbogenen Staubscheibe durchzogen, die auch viel atomares und molekulares Gas enthält. In dieser sind vor kurzem neue Sterne entstanden. Sie wird von ausgedehnten Radiostrahlungsgebieten umgeben. Aufnahmen mit längerer Belichtungszeit brachten weitere Strukturen zum Vorschein: So gibt es eine schwach sichtbare Verlängerung entlang der Hauptachse der Galaxie und ein System von Filamenten und Schalenstrukturen.
mini|Film zum Überblick über die einzelnen Komponenten der Centaurus-A-Galaxie
Zentrale Region mini|Grafik des zentralen Bereichs von Centaurus A Die Galaxie hat einen sehr kompakten Kern, der eine bemerkenswerte Variation der Intensität der Radio- und Röntgenstrahlung zeigt. Dies ist wahrscheinlich auf Akkretion von Masse zurückzuführen. In der Nähe des Kerns zeigen Absorptionslinien atomaren Wasserstoffs im Spektrum das Vorhandensein eines größeren Anteils von Materie, die in Richtung des Kerns fällt. Vom Kern ausgehend zeigen sich lineare Jets im Röntgen- und Radiowellenbereich, die in einigen Parsec Abstand vom Kern fast relativistische Geschwindigkeiten erreichen.
In ungefähr 5 Kiloparsec Entfernung verbreitern sich die Jets pilzförmig. Daran anschließend erstrecken sich Radiowolken bis in eine Entfernung von 250 Kiloparsec.
Ein kompakte Scheibe mit einem zentralen Hohlraum umgibt den Kern. Die Ebene dieser Scheibe steht senkrecht zur Richtung der inneren Jets, während sie selbst gegenüber der kleineren Achse der Galaxie geneigt ist. Dieser Mechanismus, der den Jet bündelt, steht wahrscheinlich in Verbindung mit der den Kern umspannenden Scheibe. Er scheint in Zeiträumen von ca. 107 Jahren zu präzedieren. Das zentrale Objekt ist wahrscheinlich ein schwarzes Loch mittlerer Masse. Es ist noch nicht klar, ob das Schwarze Loch immer in Centaurus A war, ob es zur ursprünglichen Spiralgalaxie gehörte oder ob es das Produkt einer Verschmelzung der Schwarzen Löcher ihrer Ursprungsgalaxien ist.
Staubband Das markante Staubband, das die elliptische Galaxie durchzieht, ist eine Scheibe, die von der Seite gesehen wird. Sie besteht aus einer metallreichen Population aus Sternen, Nebeln und Staubwolken. Die Metallizität ähnelt derjenigen in der solaren Nachbarschaft.
Die Scheibe hat eine Positionswinkel von ca. 122°. In ihr entstehen in einem „Starburst“ Sterne, der anscheinend vor 50 Millionen Jahren begonnen hatte. Während dieses Bursts entstanden mindestens 100 H-II-Regionen, die in der Scheibe eingebettet sind. Am nordöstlichen und südöstlichen Rand des dunklen Bandes lassen sich leuchtkräftige blaue Sterne (sogenannte OB-Assoziationen) erkennen. Die Sternentstehungsrate dort scheint etwa 10-fach höher zu liegen als in der Milchstraße.
Die Scheibe hat einen Durchmesser von 8000 Parsec und eine Dicke von ca. 200 Parsec. Langbelichtete Aufnahmen zeigen, dass die Scheibe vollständig innerhalb der elliptischen Galaxie enthalten ist. Die Gesamtmasse des Gases der Scheibe beträgt zwischen 1,3 und 1,5 · 109 Sonnenmassen.
Compact Nuclear Disk Durch eine Analyse der CO-Verteilung entdeckte man eine Scheibe um den Kern, deren Gasmasse 8,4 · 107 Sonnenmassen beträgt. Der Durchmesser beträgt ca. 400 Parsec. Scheiben in solchen Größenordnungen scheinen ein üblicher Bestandteil von aktiven Galaxien zu sein. Die Hauptachse dieser Scheibe hat einen Positionswinkel von 140°–145°. Dies weicht ab von der Orientierung des Staubbandes, ist jedoch rechtwinklig zur Ausrichtung des Jets. Dies legt nahe, dass die Scheibe und der Jet in Verbindung miteinander stehen.
