Dorrit Hoffleit auf der AAVSO-Tagung im Juni 1961, Nantucket, Massachusetts. (Credit: Aus der M.W. Mayall Collection, AAVSO Archives. Copyright 2005, AAVSO)
Das Weltraumzeitalter war 1963 in vollem Gange, und die Wissenschaft der Astronomie entwickelte sich sprunghaft. In der Radioastronomie wurden rasante Fortschritte erzielt, und das brandneue Gebiet der Röntgenastronomie eröffnete ein völlig neues Fenster zum Universum. Eine der großen Entdeckungen des Jahres 1963 war die Möglichkeit, dass es sich bei den quasistellaren Radioquellen, den so genannten Quasaren, um extragalaktische Objekte in großer Entfernung handelt, die unglaubliche Energiemengen aus dem halben Universum aussenden. Eine Reihe von Artikeln in der Zeitschrift Nature nutzte Anfang 1963 eine zufällige Mondbedeckung einer quasi-stellaren Radioquelle in der Jungfrau, 3C 273, um das optische Gegenstück der hellen Radioquelle genau zu bestimmen. Sie maßen die Rotverschiebung – die Verschiebung der Wellenlänge des beobachteten Spektrums, die durch die Ausdehnung des Universums verursacht wird – und fanden heraus, dass 3C 273 eine erstaunliche Rotverschiebung von 0,158 aufwies, womit es fast zwei Milliarden Lichtjahre entfernt war. Aber es gab noch mehr aufregende Neuigkeiten.
Harlan J. Smith, der zusammen mit Dorrit Hoffleit die Harvard Plate Stacks nutzte, um das historische Verhalten von 3C 273 zu untersuchen. (Credit: Ohio County Public Library, Wheeling, WV).
Kurz nach der Nature-Serie erschienen zwei Arbeiten, die darauf hinwiesen, dass dieses weit entfernte, helle Objekt tatsächlich auf nachweisbaren Zeitskalen veränderlich war. Sharov & Efremov (1963; IBVS #23) überprüfte eine kleine Anzahl von Fotoplatten, die sich im Besitz des Sternberg-Instituts in der Sowjetunion befanden, und stellte fest, dass das Objekt variabel war, möglicherweise auf monatelangen Zeitskalen. Dass ein Objekt, das so hell ist wie eine ganze Galaxie, in so kurzen Zeiträumen schwankt, war damals undenkbar, und das Rätsel um diese Objekte vertiefte sich. Etwa zur gleichen Zeit nutzten Harlan J. Smith und Dorrit Hoffleit von der AAVSO die viel größere Sammlung von Fotoplatten des Harvard College Observatory, um die Lichtkurve dieses Objekts über die vorangegangenen 80 Jahre zu messen. Ihre Lichtkurve, die in Nature veröffentlicht wurde, war ähnlich verblüffend. Es gab nicht nur Schwankungen mit jahrelangen Zeiträumen, sondern Smith und Hoffleit entdeckten auch Fackeln von einigen Zehnteln einer Größenordnung, die Monate oder weniger dauerten. Was auch immer die Energiequelle war, sie war eindeutig klein – zumindest weniger als ein paar Lichtmonate lang!
Nachfolgende Beobachtungen dieser und vieler weiterer Objekte haben viel über die Quasare und andere Arten aktiver galaktischer Kerne (AGN) enthüllt, die heute unser Universum schmücken. Die „enorme“ Rotverschiebung von 3C 273 wird heute unter den hochverschiebten Galaxien (die jetzt bis zu Rotverschiebungen von 6 und darüber hinaus reichen) als banal angesehen, aber 3C 273 ist immer noch der hellste Quasar am Himmel der Erde. Auch unter den Beobachtern variabler „Sterne“ nimmt er einen besonderen Platz ein. Die Beobachter der American Association of Variable Star Observers beobachten 3C 273 seit Mitte der 1960er Jahre, und Ihre Arbeit hat eine klare Aufzeichnung des faszinierenden Verhaltens dieses Objekts in den letzten 40 Jahren geliefert.
