Forschungsbericht 2013 - Max-Planck-Institut für Astronomie

In welchen Galaxien existieren im frühen Universum Schwarze Löcher?

Autoren
Jahnke, Knud; Inskip, Katherine J.; Rix, Hans-Walter; van de Ven, Glenn
Abteilungen

Abteilung Galaxien und Kosmologie

Zusammenfassung
Mithilfe neuester Technologie und anspruchsvollen Datenanalysewerkzeugen hat ein Team des MPI für Astronomie eine neue leistungsstarke Technik entwickelt, mit der sich die Masse einer Galaxie in einer Entfernung von rund neun Milliarden Lichtjahren zur Erde ermitteln lässt, in der sich ein aktives, extrem massereiches zentrales Schwarzes Loch befindet. Diese bahnbrechende Methode verspricht einen neuen Ansatz zur Erforschung der gemeinsamen Entwicklung von Galaxien und ihren zentralen Schwarzen Löchern, die typischerweise auf Massebestimmungen beruht.

Eine der beeindruckendsten Entwicklungen in der Astronomie in den letzten Jahrzehnten ist wohl die Erkenntnis, dass die meisten Galaxien nicht nur mit zentralen Schwarzen Löchern von gigantischer Masse besiedelt sind, sondern dass diese Masse direkt mit der Masse ihrer Wirtsgalaxien zusammenhängt. Diese Skalenrelationen zur Masse der zentralen Schwarzen Löcher wurden in der stellaren oder dynamischen Bulgemasse, der Gesamthelligkeit und in der stellaren Geschwindigkeitsdispersion der Galaxie festgestellt. Als Bulge bezeichnet man den ellipsoiden Zentralbereich einer Galaxie. Kürzlich wurde deutlich, dass diese Korrelationen als Folge des derzeitigen Standardmodells der Galaxienentwicklung, dem sogenannten hierarchischen Modell, zu erwarten sind, wie Astronomen vom Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) nachgewiesen haben [1]. In diesem Standardmodell der Galaxienbildung entwickeln sich und wachsen Galaxien durch die Einverleibung kleinerer Galaxien oder durch Verschmelzung mit Galaxien vergleichbarer Größe. Aufgrund dieser hierarchischen Entstehung werden die individuellen Verhältnisse zwischen der Masse des Bulges und des Schwarzen Lochs ausgeglichen, sodass in jeder Galaxie ein nahezu universelles Verhältnis zwischen diesen beiden Komponenten entsteht.

Eine der solidesten Methoden der Untersuchung, wie sich Galaxien und Schwarze Löcher im Verhältnis zueinander entwickeln, ist die Verfolgung dieser Skalenrelationen über den kosmischen Zeitverlauf. Dies lässt sich erreichen, indem man das Verhältnis der Masse des Schwarzen Lochs zur Galaxienmasse in unterschiedlichen kosmologischen Entfernungen entsprechend unterschiedlicher Rückblickzeiten bestimmt. Dazu müssen wir in der Lage sein, die Masse von Schwarzen Löchern und Galaxien bei hohen Rotverschiebungen zu ermitteln.

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Abb. 1: Spektrum um Hα des Quasars SDSS J090543.56+043347.3 zentriert auf den aktiven Kern. Aus der Kombination von Linienbreite (roter Pfeil) und Helligkeit (das Integral über Nullniveau zwischen den blauen Linien) der Hα-Linie kann die Masse des Schwarzen Lochs abgeleitet werden [2]. Die Verwendung von Hα für diesen Zweck reduziert systematische Unsicherheiten aus den früheren Abschätzungen mithilfe der MgII-Linie.

Für Galaxien in einer Entfernung von mehr als fünf Milliarden Lichtjahren (entsprechend einer Rotverschiebung von z > 0,5) sind solche Untersuchungen mit erheblichen Schwierigkeiten verbunden. Die einzigen Objekte mit hoher Rotverschiebung, für die die Masse des zentralen Schwarzen Lochs einer Galaxie gemessen werden können, sind sogenannte Aktive Galaxien oder Quasare. Dabei handelt es sich um Galaxien, die sich in der speziellen Phase befinden, in der die Massen ihrer Schwarzen Löcher durch Akkretion umgebender Materie wachsen und im Rahmen dieses Prozesses enorme Mengen an elektromagnetischer Strahlung aus der Umgebung des Schwarzen Lochs emittiert werden. Die dabei entstehenden charakteristischen Emissionslinien ermöglichen die Messung der Masse von Schwarzen Löchern mithilfe einer Standardmethode, die eine Verbindung zwischen der Breite dieser Spektrallinien und der Masse des zentralen Schwarzen Loches herstellt (Abb. 1).

