Forschungsbericht 2010 - Max-Planck-Institut für Radioastronomie

Infrarot-Interferometrie von Aktiven Galaktischen Kernen

Autoren
Hönig, Sebastian; Hofmann, Karlheinz; Kishimoto, Makoto; Tristram, Konrad; Weigelt, Gerd
Abteilungen

Infrarot-Astronomie (Prof. Dr. Gerd Weigelt)
MPI für Radioastronomie, Bonn

Zusammenfassung
Durch die Fortentwicklung der Infrarot-Interferometrie können die Staubtori in Aktiven Galaxien direkt, räumlich aufgelöst beobachtet werden. Diese Ansammlung von Gas und Staub im Torus bildet das Masse-Reservoir für die Akkretion auf das supermassive Schwarze Loch im Zentrum der Galaxie. Es konnte nun die Struktur und Verteilung des Materials im Torus genauer untersucht werden. Hiervon erhofft man sich, Rückschlüsse auf physikalische Gegebenheiten zu ziehen, die zum Wachstum des Schwarzen Lochs führen.

Einleitung

Die Zentren von aktiven Galaxien (engl. active galactic nuclei, AGN) sind die leuchtkräftigsten Regionen im Universum. Sie strahlen Milliarden bis Billionen mal heller als unsere Sonne über einen weiten Bereich des elektromagnetischen Spektrums – von Radio-Frequenzen über Infrarot- und optische Wellenlängen bis hin zu Röntgen-Strahlen. Der Grund für die ungeheuren Energiemengen, die in diesen Kernregionen abgestrahlt werden, ist vermutlich ein Schwarzes Loch, das beständig Materie aus seiner Umgebung akkretiert. Aufgrund des Drehimpulses spiralt die Materie in einer flachen Scheibe – der Akkretionsscheibe – von außen nach innen. Dabei heizt sich dieses hauptsächlich aus Gas bestehende Material im innersten Bereich auf einige 100.000 bis zu Millionen Grad auf und sendet dabei Strahlung aus. Weiter außen, ab einem Abstand von etwa 1 Lichtjahr vom Schwarzen Loch, sinkt die Temperatur auf ca. 1000 Kelvin. Dies ist kalt genug, damit sich unter das einströmende Gas auch Staub mischen kann. Nach den gängigen Modellen hat dies zur Folge, dass die Scheibe geometrisch dick wird, d. h. der Staub befindet sich in einer torusförmigen Struktur. Dieser Staubtorus absorbiert nun einen Großteil der Emission, die die Akkretionsscheibe nahe der äquatorialen Ebene abstrahlt. Aus diesem Grund ist die Akkretionsscheibe in Objekten verdeckt, bei denen man den Torus von der Seite betrachtet („Typ-2-AGN“), während man ihre Strahlung sieht, wenn der Torus von oben betrachtet wird („Typ-1-AGN“).

Infrarot-Interferometrie

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Das VLT-Interferometer am Paranal-Observatorium der ESO besteht aus 4 großen 8,2 m-Teleskopen und 4 kleineren 1,8 m-Teleskopen. Die großen und die kleinen Teleskope können jeweils interferometrisch zusammen geschaltet werden, sodass sich die räumliche Auflösung eines mehr als 100 m großen Teleskops simulieren lässt.
Das VLT-Interferometer am Paranal-Observatorium der ESO besteht aus 4 großen 8,2 m-Teleskopen und 4 kleineren 1,8 m-Teleskopen. Die großen und die kleinen Teleskope können jeweils interferometrisch zusammen geschaltet werden, sodass sich die räumliche Auflösung eines mehr als 100 m großen Teleskops simulieren lässt.

