Quelle: ESON.

16. Februar 2022 – Aktive galaktische Kerne (AGN, engl. Active Galactic Nuclei) sind extrem energiereiche Quellen, die von supermassereichen schwarzen Löchern angetrieben werden und sich im Zentrum einiger Galaxien befinden. Diese schwarzen Löcher ernähren sich von großen Mengen an kosmischem Staub und Gas. Vorher bewegt sich dieses Material spiralförmig auf das schwarze Loch zu, wobei riesige Energiemengen freigesetzt werden, die oft alle Sterne in der Galaxie überstrahlen.

Astronomen und Astronominnen sind neugierig auf AGN, seit sie diese hellen Objekte in den 1950er Jahren erstmals entdeckten. Jetzt hat ein Forschungsteam unter der Leitung von Violeta Gámez Rosas von der Universität Leiden in den Niederlanden dank des VLTI der ESO einen entscheidenden Schritt getan, um zu verstehen, wie sie funktionieren und wie sie aus der Nähe aussehen. Die Ergebnisse werden heute in Nature veröffentlicht.

Durch außerordentlich detaillierte Beobachtungen des Zentrums der Galaxie Messier 77, auch bekannt als NGC 1068, entdeckten Gámez Rosas und ihr Team einen dicken Ring aus kosmischem Staub und Gas, der ein supermassereiches schwarzes Loch verbirgt. Diese Entdeckung ist ein wichtiger Beleg für eine 30 Jahre alte Theorie, das so genannte Standardmodell (Unified Model) für AGN.

Astronomen und Astronominnen wissen, dass es verschiedene Erscheinungsformen von AGN gibt. Einige senden beispielsweise Radiowellen aus, andere nicht; bestimmte AGN leuchten hell im sichtbaren Licht, während andere, wie Messier 77, eher gedämpft sind. Das Standardmodell besagt, dass alle AGN trotz ihrer Unterschiede dieselbe Grundstruktur aufweisen: ein supermassereiches schwarzes Loch, das von einem dicken Ring aus Staub umgeben ist.
Diesem Modell zufolge sind die Unterschiede im Erscheinungsbild der AGN auf die Ausrichtung zurückzuführen, mit der wir das schwarze Loch und seinen dicken Ring von der Erde aus betrachten. Die Art des AGN, die wir sehen, hängt davon ab, wie sehr der Ring das schwarze Loch aus unserer Sicht verschleiert und es in einigen Fällen sogar ganz verdeckt.

Astronomen und Astronominnen hatten bereits zuvor einige Beweise für das Standardmodell gefunden, darunter die Entdeckung von warmem Staub im Zentrum von Messier 77. Es blieben jedoch Zweifel, ob dieser Staub ein schwarzes Loch vollständig verbergen und somit erklären könnte, warum dieses AGN im sichtbaren Licht weniger hell leuchtet als andere.

„Die tatsächliche Beschaffenheit der Staubwolken und ihre Rolle bei der Versorgung des schwarzen Lochs und bei der Bestimmung seines Aussehens von der Erde aus waren in den letzten drei Jahrzehnten zentrale Fragen in der AGN-Forschung“, erklärt Gámez Rosas. „Auch wenn kein einziges Ergebnis alle Fragen klären kann, haben wir einen wichtigen Schritt zum Verständnis der Funktionsweise von AGN gemacht.“

Ermöglicht wurden die Beobachtungen durch das Multi AperTure Mid-Infrared SpectroScopic Experiment (MATISSE) am VLTI der ESO, das sich in der chilenischen Atacama-Wüste befindet. MATISSE kombiniert das von allen vier 8,2-Meter-Teleskopen des Very Large Telescope (VLT) der ESO gesammelte Infrarotlicht mit einer Technik namens Interferometrie. Das Team nutzte MATISSE, um das Zentrum von Messier 77 zu scannen, das 47 Millionen Lichtjahre entfernt im Sternbild Cetus liegt.

„MATISSE ist in der Lage, ein breites Spektrum an Infrarot-Wellenlängen zu erfassen, wodurch wir durch den Staub hindurchsehen und die Temperaturen genau messen können. Da das VLTI ein sehr großes Interferometer ist, verfügen wir über die nötige Auflösung, um selbst in so weit entfernten Galaxien wie Messier 77 zu sehen, was vor sich geht. Die Bilder, die wir erhalten haben, zeigen detailliert die Temperatur- und Absorptionsveränderungen der Staubwolken um das schwarze Loch“, sagt Mitautor Walter Jaffe, Professor an der Universität Leiden.