Quasare
Die Quasare werden heute, wie alle aktiven galaktischen Kerne, als Erscheinungsformen supermassereicher schwarzer Löcher in den Zentren entfernter Galaxien angesehen. Diese schwarzen Löcher, von denen einige mehr als eine Milliarde (109) Sonnenmassen haben, lauern in den Zentren der Gravitationspotentialtöpfe ihrer Wirtsgalaxien. Ihre Akkretionsscheiben, die aus interstellarem Gas, Staub und sogar ganzen Sternen bestehen, werden auf sehr hohe Energien aufgeheizt und strahlen vom Radio- bis zum Röntgenbereich.
Künstlerische Darstellung eines vorgeschlagenen Entstehungsmechanismus für astrophysikalische Jets. Die Magnetfeldlinien eines rotierenden Schwarzen Lochs reißen Materie aus der Akkretionsscheibe mit und schleudern sie mit annähernd Lichtgeschwindigkeit senkrecht zur Scheibe aus. Diese relativistischen Teilchen geben dann Licht in fast allen Wellenlängen ab. (Credit: NASA, & Ann Field, STScI)
In der Nähe des Schwarzen Lochs geht es noch lebhafter zu. Die zentralen Triebwerke von AGN können kollimierte Materialstrahlen bilden, in denen Teilchen auf nahezu Lichtgeschwindigkeit beschleunigt werden, wahrscheinlich durch das Magnetfeld des Schwarzen Lochs selbst. Diese Teilchen – Elektronen, Protonen und schwerere Atomkerne – treffen auf die galaktischen und extragalaktischen Magnetfelder sowie auf das interstellare und intergalaktische Medium und können Strahlung bei fast allen Wellenlängen des Lichts erzeugen. Ein Teil der Strahlung ist Synchrotronstrahlung, die von ultra-relativistischen Elektronen erzeugt wird, wenn sie sich um die Magnetfeldlinien drehen, auf die sie treffen. Die Synchrotronstrahlung ist für die Radiostrahlung dieser Objekte verantwortlich, kann aber bei den stärksten Jets auch optische Strahlung – und sogar Röntgenstrahlung – erzeugen. Auch hochenergetische Röntgen- und sogar Gammastrahlen werden in Jets durch einen zweistufigen Prozess erzeugt, der Synchrotron-Selbst-Compton-Emission genannt wird. Bei diesem Prozess wird das von den Jets emittierte Synchrotronlicht niedrigerer Energie durch denselben Strahl relativistischer Elektronen, der es erzeugt hat, in umgekehrter Richtung nach Compton gestreut. In diesem Fall erhalten die Photonen einen enormen Energieschub auf Kosten der Elektronen, wodurch Röntgen- und Gammastrahlung entsteht. Wir können Radiojets in AGN oft auch dann sehen, wenn sie nicht auf unsere Sichtlinie ausgerichtet sind, aber um die energiereichsten Röntgen- und Gammastrahlen zu entdecken, müssen wir normalerweise „direkt in das Fass“ des Jets schauen.
