mini|hochkant=1.4|Falschfarbenbild der nahen Radiogalaxie Centaurus A: Radiostrahlung rot, Infrarot grün, Röntgenstrahlung blau. Der doppelte Jet, den der aktive Kern der Galaxie aussendet, ist deutlich sichtbar. Ein aktiver Galaxienkern, auch aktiver galaktischer Kern oder AGN (von ), ist die Zentralregion einer Galaxie, die ungewöhnlich große Mengen an Strahlung nichtstellaren Ursprungs aussendet.
Eine solche aktive Kernregion ist astronomisch gesehen sehr klein: Sie besitzt ungefähr die Größe unseres Sonnensystems und erscheint daher auf Aufnahmen punktförmig – ähnlich wie Sterne. Aus heutiger Sicht ist die Akkretion von Materie durch ein supermassereiches Schwarzes Loch im Zentrum der betreffenden Galaxie für die Energiefreisetzung verantwortlich.
Das AGN-Standardmodell vereinheitlicht eine Reihe astronomischer Objekte, die unabhängig voneinander entdeckt worden sind und daher unterschiedliche Bezeichnungen tragen, insbesondere Radiogalaxien, Seyfertgalaxien, Quasare, BL-Lacertae-Objekte, Blazare und LINER.
Da aktive Galaxienkerne zu den leuchtkräftigsten Objekten im Universum gehören, sind sie trotz ihrer großen Entfernungen gut zu erkennen. Damit spielen aktive Galaxienkerne in der Astronomie eine wichtige Rolle als Beobachtungswerkzeuge, etwa zum Nachweis intergalaktischen Wasserstoffs durch Absorptionslinien, als ferne Lichtquelle bei Gravitationslinsen oder als so gut wie unveränderliche Bezugspunkte für Astrometrie oder Geodäsie.
Mit abnehmender Helligkeit des Kerns beginnt das Licht der umgebenden Galaxie zu dominieren, sodass die Kernaktivität irgendwann nicht mehr nachweisbar ist. Der Übergang zu Galaxien ohne aktiven Kern ist fließend und hängt von den technischen Beobachtungsmöglichkeiten ab. Ein gutes Beispiel ist unsere Heimatgalaxie, die Milchstraße. Allgemein nicht als aktiver Galaxienkern klassifiziert, lassen sich rund um das zentrale Schwarze Loch dennoch gelegentliche Röntgen- und Infrarotflares nachweisen.Erstmals
Entdeckungsgeschichte mini|NGC 1068, aufgenommen im Rahmen der 2MASS-Durchmusterung
Die ersten Objekte, die heutige Astronomen zu den aktiven galaktischen Kernen zählen, wurden bereits zu Beginn des 20. Jahrhunderts entdeckt. Im Jahre 1909 veröffentlichte Edward Fath (1880–1959) vom Lick-Observatorium seine Beobachtungen der Spektrallinien ferner Spiralgalaxien. Überraschenderweise enthielt das Spektrum des Spiralnebels NGC 1068 nicht nur Absorptionslinien, wie sie zu erwarten waren, wenn die Strahlung der Galaxie weitgehend auf das Licht ihrer Sterne zurückginge, sondern auch Emissionslinien, die charakteristisch für Gas (planetarischer Nebel) sind, das z. B. durch hochenergetische Strahlung oder Schockwellen ionisiert wird.Vgl. Abschnitte 11.1 und 13.2 in Lang 2013.
Die ersten systematischen Studien von Galaxienkernen, deren Spektrum Emissionslinien aufweist, gehen auf Carl Seyfert zurück, der in den 1940er Jahren nachwies, dass sich diese Linien systematisch von den Emissionslinien etwa von HII-Regionen unterscheiden. Vgl. Abschnitt 2 in Shields 1999. Systematische spektroskopische Untersuchungen zeigten, dass es zwei Klassen solcher Galaxien gibt: heute als Seyfert 1 bezeichnete Exemplare mit schmalen und verbreiterten Emissionslinien sowie Seyfert-2-Galaxien, bei denen nur die schmalen Emissionslinien sichtbar sind.
mini|links|Bild der aktiven Galaxie M 87, aufgenommen mit dem Hubble-Weltraumteleskop. Der rund 5000 Lichtjahre lange Jet ist deutlich zu sehen.
Unabhängig von den Emissionslinien-Beobachtungen führte der Beginn der Radioastronomie nach Ende des Zweiten Weltkriegs ab den 1950er Jahren zu weiteren Entdeckungen. Nachdem zu neu entdeckten starken Radioquellen wie Cygnus A und Virgo A optische Gegenstücke identifiziert worden waren, zeigte sich, dass es sich auch hier um extragalaktische Objekte handelte, und zwar solche mit gewaltigen Strahlungsleistungen in der Größenordnung von 1035 bis 1038 Watt.