Durch die Kombination der durch die intensive Strahlung des schwarzen Lochs verursachten Temperaturveränderungen des Staubs (von etwa Raumtemperatur auf etwa 1200 °C) mit den Absorptionskarten konnte das Team ein detailliertes Bild des Staubs erstellen und genau bestimmen, wo das schwarze Loch liegen muss. Der Staub, der aus einem dicken inneren Ring und einer ausgedehnten Scheibe besteht und in dessen Zentrum sich das schwarze Loch befindet, unterstützt das Standardmodell. Das Team nutzte auch Daten des Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), dessen Eigentümer die ESO ist, und des Very Long Baseline Array (VLBA) des National Radio Astronomy Observatory (NRAO), um ihr Bild zu erstellen.

„Unsere Ergebnisse sollten zu einem besseren Verständnis des Innenlebens von AGN führen“, so Gámez Rosas abschließend. „Sie könnten uns auch helfen, die Geschichte der Milchstraße besser zu verstehen, die in ihrem Zentrum ein supermassereiches schwarzes Loch beherbergt, das in der Vergangenheit aktiv gewesen sein könnte.“

Die Forschenden wollen nun das VLTI der ESO nutzen, um weitere Belege für das Standardmodell für AGN zu finden, indem sie eine größere Anzahl von Galaxien untersuchen.

Teammitglied Bruno Lopez, leitender Wissenschaftler von MATISSE am Observatoire de la Côte d’Azur in Nizza, Frankreich, sagt: „Messier 77 ist ein wichtiger Prototyp eines AGN und eine wunderbare Motivation, unser Beobachtungsprogramm zu erweitern und MATISSE zu optimieren, um eine größere Stichprobe von AGN zu untersuchen.“

Das Extremely Large Telescope (ELT) der ESO, das noch in diesem Jahrzehnt mit der Beobachtung beginnen soll, wird die Suche ebenfalls unterstützen und Ergebnisse liefern, die die Erkenntnisse des Teams ergänzen und es ihnen ermöglichen, die Wechselwirkung zwischen AGN und Galaxien zu untersuchen.

Weitere Informationen
Diese Forschungsarbeit wurde in dem Artikel „Thermal imaging of dust hiding the black hole in the Active Galaxy NGC 1068“ (doi: 10.1038/s41586-021-04311-7) vorgestellt, der in Nature erscheint.

Das Team besteht aus Violeta Gámez Rosas (Observatorium Leiden, Universität Leiden, Niederlande [Leiden]), Jacob W. Isbell (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg, Deutschland [MPIA]), Walter Jaffe (Leiden), Romain G. Petrov (Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange, Frankreich [OCA]), James H. Leftley (OCA), Karl-Heinz Hofmann (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Deutschland [MPIfR]), Florentin Millour (OCA), Leonard Burtscher (Leiden), Klaus Meisenheimer (MPIA), Anthony Meilland (OCA), Laurens B. F. M. Waters (Abteilung für Astrophysik/IMAPP, Radboud Universität, Niederlande; SRON, Niederländisches Institut für Weltraumforschung, Niederlande), Bruno Lopez (OCA), Stéphane Lagarde (OCA), Gerd Weigelt (MPIfR), Philippe Berio (OCA), Fatme Allouche (OCA), Sylvie Robbe-Dubois (OCA), Pierre Cruzalèbes (OCA), Felix Bettonvil (ASTRON, Dwingeloo, Niederlande [ASTRON]), Thomas Henning (MPIA), Jean-Charles Augereau (Univ. Grenoble Alpes, CNRS, Institut für Planetenwissenschaften und Astrophysik, Frankreich [IPAG]), Pierre Antonelli (OCA), Udo Beckmann (MPIfR), Roy van Boekel (MPIA), Philippe Bendjoya (OCA), William C. Danchi (NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, USA), Carsten Dominik (Anton Pannekoek Institute for Astronomy, Universität Amsterdam, Niederlande [API]), Julien Drevon (OCA), Jack F. Gallimore (Department of Physics and Astronomy, Bucknell University, Lewisburg, Pennsylvania, USA), Uwe Graser (MPIA), Matthias Heininger (MPIfR), Vincent Hocdé (OCA), Michiel Hogerheijde (Leiden; API), Josef Hron (Department of Astrophysics, University of Vienna, Austria), Caterina M.V. Impellizzeri (Leiden), Lucia Klarmann (MPIA), Elena Kokoulina (OCA), Lucas Labadie (1. Physikalisches Institut, Universität Köln, Deutschland), Michael Lehmitz (MPIA), Alexis Matter (OCA), Claudia Paladini (Europäische Südsternwarte, Santiago, Chile [ESO-Chile]), Eric Pantin (Centre d’Etudes de Saclay, Gif-sur-Yvette, Frankreich), Jörg-Uwe Pott (MPIA), Dieter Schertl (MPIfR), Anthony Soulain (Sydney Institute for Astronomy, University of Sydney, Australien [SIfA]), Philippe Stee (OCA), Konrad Tristram (ESO-Chile), Jozsef Varga (Leiden), Julien Woillez (Europäische Südsternwarte, Garching bei München, Deutschland [ESO]), Sebastian Wolf (Institut für Theoretische Physik und Astrophysik, Universität Kiel, Deutschland), Gideon Yoffe (MPIA), und Gerard Zins (ESO-Chile).