Hubble Space Telescope Bild des Kerns und des inneren optischen Jets von M 87. Im optischen Licht ist der Jet einige Kiloparsec groß, aber im Radiolicht ist der Jet Hunderte von Kiloparsec groß, viel größer als die optische Galaxie selbst. (Credit: NASA & the Space Telescope Science Institute)
Viele der Spektral- und Verhaltenseigenschaften von AGN und Quasaren hängen davon ab, aus welcher Richtung wir den zentralen Motor und den Jet (falls vorhanden) betrachten. Man geht davon aus, dass AGN umso heller sind, je näher der Jet in unsere Richtung gerichtet ist, und dass Quasare fast geradeaus betrachtet werden. In Fällen, in denen der Jet fast genau auf unsere Sichtlinie ausgerichtet ist, sehen wir das extremste Beispiel eines AGN – einen Blazar. Blazare (der Name ist eine Kombination aus BL Lac-Objekt und Quasar) sind bekannt für ihre Gammastrahlenemission, für ihre meist unscheinbaren optischen Spektren und für ihre schnelle optische Variabilität. 3C 273 war der erste Quasar, der im Gammastrahlenbereich beobachtet wurde (1976 vom europäischen Satelliten COS-B), auch wenn die Jets nicht ganz perfekt auf uns ausgerichtet sind. 3C 273 wird aufgrund seiner Gammastrahlenemission und seiner Veränderlichkeit zur Familie der Blazare gezählt. Er weist aber auch einige Spektrallinien auf, darunter Emissionslinien von Wasserstoff im optischen Bereich und Eisenlinien im Röntgenbereich. Das Licht von 3C 273 ist wahrscheinlich eine Kombination aus der Strahlung der Akkretionsscheibe und des hellen Jets.
HST-Bild von 3C 273, das die feine Struktur des Jets zeigt. Die hellen Knoten im Jet sind Schocks – Punkte, an denen das Jetmaterial in einen „Stau“ gerät und langsamer wird, wodurch Energie freigesetzt wird. (Credit: NASA & J. Bahcall, Institute for Advanced Study)
In vielen Fällen sehen wir Jets von Quasaren und anderen AGN, die sich als helle, ausgedehnte Radiogalaxien manifestieren, mit flauschigen Radiostrahlungskeulen, die sich zu beiden Seiten des zentralen Motors ausbreiten. Diese Radiojets und -keulen können sich manchmal über Hunderte von Kiloparsec von der zentralen Galaxie weg erstrecken. Bei den meisten AGN sehen wir diese Jets nur im Radiolicht, aber im Prinzip können Jets Synchrotronemission bei jeder Wellenlänge erzeugen, solange die vom Jet beschleunigten Teilchen eine ausreichend hohe Energie haben – je höher die Energie der Elektronen, desto höher die Energie der Photonen, die man herausbekommt. In einigen wenigen besonders energiereichen Systemen können wir die vom Schwarzen Loch ausgesandten Jets bei fast jeder Wellenlänge sehen, in die wir schauen. Ein berühmtes Beispiel ist der Jet der elliptischen Riesengalaxie Virgo A, oder M 87. Der kleine optische Jet in der Nähe des Kerns dieser Galaxie wurde im frühen 20. Jahrhundert entdeckt, und nun zeigen Radio- und Röntgenbeobachtungen dieser aktiven Galaxie, dass der Jet auch bei diesen Wellenlängen vorhanden ist.
Ein weiteres bemerkenswertes Beispiel dafür ist unser veränderlicher „Stern“ der Saison, 3C 273. Bev Oke und Maarten Schmidt (1963; AJ 68, 288) bemerkten das Vorhandensein eines „benachbarten dünnen Wisp oder Jets“. Auf den Digital Sky Survey-Bildern dieses Quasars ist er schwach zu erkennen, wenn er direkt von der zentralen Quelle weg nach Südwesten gerichtet ist. Der Jet ist perfekt auf den Radiostrahl von 3C 273 ausgerichtet, und es wird angenommen, dass es sich um Synchrotronstrahlung aus derselben Quelle handelt. Die hochenergetische Strahlung stammt hauptsächlich von Knoten im Jet, wo der Jet Schocks erfährt, wenn er auf Gas trifft, das den zentralen Antrieb umgibt.
