Seyfert-Galaxien: Definition, Eigenschaften und Ursachen aktiver Kerne

Seyfert-Galaxien: Definition, Eigenschaften und Ursachen aktiver Kerne – kompakte Übersicht zu Leuchtkraft, Spektren, Akkretionsscheiben und supermassiven Schwarzen Löchern.

Seyfert-Galaxien sind nach Carl Seyfert benannt, der sie 1943 erstmals beschrieb.

Diese Galaxien sind einer der beiden Haupttypen von aktiven Galaxien. Die andere große Gruppe sind die Quasare. Seyfert-Galaxien haben quasarähnliche Kerne: Sie sind sehr weit entfernte leuchtende Quellen elektromagnetischer Strahlung. Ihre sehr hohe Oberflächenhelligkeit hat Spektren mit starken, hoch ionisierenden Emissionslinien. Im Gegensatz zu Quasaren sind ihre Wirtsgalaxien jedoch deutlich sichtbar.

Seyfert-Galaxien machen etwa 10% aller Galaxien aus und gehören zu den am intensivsten untersuchten Objekten in der Astronomie. Man geht davon aus, dass sie von den gleichen Phänomenen wie Quasare angetrieben werden, obwohl sie näher und weniger leuchtend als Quasare sind. Diese Galaxien haben supermassive Schwarze Löcher in ihren Zentren, die von Akkretionsscheiben aus einfallendem Material umgeben sind. Es wird angenommen, dass die Akkretionsscheiben die Quelle der beobachteten ultravioletten Strahlung sind. Ultraviolette Emissionslinien und Absorptionslinien sind der beste Weg, das umgebende Material zu analysieren.

Im sichtbaren Licht gesehen, sehen die meisten Seyfert-Galaxien wie normale Spiralgalaxien aus. Wenn man sie jedoch unter anderen Wellenlängen untersucht, wird deutlich, dass die Leuchtkraft ihrer Kerne so groß ist wie die Leuchtkraft ganzer Galaxien von der Größe der Milchstraße.

Wichtige Eigenschaften

• Spektrale Kennzeichen: Seyfert-Galaxien zeigen starke Emissionslinien hoch ionisierter Ionen im optischen und UV-Bereich. Man unterscheidet dabei breite und schmale Linien, die auf unterschiedliche Gasregionen um das Zentrum hinweisen.
• Variabilität: Die Strahlung vieler Seyfert-Kerne ändert sich über Zeiten von Stunden bis Jahren. Solche Variationen deuten auf sehr kompakte Emissionsregionen nahe dem zentralen Schwarzen Loch hin.
• Wirtsgalaxie: Im optischen treten Seyfert-Kerne meist in Spiralgalaxien auf; gelegentlich finden sich Hinweise auf Wechselwirkungen oder geringe Störungen, die Gas in das Zentrum leiten können.
• Leuchtkraft: Seyferts sind weniger leuchtkräftig als Quasare, liefern aber dennoch Kernleuchtkräfte, die mit denen ganzer Galaxien vergleichbar sind (typische energetische Ausstrahlungen liegen oft im Bereich aktiver Galaxien niedriger bis mittlerer Luminosität).
• Radioemission: Die Mehrheit der Seyfert-Galaxien ist im Radio schwächer als klassische Radio-Galaxien; einige zeigen jedoch kleine Jets oder linsenförmige Radio-Strukturen.

Typen und das einheitliche Modell

Man unterteilt Seyfert-Galaxien beobachtungsmäßig vor allem in:

• Seyfert 1: zeigen sowohl breite (FWHM mehrere 1000 km/s) als auch schmale Emissionslinien.
• Seyfert 2: besitzen nur schmale Linien (FWHM einige 100 bis wenige 1000 km/s) im direkten optischen Spektrum.

Zwischenformen wie Seyfert 1.5 existieren und zeigen Eigenschaften beider Klassen. Das heute weithin akzeptierte einheitliche Modell erklärt diesen Unterschied hauptsächlich durch die Orientierung: Ein geometrisch dickes, staubhaltiges Torus um den Kern kann die inneren, schnell bewegten Gasregionen (Broad-Line-Region, BLR) verdecken. Wird der Kern so gesehen, dass die BLR blockiert ist, erscheint die Galaxie als Seyfert 2; bei direkter Sicht auf die BLR sieht man breite Linien (Seyfert 1). In vielen Seyfert-2-Galaxien konnte in polarisiertem Licht jedoch die versteckte BLR nachgewiesen werden, was das Modell stützt.

Physikalische Vorgänge im Kern

• Zentraler Motor: Ein supermassives Schwarzes Loch mit einer Akkretionsscheibe wandelt durch Akkretion Gravitationsenergie in Strahlung um. Die Scheibe erzeugt vor allem ultraviolette und optische Strahlung; eine heiße Corona liefert Röntgenstrahlung.
• Breit- und Schmal-Linienregionen: Die BLR befindet sich nahe am Schwarzen Loch (Entfernungen von Tagen bis Monaten Lichtlaufzeit) und erzeugt die breiten Emissionslinien. Die NLR (Narrow-Line Region) reicht bis zu Hunderten oder Tausenden Lichtjahren und erzeugt schmalere Linien wie [O III].
• Photoionisation: Die Emissionslinien entstehen überwiegend durch Photoionisation des umgebenden Gases durch die intensive Strahlung des Kerns; die Linienverhältnisse liefern Informationen über Dichte, Temperatur und Ionisationszustand.
• Jets und Winde: Einige Seyferts zeigen schwache Jets oder ausströmende Winde, die das Umfeld beeinflussen können (so genannter AGN-Feedback-Effekt).