Durch die absorbierte Strahlung heizt sich der Staub im Torus auf einige hundert bis zu ≈1500 Kelvin auf und emittiert dabei Wärmestrahlung, die im Infraroten beobachtet werden kann. Da die meisten Aktiven Galaxienzentren mehrere 10 Millionen Lichtjahre entfernt sind, ist der Durchmesser der Staubtori zu klein, um sie selbst mit den größten Infrarot-Teleskopen räumlich aufzulösen. Mittels interferometrischer Techniken können jedoch Einzelteleskope kohärent zusammen geschaltet werden, sodass die räumliche Auflösung um ein Vielfaches gesteigert wird. Interferometrie im Infrarot-Bereich ist ein technisch sehr anspruchsvolles Verfahren. Die ehrgeizigsten Projekte sind dabei das Very Large Telescope Interferometer (VLTI) am Paranal-Observatorium der ESO in Chile (Abb. 1) und das Keck-Interferometer auf Hawaii. Hier werden jeweils einige der größten Einzelteleskope mit 8–10 m Durchmesser so zusammen geschaltet, dass sie das Auflösungsvermögen von einem ca. 100 m großen Teleskop simulieren. Dazu muss man die von den einzelnen Teleskopen kommenden Lichtstrahlen in einem zentralen Labor zur Interferenz bringen. Nur durch diese Kombination von lichtstarken Einzelteleskopen ist es möglich, Staubtori direkt zu beobachten. Typischerweise erhält man bei interferometrischen Beobachtungen keine Bilder, sondern ein Muster von hellen und dunklen Interferenzstreifen. Der Streifenkonstrast (engl. Visibility) enthält dabei Informationen über die Ausdehnung und Form des Objekts bei der beobachteten Wellenlänge.

Der Staubtorus in nahen Aktiven Galaxienkernen

Der Staubtorus im Zentrum der aktiven Galaxien ist von großer Bedeutung für das Verständnis von aktiven Galaxien. Staub und Gas im Torus werden letztendlich vom Schwarzen Loch akkretiert und dienen so seinem Wachstum. Diese Akkretion und das Wachstum von Schwarzen Löchern gehört zu den fundamentalsten Prozessen bei der Bildung von Galaxien und großräumigen Strukturen im Universum. Unser Ziel ist daher zu verstehen, wie Gas und Staub aus der inneren Galaxie durch den Torus bis ins Zentrum zum Schwarzen Loch strömt. Hierzu wurden mehrere Beobachtungskampagnen sowohl am VLTI-Observatorium in Chile als auch am Keck-Interferometer in Zusammenarbeit mit amerikanischen Kollegen erfolgreich durchgeführt.

Warmer Staub im äußeren Torus

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Strahlungstransport-Simulationen von klumpigen Staubtori in Akiven Galaxienzentren im nahen (2 µm, linke Spalte) und mittleren Infrarot (12 µm, rechte Spalte). Der heiße Staub in Typ-1-AGN (oben links) und Typ-2-AGN (unten links) ist deutlich kompakter als der ausgedehnte, kältere Staub (rechte Spalte), der mit MIDI beobachtet werden kann.
Strahlungstransport-Simulationen von klumpigen Staubtori in Akiven Galaxienzentren im nahen (2 µm, linke Spalte) und mittleren Infrarot (12 µm, rechte Spalte). Der heiße Staub in Typ-1-AGN (oben links) und Typ-2-AGN (unten links) ist deutlich kompakter als der ausgedehnte, kältere Staub (rechte Spalte), der mit MIDI beobachtet werden kann.

Bei den VLTI-Beobachtungen in Chile wurde das VLTI-Instrument MIDI verwendet, mit dem man Staub bei Wellenlängen zwischen 8 und 13 µm beobachten kann. Dies entspricht Temperaturen von 220–350 Kelvin und detektiert somit warmen Staub. Aus den Visibilities konnten nun einige grundlegende Erkentnisse gewonnen werden. Zum einen hat sich herausgestellt, dass Gas und Staub im Torus nicht homogen verteilt sind, sondern sich in Klumpen oder Wolken sammelt. Dies wurde schon Ende der 1980er-Jahre theoretisch vorausgesagt, doch erst jetzt war es möglich, dies durch interferometrische Beobachtungen und detaillierte Strahlungstransport-Modellierung nachzuweisen (Abb. 2) [1,2]. Zum anderen konnte durch die spektrale Auflösung der Visibilities das Helligkeitsprofil des Staubtorus im mittleren Infrarot zwischen 8 und 13 µm rekonstruiert werden. Daraus wurde geschlossen, dass der Staub im Allgemeinen nicht stark zum Zentrum hin konzentriert, sondern über viele Lichtjahre hinweg verteilt ist. Dieses Profil erlaubt es nun, verschiedene Akkretionsmodelle einem Test zu unterziehen und deren Vorhersagen zu überprüfen.