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Beobachtung von 3C 273
Der Quasar 3C 273 ist eine Punktquelle mit einer Helligkeit von 12,7 im Sternbild Jungfrau (J2000 RA:12 29 06.7, Dec:+02 03 08.6), und AAVSO-Karten sind hier verfügbar. Der AAVSO-Beobachter Thomas Cragg (CR) machte die erste visuelle Beobachtung von 3C 273 am 9. Februar 1964 (mvis=12,9), und viele andere Mitglieder der AAVSO-Gemeinschaft haben diese Quelle in den letzten 40 Jahren mit Begeisterung verfolgt. Die Langzeit-Lichtkurve von 3C 273 hat den Quasartheoretikern geholfen, das Verhalten dieser Objekte zu verstehen, und wir wünschen uns dringend, dass die visuelle Gemeinschaft diese gute Arbeit fortsetzt! Wie bei vielen astronomischen Objekten werden die Lichtkurven von Quasaren immer wertvoller, je länger sie werden, und Ihre visuellen Beobachtungen haben einen wichtigen Beitrag zur Erforschung dieser spannenden Objekte geleistet.
Zur Verdeutlichung haben wir die visuelle Lichtkurve, gemittelt über 1-Jahres-Intervalle, beigefügt, die das Verhalten von 3C 273 über die letzten 40 Jahre zeigt. Der Quasar schwankt in seinem Bereich um einige Zehntel einer Größenordnung, und diese Schwankungen treten in Zeiträumen von mindestens einem Jahr auf. Frühere Arbeiten, darunter die von Smith und Hoffleit, haben gezeigt, dass die Schwankungen sogar auf einer Zeitskala von Monaten auftreten können; die visuelle Lichtkurve des AAVSO deutet auf diese Schwankungen hin, da die gelegentlich großen Schwankungen von Jahr zu Jahr eine kürzere Zeitstruktur haben können. Die maximale Größe der Variationsregion ist definiert als die Zeit, die das Licht benötigt, um sich im Verlauf der Variation fortzubewegen – in diesem Fall höchstens ein paar Lichtmonate. Dies zeigt, dass die zentrale Maschine von 3C 273 (und in der Tat alle Quasare) klein ist, viel weniger als ein Parsec im Durchmesser.
Einjahresmittelwerte der visuellen Beobachtungen von 3C 273 aus der internationalen Datenbank der AAVSO. Schwankungen in 3C 273 treten auf Zeitskalen auf, die kürzer als ein Jahr sind. Copyright 2005, AAVSO.
Unser Veränderlicher Stern der Saison ist auch ein interessantes Ziel für die wachsende Gemeinschaft der Spektroskopiker der AAVSO. Wie alle Quasare hat 3C 273 ein relativ flaches Kontinuum, was auf die hohe Temperatur der Kontinuumsquelle hinweist. Wie die meisten Quasare (aber im Gegensatz zu vielen Blazaren!) hat auch 3C 273 Emissionslinien in seinem Spektrum, von denen die hellsten die Balmer-Linien des Wasserstoffs sind; die Restrahmen-Wellenlängen von H-α und H-β liegen bei 6563Å und 4862Å. Mit einem Spektrographen mittlerer Auflösung kann man diese beiden Merkmale leicht erkennen. Ein Teil der Breite der H-α-Linie kommt von der Überlagerung mit verbotenen Stickstofflinien, aber im Allgemeinen werden die breiten Linien durch die schnelle Rotation der Akkretionsscheibe um das zentrale Schwarze Loch verursacht.
Wenn man ein Spektrum von 3C 273 misst, wird man diese Linien natürlich nicht bei ihren Ruhewellenlängen finden! Eine der wichtigsten Entdeckungen über 3C 273 im Jahr 1963 war, dass es sich um eine hohe Rotverschiebung handelt, was bedeutet, dass die Linien durch die Hubble-Ausdehnung des Universums zu rötlicheren Wellenlängen hin verschoben sind. Die Rotverschiebung wird bestimmt durch
wobei λ und λ0 die gemessene Wellenlänge einer beobachteten Linie im Spektrum und die Wellenlänge im Ruhezustand sind. Wenn Sie ein Spektrum von 3C 273 aufnehmen können, versuchen Sie, die Positionen der Linien selbst zu messen. Welche Rotverschiebung erhalten Sie dabei? Wie bei der visuellen Beobachtung solltest du versuchen, das zu messen, was du siehst, und nicht das, was du „weißt“, was die richtige Antwort ist!
