Max-Planck-Institut für Astronomie - Jahresbericht 2007

erklärt sich, warum die leuchtkräftigsten Quasare nur in
massereichen Elliptischen Galaxien vorkommen: Diese
Galaxien bestehen einzig aus einem Bulge und erreichen
als einzige die benötigten Bulge­Massen. Bei niedrigeren
Leuchtkräften wird es dann möglich, dass auch spätere
Galaxientypen mit niedrigeren Bulge­Anteilen und damit
­massen, also S0­ oder Sa­Galaxien oder sogar spätere
Spiralen, Quasare oder AGN beherbergen.
Damit ist jedoch nur die Frage nach der möglichen Eltern
population von Galaxien geklärt, die su per massereiche
Schwarze Löcher beherbergen, nicht aber die Frage nach
den für Quasaraktivität notwendigen Um ständen. Zur
Ana lyse bieten sich Spektroskopie und Di rekt aufnahmen
von Quasaren im Sichtbaren und im na hen Infraroten an.
Da für steht dem Astronomenteam am MPIA, dank der
bis her unübertroffenen Schärfe des Weltraumteleskops
hu B B l e (HST) und der enormen Licht stärke des europäischen
Very Large Telescope (VLT) zwei mächtige und
ein zigartige Werkzeuge zur Verfügung.
Abb. III.2.2: Trennung der Spektren des Quasars HE 15030228
und seiner Wirtsgalaxie. Oben: Gesamtspektrum (schwarz), der
extrahierte Anteil des Quasarkerns (rot), die Wirtsgalaxie (grün)
und das nach Abzug dieser beiden Komponenten verbleibende
Residuum. Das Wirtsgalaxiespektrum, im unteren Diagram
Gesamtfluss [10 –22 W s –1 nm –1 cm –2 ]
Fluss [10 –22 W nm –1 cm –2 ]
10
5
0
1.5
1
0.5
0
Spektroskopie mit dem VLT
III.2 In welchen Galaxien leben Quasare? 75
Bei der Spektroskopie gilt es jedoch eine Schwierigkeit
zu überwinden. Die Analyse der Wirtsgalaxie setzt voraus,
dass das Licht des Quasarkerns keinen störenden
Einfluss ausübt. Bei leuchtkräftigen Quasaren, die erst
ab einer Rotverschiebung von z 0.1 bis 0.2 in größeren
Zahlen auftreten, entspricht ein Galaxiendurchmesser von
zehn Kiloparsec nur ca. drei bis fünf Bogensekunden. Bei
einem atmosphärischen Seeing von einer Bogensekunde
kann man den Spalt eines Spektrographen zwar so legen,
dass der inneren Teil der Galaxie – in dem am ehesten
Hinweise zu finden sind, was Quasaraktivität bedingt
und inwieweit sie die betroffene Galaxie beeinflusst – erfasst
wird, aber man wird gleichzeitig auch einen Großteil
des Quasarlichtes, welches die Galaxie zehn­ oder
so gar hundertfach überstrahlen kann, mit aufnehmen. Es
be darf also einer Methode, diese Lichtanteile nach erfolg
ter Messung zu trennen.
ver grö ßert dargestellt, zeigt alle Merkmale eines normalen
Ga la xienspektrums, mit Emissions­ und Absorptionslinien, die
zu sam men mit dem Kontinuum auf eine eher junge, eine bis
zwei Milliarden Jahre alte Sternpopulation hindeuten. (Jahnke
et al. 2007, MNRAS, 378, 23).
20 [OII] [NeIII] CaK CaH H Gband H H [OIII] gesamt
Kern
Wirt
15
Residuum
400 450
Ruhewellenlänge [nm]
500
[OII] [NeIII] CaK CaH H Gband H H [OIII] Wirt
400 450
Ruhewellenlänge [nm]
500