Hingegen ist die Messung der Galaxienmasse selbst eine Herausforderung: Zu großen Entfernungen hin werden die Standardmethoden zur Schätzung der Galaxienmasse zunehmend unsicher oder versagen am Ende vollständig. Jetzt ist es uns mit einer anspruchsvollen und neuartigen Methode erstmalig gelungen, sowohl die Masse der Galaxie selbst als auch die ihres zentralen Schwarzen Lochs auf eine derart große Entfernung direkt und gleichzeitig zu “messen”. Untersucht wurde die Galaxie SDSS J090543.56+043347.3 aus der Quasar-Stichprobe des Sloan Digital Sky Survey. Sie zeigt eine Rotverschiebung von z = 1,3, was einer Entfernung von 8,8 Milliarden Lichtjahren von der Erde entspricht.

Die Grundidee hinter dynamischen Galaxienmassen ist die Folgende: Sterne und Gas in einer Galaxie umkreisen ihr Zentrum. Die unterschiedlichen Umlaufgeschwindigkeiten der Gaswolken sind eine direkte Funktion der Massenverteilung der Galaxie. Kennt man die orbitalen Geschwindigkeiten, so lässt sich die Gesamtmasse der Galaxie ermitteln. Diese Aufgabe gestaltete sich sehr komplex. Dabei mussten wir vor allem zwei Probleme überwinden: Zum einen beträgt die Winkelausdehnung von SDSS J090543.56+043347.3 lediglich ungefähr eine Bogensekunde – dies entspricht der scheinbaren Größe einer normalen DVD, die aus 25 Kilometern Entfernung betrachtet wird. Um die dynamische Galaxienmasse aus der Bewegung des Gases in der Galaxie zu ermitteln, mussten Gaswolken in verschiedenen Regionen der Galaxie aufgelöst werden. Dies war nur durch Verwendung des einzigartigen Integralfeldspektrographen SINFONI am Very Large Telescope (VLT) des European Southern Observatory (ESO) auf dem Cerro Paranal in Nordchile möglich. SINFONI wurde mithilfe eines adaptiven Optiksystems (AO) mit dem Laserleitsternsystem Parsec gekoppelt – eine Koentwicklung mit dem MPIA – um die durch atmosphärische Turbulenzen verursachte Unschärfe der Bilder aus dem All stark zu reduzieren. SINFONI kann ein Spektrum für jedes der 1600 Pixel über ein Feld von 3x3 Bogensekunden erzeugen, während das AO-System die Ortsauflösung von rund 1 Bogensekunde auf die für dieses Projekt erforderlichen 0,35 Bogensekunden erhöht.

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Abb. 2: SDSS J090543.56+043347.3: (a) Verteilung des extrahierten Emissionslinienflusses, (b) Hα-Linienbreite und (c) resultierendes Geschwindigkeitsfeld, in allen Fällen nach Entfernung des hellen Kerns, der jeweils in Form von Konturlinien überlagert ist.

Die zweite Schwierigkeit ist, dass es sich bei SDSS J090543.56+043347.3 um eine Quasargalaxie handelt, deren zentrale Region intensives Licht emittiert, das um ein Vielfaches heller ist als die Emission der unterliegenden Galaxie. Zur Messung des Gasgeschwindigkeitsfeldes musste deshalb zunächst das extrem intensive Licht rund um das Schwarze Loch von dem Licht getrennt werden, das von den sich bewegenden Gaswolken im Rest der Galaxie abgegeben wird. Erst nach diesem Prozess ist eine Analyse und Modellierung der Geschwindigkeitsstruktur der Galaxie möglich, für die sich die dynamische Masse von MDYN = 2,05·1011 Sonnenmassen im Innern der zentralen 5,25±1,05 Kiloparsec der Galaxie ergab. Die Daten und Berechnungen hierzu sind in den Abbildungen 2 und 3 zu sehen.

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Abb. 3: Das extrahierte Geschwindigkeitsfeld Hα in Abb. 2(c) ist die Basis für ein Detailmodell der Geschwindigkeitsstruktur in der Galaxie. Dazu mussten wir die mit den Spiralamen verknüpfte, möglicherweise durch eine kürzlich erfolgte Interaktion mit einer anderen Galaxie verursachte Bewegung herausrechnen. Für die Armkomponente (obere Reihe (a)–(c) und die Hauptgalaxie (zentrale Reihe (d) und (e)) musste ein vollständiges Bewegungsmodell (f) entwickelt werden. Dieses wurde dann zur Erstellung eines realistischen Geschwindigkeitsmodells für die Hauptgalaxiekomponente verwendet (untere Reihe). (g) zeigt das gemessene Geschwindigkeitsfeld, (h) das Modell und (i) die Restgeschwindigkeiten, nachdem das Modell subtrahiert wurde. Es verbleiben lediglich sehr geringe Restgeschwindigkeiten. Das Modell kann direkt in einen dynamischen Massenwert konvertiert werden.