Schließlich möchte die AAVSO auch unsere CCD-Beobachter dazu aufrufen, sich an der Beobachtung des hellsten Quasars an unserem Himmel zu beteiligen! 3C 273 ist Teil des Blazar-Beobachtungsprogramms des Global Telescope Network (GTN), und die GTN-Beobachtergemeinschaft hat bei der Beobachtung anderer Blazare des Programms, darunter BL Lac, Markarian 421 und Markarian 501, hervorragende Arbeit geleistet. Eine CCD-Karte für 3C 273 ist hier verfügbar, und wir würden uns über CCD-Beobachter freuen, die monatlich, wöchentlich oder sogar täglich Beobachtungen machen! Wie bei den anderen Blazaren des GTN-Programms werden Zeitreihenbeobachtungen in mindestens einer Nacht pro Monat empfohlen, zusammen mit der Verwendung von V- und/oder IC-Filtern. Obwohl viele Jahre der Photometrie noch keine schnellen Schwankungen in 3C 273 wie bei den echten Blazaren gezeigt haben, hat dieses Objekt im Laufe der Jahre einige Hinweise auf ein Aufflackern gezeigt, und vielleicht könnten Sie derjenige sein, der den Beginn eines solchen Ereignisses beobachtet!
Unser variabler „Stern“ der Saison – der Quasar 3C 273 in der Jungfrau – bietet etwas für unsere gesamte Beobachtergemeinschaft, visuell und CCD, nördlich und südlich. Der hellste Quasar am Himmel der Erde gibt Ihnen die Möglichkeit, weit in das Universum und in die Vergangenheit zu blicken und eine der energiereichsten Objektklassen in unserem Universum zu beobachten.
- Cominsky, L.R. et al., 2004, „The GTN-AAVSO Blazar Program“, vorgestellt auf der 8. Tagung der High Energy Astrophysics Division der American Astronomical Society, September 2004
- Edge, D.O. et al, 1959, „A Survey of Radio Sources at a Frequency of 159 Mc/s“ , Memoirs of the Royal Astronomical Society 68, 37
- Oke, J.B., 1963, „Absolute Energy Distribution in the Optical Spectrum of 3C 273“, Nature 197, 1040
- Oke, J.B. & Schmidt, M., 1963, „Optical Observations of the Radio Source 3C 273“, Astronomical Journal 68, 289
- Peterson, B.M., 1997, An Introduction to Active Galactic Nuclei (New York: Cambridge University Press)
- Schmidt, M., 1963, „3C 273: a star-like object with large red-shift,“ Nature 197, 1040
- Sharov, A.S. & Efremov, Yu.N., 1963, „On the Light Variability of the Object Identified with the Radio Source 3C 273,“ IBVS 23,1
- Smith, H.J. & Hoffleit, D., 1963, „Light Variations in the Superluminous Radio Galaxy 3C 273,“ Nature 198, 650
For further reading:
- Getting Started with Blazars
- The AAVSO High Energy Network Blazar homepage
- An Amateur Survey With Professional Results (pdf file) von Aaron Price (AAVSO) et al.
- Quasare und aktive galaktische Kerne von William Keel, University of Alabama
- AAVSO Charts
- The Global Telescope Network homepage at Sonoma State University
- NASA’s Imagine the Universe! Seite über aktive Galaxien und Quasare
- AAVSO-Veränderliche Sterne der Saison: BL Lacertae und Markarian 421
Der Veränderliche Stern der Saison in diesem Frühjahr wurde von Dr. Matthew Templeton, AAVSO, erstellt.