Extreme Interpretationen der Beobachtungsergebnisse ergaben sich Anfang der 1960er Jahre für die Quasare, beginnend mit der Bestimmung der Rotverschiebung von 3C 273 durch Maarten Schmidt und Kollegen. Die optischen Gegenstücke der Quasare erschienen sternartig (das heißt, sie waren bei der gegebenen Auflösung nicht von einer Punktquelle zu unterscheiden). Ihre große Rotverschiebung legte allerdings nahe, dass es sich um extragalaktische Quellen handelte.Zu Radiogalaxien Abschnitt 2, zu Quasaren Abschnitt 3 in Shields 1999. Mit dem Beginn der Röntgenastronomie Anfang der 1960er Jahre zeigte sich, dass einige der prominentesten aktiven Galaxienkerne auch als helle Röntgenquellen in Erscheinung traten.Vgl. Abschnitt 4 in Shields 1999.
Der aus Helligkeit und Entfernungsschätzungen erschlossene gewaltige Energieausstoß der aktiven Objekte – zunächst der Radiogalaxien, dann ganz besonders der Quasare – führte bereits Mitte der 1960er Jahre zu der Vermutung (Fred Hoyle und William Alfred Fowler, Jakow Borissowitsch Seldowitsch, Edwin Salpeter), dass dort eine der effektivsten Formen der Energieumwandlung zum Zuge kommt: die Freisetzung von Gravitationsenergie bei der Akkretion von Materie auf kompakte Objekte. Als wahrscheinlichste Kandidaten für die benötigten kompakten Zentralobjekte kristallisierten sich Schwarze Löcher heraus (Seldowitsch, Salpeter, Donald Lynden-Bell).Allgemein: Abschnitt 4.2. in Shields (1999) und Werner Israel (1987): Dark stars: the evolution of an idea. In: Stephen W. Hawking, Werner Israel: 300 Years of Gravitation. Cambridge University Press, S. 199–276, ISBN 0-521-37976-8.
Parallel dazu sammelten sich die Hinweise auf Verbindungen zwischen den verschiedenen Klassen aktiver Objekte. Ab Anfang der 1980er Jahre gelang es, rund um Quasare Spuren der sie umgebenden Galaxien nachzuweisen. Mitte der 1980er Jahre fanden Antonucci und Miller, dass die Seyfert-2-Galaxie NGC 1068 bei Beobachtungen der polarisierten Anteile des Lichts ähnliche verbreiterte Emissionslinien aufweist wie eine Seyfert-1-Galaxie. Dies weist darauf hin, dass die schnell bewegten Gaskomponenten auch im Falle von Seyfert-2-Galaxien vorhanden, aber hinter absorbierenden Wolken verborgen sind; bei direkten Beobachtungen wird das abgedämpfte Licht der breiten Linien bei weitem überstrahlt; bei der Einschränkung auf polarisiertes Licht sind die Beiträge des an Elektronen reflektierten (und auf diese Weise polarisierten) Lichts der breiten Linien nachweisbar.
Aus diesen und weiteren Beobachtungen entwickelte sich in den späten 1980er und frühen 1990er Jahren ein vereinheitlichtes Modell der aktiven Galaxienkerne, das all die erwähnten Objekte – Seyfert-Galaxien, Quasare, Blazare, Radiogalaxien – als unterschiedliche Erscheinungsformen ein und derselben Sorte von System auffasst: eines supermassereichen Schwarzen Lochs, umgeben von einer Akkretionsscheibe und weiterem Material, das zum Teil abschirmend wirkt, zum Teil zum eigenen Leuchten angeregt wird.
Zusätzlich zu Beobachtungen einzelner Objekte spielten bei der Erforschung der aktiven Galaxienkerne zunehmend systematische Durchmusterungen eine Rolle, die statistische Untersuchungen an größeren Stichproben zuließen. Dazu gehörten der Hamburg-ESO Quasar Survey, in jüngerer Zeit der 2df QSO Redshift Survey und der Sloan Digital Sky Survey.
Standardmodell Das heutige Standardmodell aktiver Galaxienkerne postuliert für diese Objekte eine einheitliche Struktur: Im Inneren befindet sich ein supermassives Schwarzes Loch mit rund 100 Millionen Sonnenmassen, dessen Schwarzschildradius ca. 2 Astronomische Einheiten (rund 16 Lichtminuten) beträgt. Quelle der Energie, die AGNs abstrahlen, ist die freigesetzte Bindungsenergie, die beim Einfall von Materie auf die Akkretionsscheibe entsteht. Im Abstand zwischen 10 und 100 Lichttagen von der Scheibe befindet sich Materie, die schnell um das Schwarze Loch kreist und durch die aus der freigesetzten Bindungsenergie resultierende intensive Wärmestrahlung der Akkretionsscheibe zum Leuchten angeregt wird. Aus dieser sogenannten broad line region stammt die Strahlung der stark verbreiterten Emissionslinien.