Beobachtungsmethoden und Diagnostik

• Spektroskopie: Optische und UV-Spektren sind zentral zur Klassifikation und Analyse der Emissionslinien.
• Röntgen- und Infrarot-Beobachtungen: Röntgenmessungen zeigen die innere Aktivität und Absorptionskomponenten; Infrarot-Aufnahmen sind wichtig, um durch Staub verdeckte Kerne zu untersuchen.
• Reverberations-Mapping: Durch die Messung der zeitlichen Verzögerung zwischen Änderungen des Kontinuums und der Linienantwort lässt sich die Größe der BLR und damit die Masse des zentralen Schwarzen Lochs abschätzen.
• Radio- und Polarisationsstudien: Zeigen Jets, Ausrichtungen und erlauben den Nachweis versteckter BLR in polarisiertem Licht.

Bedeutung für die Galaxienentwicklung

Seyfert-Galaxien sind wichtige Labore, um die Wechselwirkung zwischen einem aktiven Kern und seiner Wirtsgalaxie zu verstehen. Durch Feedback — beispielsweise Strahlungsdruck, Winde oder schwache Jets — kann der aktive Kern die Sternentstehung in der Umgebung beeinflussen. Da Seyferts relativ häufig und nahe sind, liefern sie detailreiche Einblicke in Prozesse, die auch bei deutlich leuchtstärkeren Quasaren eine Rolle spielen.

Bekannte Beispiele und historische Hinweise

• Carl Seyfert beschrieb 1943 erstmals eine Klasse von Galaxien mit ungewöhnlich hellen, emissionlinienreichen Kernen; seitdem wurden viele Objekte katalogisiert und detailliert untersucht.
• Gut untersuchte Prototypen sind u. a. NGC 1068 (typischer Seyfert 2) und NGC 4151 (bekannter Seyfert 1), die als Referenzobjekte dienen.

Zusammenfassung

Seyfert-Galaxien sind eine häufige Form aktiver Galaxien mit sehr hellen Kernen, starken Emissionslinien und zentralen supermassiven Schwarzen Löchern. Ihre unterschiedlichen Erscheinungsbilder (Seyfert 1 vs. Seyfert 2) lassen sich im Rahmen des einheitlichen Modells größtenteils durch die Sichtlinie und die Existenz eines staubigen Torus erklären. Umfangreiche Beobachtungen über das gesamte elektromagnetische Spektrum geben Einblick in Akkretionsprozesse, Kernumgebungen und die Rolle von AGN im Kontext der Galaxienentwicklung.

Beispiele

Hier sind einige bemerkenswerte Beispiele von Seyfert-Galaxien:

• Zirkusgalaxie hat Gasringe aus ihrem Zentrum ausgestoßen
• CentaurusA, anscheinend die hellste Seyfert-Galaxie von der Erde aus gesehen. Es handelt sich um eine riesige elliptische Galaxie: eine Radiogalaxie, die sich durch ihren relativistischen Strahl auszeichnet, der sich über mehr als eine Million Lichtjahre erstreckt.
• Messier 51a (NGC 5194), die Whirlpool-Galaxie, eine der bekanntesten Galaxien am Himmel.
• Messier 81 (NGC 3031), ein beliebtes Ziel für die Amateur-Astronomie und die zweithellste Seyfert-Galaxie am Himmel nach Centaurus A
• Messier 87 (NGC 4486), zentrale Galaxie des Virgo-Haufens und die größte Galaxie im lokalen Superhaufen. Sie ist eine Radiogalaxie, die für ihren 4.400 Lichtjahre langen relativistischen Jet bekannt ist, der von einem immensen supermassiven Schwarzen Loch mit einer Masse von (3,5 ± 0,2)-6,3 Milliarden Sonnenmassen angetrieben wird.
• NGC 1672 hat einen Kern, der von intensiven Starburst-Regionen verschlungen ist

Seyfert-Galaxie Centaurus A


Seyfert-Galaxie Messier 87


Seyfert-Galaxie Messier 51

Fragen und Antworten

F: Wer hat die Seyfert-Galaxien zuerst beschrieben?

F: Was sind die beiden Haupttypen aktiver Galaxien?

F: Wodurch unterscheiden sich Seyfert-Galaxien von Quasaren?

F: Wie groß ist der Anteil der Seyferts an allen Galaxien?

F: Was ist vermutlich die Quelle der beobachteten ultravioletten Strahlung in diesen Objekten?

F: Wie können wir das Material analysieren, das eine Seyfert-Galaxie umgibt?

F: Wie sieht eine typische Seyfert-Galaxie aus, wenn man sie im sichtbaren Licht betrachtet?

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