Durch Vergleich dieses Ergebnisses mit dem Massenwert des zentralen Schwarzen Loches der Galaxie von MBH,Hα = 2,833·108 Sonnenmassen, den wir aus der Hα-Line des Kerns in demselben Datensatz ermittelt hatten, konnte das Verhältnis der Masse des Schwarzen Loches zur dynamischen Bulgemasse der Galaxie errechnet werden. Wie sich herausstellte, entspricht dieser Wert fast dem Wert, der für eine heutige Galaxie erwartet würde (Abb. 4). Offensichtlich hat sich zwischen damals und heute nichts Bedeutendes verändert: Zumindest bis in eine Zeit vor neun Milliarden Jahren scheint sich die Korrelation zwischen Galaxien und ihren Schwarzen Löchern im Vergleich zu heute nicht viel verändert zu haben.

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Abb. 4: Lokale z=0-Skalenrelationen (Symbole und Regressionsgerade) für die Masse des Schwarzen Lochs aufgetragen gegen die dynamische Masse der Wirtsgalaxie (Häring et al. [3] mit modifizierten Werten von Sani et al. [4]). Eingetragen ist unsere Schätzung der dynamischen Galaxienmasse von SDSS J090543.56+043347.3 gegen die Masse des Schwarzen Lochs einmal mit einem alten Wert aus der Literatur auf der Grundlage der MgII-Linie (blauer Stern) und unsere neue verbesserte Massemessung des Schwarzen Lochs, basierend auf Hα. Es gibt keine erkennbare Abweichung gegenüber der Relation bei z=0 (im heutigen lokalen Universum).

Wenn wir die erwartete Sternentstehung und das Wachstum Schwarzer Löcher in SDSS J090543.56+043347.3 hochrechnen, kommt man zu dem Schluss, dass sowohl die Masse von Schwarzen Löchern als auch die stellare Masse zwischen z = 1.3 und heute voraussichtlich nicht um mehr als 50% zunehmen – offensichtlich verändern sich die Sternenmasse und die Masse Schwarzer Löcher über diesen langen Zeitraum nicht sehr stark. Allerdings werden die Umlaufbahnen der Sterne in SDSS J090543.56+043347.3 durch Kollisionen mit kleineren, benachbarten Galaxien neu verteilt. Dies wird auch durch Hinweise auf eine erhebliche gasförmige Scheibenkomponente in der Galaxie unterstützt, wobei aber davon ausgegangen wird, dass die Galaxie in ihrer Entwicklung bis z = 0 – also bis heute – eine größtenteils spheroidale Galaxie ohne viele Scheibensterne bleiben wird.

Wir haben jetzt damit begonnen, diese neuartige Analyse mithilfe von insgesamt 80 Stunden Beobachtung mit SINFONI auf eine größere Stichprobe von 15 weiteren Galaxien auszudehnen: 30 Stunden garantierte Beobachtungszeit, die das MPIA eingeworben hat, liegen bereits vor; 50 weitere Stunden wurden MPIA in einem generellen, bis 2012 laufenden Beobachtungsprogramm zuerkannt. Die Gesamtstichprobe von 16 Galaxien bei Rotverschiebungen z = 1 bis 2,3 wird es ermöglichen, Aussagen zur relativen Entwicklung von Galaxien und ihren zentralen Schwarzen Löchern zu treffen. Sollten sich diese Schlussfolgerungen von SDSS J090543.56+043347.3 bestätigen, können sich massereiche Galaxien dieser Rotverschiebungen in erster Linie durch eine Neuverteilung von Masse verändern und sogar eine strukturelle Veränderung durchlaufen, ohne dabei jedoch viel zusätzliche Materie im Schwarzen Loch oder der gesamten stellaren Masse aufzunehmen. In den vergangenen neun Milliarden Jahren – mehr als die Hälfte des Alters unseres Universums! – dürften die meisten dieser Galaxien daher ein relativ ruhiges Leben mit einer nur sehr geringen, langsam verlaufenden Veränderung geführt haben [5].

Literaturhinweise

1.
Jahnke, K.; Macciò, A. V.
The non-causal origin of the black-hole-galaxy scaling relations
The Astrophysical Journal 734, 92 (2011)
2.
Greene, J. E.; Ho, L. C.
Estimating black hole masses in active galaxies using the Hα emission line
The Astrophysical Journal 630, 122-129 (2005)
3.
Häring, N.; Rix, H.-W.
On the black hole mass-bulge mass relation
The Astrophysical Journal 604, L89-L92 (2004)
4.
Sani, E.; Marconi, A.; Hunt, L. K.; Risaliti, G.
The Spitzer/IRAC view of black hole-bulge scaling relations
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 413, 1479-1494 (2011)
5.
Inskip, K. J.; Jahnke, K.; Rix, H.-W.; van de Ven, G.
Resolving the dynamical mass of a z ≈ 1,3 quasi-stellar object host galaxy using SINFONI and laser guide star assisted adaptive optics
The Astrophysical Journal 739, 90 (2011)
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