Die Akkretionsscheibe ist außerdem verantwortlich für das Entstehen eines eng gebündelten Jets schneller Teilchen, der senkrecht zur Scheibenebene in zwei entgegengesetzte Richtungen in den Raum hinaus reicht und Längen im Bereich von Tausenden oder sogar Millionen Lichtjahren erreichen kann. Seinen Ausgang nimmt der Jet in einer im Vergleich dazu winzigen, nur rund einen Lichttag großen, zentralen Region (radio core) rund um die Akkretionsscheibe.
Im Abstand von einigen bis einigen Dutzend Lichtjahren vom Zentrum ist der innere Teil des Systems von einem ausgefransten dicken Staubring umgeben: dem Staubtorus. Dieser ist genauso ausgerichtet wie die Akkretionsscheibe selbst. Das energiereiche UV-Licht der Akkretionsscheibe wird von diesem Staubtorus abgeschirmt. Oberhalb und unterhalb der Torusöffnung finden sich dagegen bis zum Abstand von einigen hundert Lichtjahren Regionen, in denen das dort vorhandene Gas ionisiert und so zum Leuchten angeregt wird. Diese narrow line region ist die Quelle der schmalen Emissionslinien aktiver Galaxienkerne.
Das gesamte System ist eingebettet in die Zentralregion, den sogenannten Bulge einer Galaxie, eine kugelförmige Sternverteilung mit einem typischen Radius von rund 15.000 Lichtjahren.
Die unterschiedlichen Erscheinungsbilder aktiver Galaxien
Aus der Struktur des Standardmodells ergeben sich unterschiedliche Erscheinungsbilder. Zum einen können sich aktive Galaxienkerne durch ihren Aktivitätslevel unterscheiden, maßgeblich bestimmt durch die Akkretionsrate. Die Aktivität von Quasaren ist dabei sehr hoch, sodass der aktive Kern den Rest der Galaxie bei weitem überstrahlt. Bei Seyfert-Galaxien ist der Kern ungleich leuchtschwächer, sodass er als helle Region der ansonsten gut sichtbaren umgebenden Galaxie erscheint. Dem Standardmodell zufolge sollte jeder Quasar demnach eine umgebende Galaxie (host galaxy) besitzen; dass mit immer besseren Beobachtungsmethoden immer mehr dieser Galaxien nachgewiesen werden können, bestätigt die Vorhersage.
Der Staubtorus schirmt die ionisierende UV-Strahlung der Akkretionsscheibe ab. Die broad line region (BLR) ist daher nur aus der Drauf- oder Druntersicht sichtbar. In diesem Fall stellt der Beobachter im Spektrum stark verbreiterte Linien fest, wodurch im Standardmodell die Seyfert-1-Galaxien und die Quasare vom Typ 1 zustande kommen.
Wird die Strahlung der BLR dagegen vom Staubtorus abgeschirmt, sind nur die schmalen Emissionslinien zu sehen. So kommt es zu Seyfert-2-Galaxien oder Quasaren vom Typ 2. In dieser Situation ist von der BLR-Strahlung nur noch der Anteil zu sehen, der nach oben bzw. unten aus dem Torus entweicht und danach in Richtung des Beobachters gestreut wird. Für sich genommen ist diese Strahlung zu schwach, um im Vergleich mit der Strahlung der schmalen Linien nachweisbar zu sein. Durch die Streuung ist dieser BLR-Anteil aber stark polarisiert. Beschränkt man sich daher auf Messungen an polarisiertem Licht, ist der BLR-Anteil gut nachweisbar.
Ein weiterer, seltener Orientierungseffekt tritt ein, wenn einer der Jets direkt oder fast direkt auf den Beobachter gerichtet ist. So erklärt das Standardmodell Blazare bzw., bei geringer Leuchtkraft, BL-Lacertae-Objekte.
Das Modell erklärt auch die Rollen der unterschiedlichen Wellenlängenbereiche des Lichts: Die Röntgenstrahlung der Akkretionsscheibe wird vom Staubtorus so gut wie nicht abgeschwächt und ist daher bei allen aktiven Galaxienkernen sichtbar. UV- und sichtbares Licht der Akkretionsscheibe sowie die zugehörigen Emissionslinien der BLR sind nur bei geeigneter Orientierung des Torus sichtbar. Im Infraroten dagegen können wir auch die Strahlung des Staubtorus selbst nachweisen.