Der heiße Ring am Innenrand des Torus

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Durch Beobachtungen mit dem Keck-Interferometer von 4 nahen Aktiven Galaxienkernen im nahen Infrarot bei 2 µm Wellenlänge konnte erstmals der innerste Bereich des Staubtorus aufgelöst werden. Hier sind Nahinfrarot-Farbaufnahmen dieser Galaxien gezeigt. Die Ergebnisse der Messungen in der Galaxie NGC4151 illustrieren den inneren Ring aus heißem Staub mit einem Radius von 0,13 Lichjahren.
Durch Beobachtungen mit dem Keck-Interferometer von 4 nahen Aktiven Galaxienkernen im nahen Infrarot bei 2 µm Wellenlänge konnte erstmals der innerste Bereich des Staubtorus aufgelöst werden. Hier sind Nahinfrarot-Farbaufnahmen dieser Galaxien gezeigt. Die Ergebnisse der Messungen in der Galaxie NGC4151 illustrieren den inneren Ring aus heißem Staub mit einem Radius von 0,13 Lichjahren.

Da Staub nur bei Temperaturen Abb. 3). So hat z. B. der Torus in NGC4151 einen Innendurchmesser von 0.5 Milli-Bogensekunden (mas), was einer linearen Entfernung von 0.26 Lichtjahren entspricht [3]. Interessanterweise ist der Innenradius in allen beobachteten Objekten nur etwa 1/3 der vorhergesagten Größe. Diese Vorhersage stützt sich auf die Annahme, dass der Staub im Torus ähnlich zusammengesetzt ist, wie im Rest der Galaxie. Die nun durchgeführten Messungen legen den Schluss nahe, dass sich im inneren Teil des Torus hauptsächlich große Staubkörner mit bis zu 1 µm Größe befinden, während sie im Außenbereich des Torus und in der Galaxie im Mittel 10-mal kleiner sind, was mit den MIDI-Beobachtungen im mittleren Infrarot übereinstimmt. Somit konnte nun erstmalig gezeigt werden, wie die Strahlung der Akkretionsscheibe die Zusammensetzung des Staubes beeinflusst.

Aufgrund der Bedeutung des Torus für das Wachstum von Schwarzen Löchern und des Erfolges der Beobachtungen soll die Interferometrie von AGN weiter vorangetrieben werden. Dazu können neue Instrumente benutzt werden, die in den nächsten Jahren am VLTI installiert werden. Das im Bau befindliche ALMA-Interferometer in Chile wird es außerdem möglich machen, den Torus auch bei sehr viel längeren Wellenlängen direkt zu beobachten.

Originalveröffentlichungen

1.
K. R. W. Tristram, D. Raban, K. Meisenheimer, W. Jaffe, H. Röttgering, L. Burtscher, W. D. Cotton, U. Graser, T. Henning, C. Leinert, B. Lopez, S. Morel, G. Perrin, M. Wittkowski:
Parsec-scale dust distributions in Seyfert galaxies: Results of the MIDI AGN snapshor survey.
Astronomy & Astrophysics 502, 67-84 (2009).
2.
S. F. Hönig, T. Beckert, K. Ohnaka, G. Weigelt:
Radiative transfer modeling of three-dimensional clumpy AGN tori and its application to NGC 1068.
Astronomy & Astrophysics 452, 459-471 (2006).
3.
M. Kishimoto, S. F. Hönig, R. Antonucci, T. Kotani, R. Barvainis, K. R. W. Tristram, G. Weigelt:
Exploring the inner region of Type 1 AGNs with the Keck interferometer.
Astronomy & Astrophysics 507, L57-L60 (2009).
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