Beobachtungen im Infrarot- und Mikrowellenbereich deuten darauf hin, dass es einen Temperaturabfall entlang der Scheibe gibt. Dies wird erwartet, wenn die Anregung der Scheibe hauptsächlich durch hochenergetische Strahlung aus dem Kernbereich, die an den inneren Rand der Scheibe auftritt, stattfindet.
Heiße Gasscheibe Eine weitere kleinere Scheibe mit heißem Gas wurde durch das Hubble-Teleskop entdeckt. Sie ist nicht zur Achse des Schwarzen Loches ausgerichtet, sondern senkrecht orientiert zum äußeren Staubgürtel der Galaxie, mit einem Positionswinkel von 33°. Sie hat einen Durchmesser von ca. 40 Parsec. Mit diesem Durchmesser ist sie signifikant kleiner als die Gasscheiben, die man in anderen Galaxien entdeckt hat. Sie könnte der äußere Teil einer Akkretionsscheibe um das Schwarze Loch sein. Diese Gasscheibe, die das Schwarze Loch versorgt, könnte sich vor so kurzer Zeit gebildet haben, dass sie noch nicht zur Achse ausgerichtet ist. Oder sie wird eher durch die Gravitationskräfte der Galaxie beeinflusst als vom Schwarzen Loch selbst.
Durch die Strahlung des Aktiven Galaxienkerns könnte sie vollständig ionisiert sein.
Jet Der gewaltige Energieausstoß von Centaurus A kommt von Gas, das in das zentrale Schwarze Loch fällt. Einige dieser Materie wird in zwei gegenüberliegenden Jets mit einem beträchtlichen Teil der Lichtgeschwindigkeit wieder ausgestoßen. Die Details dieses Prozesses sind noch unklar. Die Jets wechselwirken mit dem umgebenden Gas und beeinflussen wahrscheinlich die Rate der Sternentstehung der Galaxie.
Betrachtet man nur den Kernbereich, so kann vom Zentrum ausgehend im Radiobereich über eine (projizierte) Distanz von 1 pc ein heller, linearer Jet verfolgt werden. Dieser hat einen Positionswinkel von 51°. VLBI-Beobachtungen zeigen einen schwachen Gegenjet. Der Jet selbst enthält knotige Strukturen. Mehrjährige Beobachtungen mit dem VLBI zeigen hier signifikante strukturelle Änderungen der Knoten. Zudem zeigen sich Bewegungen mit einer Geschwindigkeit von einem Zehntel der Lichtgeschwindigkeit. Diese beobachtete Bewegung repräsentiert langsame Bewegungsmuster, die der relativistischen Jet-Bewegung überlagert sind.
Zwei Komponenten innerhalb des Jets scheinen sich langsam zu entwickeln. Sehr nahe dem Kern existiert eine weitere Komponente, die jedoch stationär zu sein scheint. Dies deutet darauf hin, dass die stationären Knoten dadurch zustande kommen, dass Sterne oder Gaswolken der Galaxie den Jet durchqueren und dadurch Stoßwellen verursachen. Da der größte Teil des Jets innerhalb des Hauptkörpers der Galaxie liegt, erwartet man so eine Wechselwirkung.
Der Gegenjet ist wesentlich schwächer sichtbar als der Jet in nordöstlicher Richtung. Der nördliche Jet zeigt sich sehr deutlich und enthält mehrere Knotenstrukturen, während der südliche Gegenjet erst durch die Entdeckung einiger schwach sichtbarer Knoten erkannt wurde. Dieser große Unterschied in den Helligkeiten kann durch relativistisches Doppler-Beaming erklärt werden, bei dem die auf uns gerichtete Strahlung verstärkt wird. Es scheint, dass der nordöstliche Jet in einem Winkel von 50°–80° zur Sichtlinie auf uns gerichtet ist und er eine relativistische Geschwindigkeit von 45 % der Lichtgeschwindigkeit erreicht.
Der Übergang vom Jet zur keulenförmigen Wolke erfolgt am Ort der innersten optischen Schalenstruktur. Dieser Übergang wird interpretiert als Stoßwelle des Jets an der Schnittstelle des interstellaren und intergalaktischem Gas der Galaxie. Die Gesamtlänge des Jets im Radiowellenbereich erstreckt sich über 10 Bogenminuten am Himmel, oder ca. 30.000 Lichtjahre.
Kugelsternhaufen Es wird geschätzt, dass über 1500 Kugelsternhaufen NGC 5128 umgeben. Die Untersuchung der Population der Sternhaufen gibt Hinweise darauf, wie sich die Galaxie entwickelt hat.