Max-Planck-Institut für Astronomie - Jahresbericht 2007

76 III. Ausgewählte Forschungsgebiete
Das MPIA­Team hat vor einiger Zeit eine solche Metho
de entwickelt, mit der unter Ausnutzung der In for matio
nen über die unterschiedliche räumliche Verteilung der
Emis sion von ausgedehnter Galaxie und punktförmigem
Qua sar kern die Anteile numerisch separiert werden können.
Mit diesem Verfahren können nun zumindest für
den Fall eines Kontrastes von 10 : 1 die Anteile von Quasar­
und Galaxienspektren getrennt und separat ana ly siert
werden. Als Beispiel ist in Abb. III.2.2 unser Ergebnis
für den Quasar HE 1503 0228 bei der Rotverschiebung
z 0.135 gezeigt. Zusammen mit belgischen und schweizer
Kollegen, die über eine zweite, technisch unab hängi
ge Methode verfügen, konnte eine größere Stich pro be
von nahen (z 0.3) Quasar­Wirtsgalaxien mit am VLT
gewonnenen Fo r S­Spektren in Bezug auf stellare Po pu latio
nen und ihr interstellares Gas untersucht werden.
Es zeigt sich, dass die energetische Strahlung des Quasars
häufig das gesamte Gas einer Wirtsgalaxie zu ionisieren
vermag. Mit einem sogenannten BPT­Diagramm
kann die für die Ionisation des interstellaren Gases verantwortliche
Quelle ermittelt werden: Durch die unterschiedlichen
spektralen Energieverteilungen der Emission
von Sternenentstehungsgebieten und Quasar­Akkretionsscheiben
werden je nach Quelle Zustände unterschiedlichen
Ionisationspotentials unterschiedlich stark
angeregt, so dass in diesem Diagramm eine Trennlinie
zwischen Bereichen von dominierender Sternentstehung
und von Quasar­Akkretion gezogen werden kann. Im Falle
der Quasare ist die Emission heißer junger Sterne nie
al lein für die globale Ionisation verantwortlich, immer ist
der Quasar zumindest beteiligt. Unabhängig vom morpho
lo gi schen Galaxientypus dominiert sowohl in Spiral­
als auch in elliptischen Wirtsgalaxien eine Mischung
von Licht aus Sternentstehungsgebieten und Quasarlicht,
oder sogar das Quasarlicht allein. Es scheint aber
auch einen weiteren Trend zu geben: In den stärker durch
Gravitationswechselwirkung oder Galaxienzu sam menstö
ße gestörten Quasarsystemen wird die interstellare
Materie eher allein durch den Quasar ionisiert (Abb.
III.2.3).
Die Anwesenheit eines Quasars in der Galaxie hat aber
auch Auswirkungen auf deren stellare Zusammensetzung.
Bereits mit der Analyse der Breitbandfarben konnten gezeigt
werden, dass stellare Populationen in Quasar­Wirtsga
la xien immer einen Anteil junger Sterne enthalten.
Dies gilt sowohl – nicht unerwartet – für Spiralgalaxien,
als überraschenderweise auch für Elliptische oder S0­
Ga la xien, in denen normalerweise keine oder sehr wenig
Stern entstehung abläuft. Auch hier konnten mit der VLT­
Spektrosopie mehr Details gewonnen werden. Die stellaren
Populationen der untersuchten Quasar­Wirtsgalaxien
sind im Mittel typischerweise eine bis zwei Milliarden
Jahre alt, dementsprechend ist ihre Sternpopulation zu
mehr als 90 Prozent alt und enthält ein paar Prozent etwa
hundert Millionen Jahre alter oder noch jüngerer Sterne.
Es gibt auch hier eine Tendenz zu jüngeren und blaueren
Galaxien bei stärker gestörten Systemen.
lg(OIII/H)
1
0.5
0
–0.5
–0.8
ionisiert
durch Sterne
Spiralgalaxien
Elliptische Galaxien
undefinierter
morphologischer Typ
–0.6 –0.4 –0.0
lg(NII/H)
ionisiert
durch AGN
0 0.2
Abb. III.2.3: Diagnostisches »BPT­Diagramm« zur Unter­ scheidung
des dominierenden Ionisationsmechanismus der Wirts galaxien
einer Stichprobe naher Quasare in Galaxien unterschiedlichen
morphologischen Typs: Spiralgalaxien (Dreiecke), El liptische
Galaxien (Kreise), wechselwirkende Galaxien (gefüllte
Symbole), ungestörte Systeme (offene Symbole). Aus: Letawe
et al. 2007, MNRAS, 378, 83.
Kosmische Kollisionen und galaktische Gezeitenarme
Schon seit zwanzig Jahren gibt es die Vermutung, dass
Galaxienzusammenstöße die, oder zumindest eine, wichti ge
treibende Kraft hinter der Versorgung der Schwar zen Lö cher
mit Materie sein könnten. Bei einem Zu sammen stoß und
anschließender Verschmelzung zwei er Galaxien erzeugen
die wirkenden Gezeitenkräfte chao ti sche Verwirbelungen
des interstellaren Gases. Tei le des sel ben werden in Bezug
auf das Schwarze Loch in ei ner Umlaufbahn mit verschwindendem
Dreh im puls en den und können damit später
in das Schwarze Loch ein fal len. Für einige der leuchtkräftigsten
Ul tra leucht kräf ti gen Infrarotgalaxien (ultraluminous
infra red gala xy, ul i r g), die einen durch Staub
verdeckten Qua sar in sich tragen, gilt diese Vermutung
mit ziemli cher Si cher heit. Als Gegenpol stehen die leuchtschwä
che ren, aber von ihrer Kernstruktur identischen Seyfert­Ga
la xien. Diese sind hauptsächlich Spiralgalaxien,
sehr oft ungestört und symmetrisch. Stärkeren Galaxienkol
li sio nen waren diese Galaxien in ihrer nahen Vergangen
heit nicht ausgesetzt. Hier spielen Instabilitäten und die
Akkretion von kleinen Begleitern die dominierende Rol le.
Wie stark aber Galaxienkollisionen auf einen Quasar
wirken können, zeigt Abb. III.2.4 am Beispiel des
Quasars HE 0450 – 2958 und seiner Umgebung. Dieses
System bei z 0.285 ist schon in den 1980er Jahren
als ul i r g klassifiziert worden und enthält einen leuchtkräftigen
Quasar. Im sichtbaren Licht mit dem HST/