MATISSE wurde in enger Zusammenarbeit mit der ESO von einem Konsortium aus Instituten in Frankreich (J.-L. Lagrange Laboratorium – INSU-CNRS – Côte d’Azur Observatorium – Universität Nizza Sophia-Antipolis), Deutschland (MPIA, MPIfR und Universität Kiel), den Niederlanden (NOVA und Universität Leiden) und Österreich (Universität Wien) entwickelt, finanziert und gebaut. Das Konkoly-Observatorium und die Universität Köln haben ebenfalls Unterstützung bei der Herstellung des Instruments geleistet.

Die Europäische Südsternwarte (ESO) befähigt Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler weltweit, die Geheimnisse des Universums zum Nutzen aller zu entdecken. Wir entwerfen, bauen und betreiben Observatorien von Weltrang, die Astronominnen und Astronomen nutzen, um spannende Fragen zu beantworten und die Faszination der Astronomie zu wecken, und wir fördern die internationale Zusammenarbeit in der Astronomie.

Die ESO wurde 1962 als zwischenstaatliche Organisation gegründet und wird heute von 16 Mitgliedstaaten (Belgien, Dänemark, Deutschland, Frankreich, Finnland, Irland, Italien, den Niederlanden, Österreich, Polen, Portugal, Schweden, der Schweiz, Spanien, der Tschechischen Republik und dem Vereinigten Königreich) sowie dem Gastland Chile und Australien als strategischem Partner unterstützt. Der Hauptsitz der ESO und ihr Besucherzentrum und Planetarium, die ESO Supernova, befinden sich in der Nähe von München in Deutschland, während die chilenische Atacama-Wüste, ein wunderbarer Ort mit einzigartigen Bedingungen für die Himmelsbeobachtung, unsere Teleskope beherbergt.

Die ESO betreibt drei Beobachtungsstandorte: La Silla, Paranal und Chajnantor. Am Standort Paranal betreibt die ESO das Very Large Telescope und das dazugehörige Very Large Telescope Interferometer sowie zwei Durchmusterungsteleskope, VISTA, das im Infraroten arbeitet, und das VLT Survey Telescope für sichtbares Licht. Ebenfalls am Paranal wird die ESO das Cherenkov Telescope Array South betreiben, das größte und empfindlichste Gammastrahlen-Observatorium der Welt. Zusammen mit internationalen Partnern betreibt die ESO auf Chajnantor APEX und ALMA, zwei Einrichtungen zur Beobachtung des Himmels im Millimeter- und Submillimeterbereich. Auf dem Cerro Armazones in der Nähe von Paranal bauen wir „das größte Auge der Welt am Himmel“ – das Extremely Large Telescope der ESO. Von unseren Büros in Santiago, Chile, aus unterstützen wir unsere Aktivitäten im Land und arbeiten mit chilenischen Partnern und der Gesellschaft zusammen.

Die Übersetzungen von englischsprachigen ESO-Pressemitteilungen sind ein Service des ESO Science Outreach Network (ESON), eines internationalen Netzwerks für astronomische Öffentlichkeitsarbeit, in dem Wissenschaftler und Wissenschaftskommunikatoren aus allen ESO-Mitgliedsländern (und einigen weiteren Staaten) vertreten sind. Deutscher Knoten des Netzwerks ist das Haus der Astronomie in Heidelberg.

Wissenschaftlicher Artikel (pdf):
https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2203/eso2203a.pdf

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• Aktive Galaktische Kerne – Quasare – supermassive Schwarze Löcher
• Very Large Telescope (VLT) der ESO in Chile

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Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie.

4. August 2020 – Einem internationalen Team von Astronomen unter Beteiligung von Gisela Ortiz-Leon vom Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie ist es gelungen, einen saturnähnlichen extrasolaren Planeten in einer Umlaufbahn um einen massearmen kühlen Stern nachzuweisen, und zwar anhand der systematischen Bewegung („wobbling“) des Sterns, hervorgerufen durch die Gravitation des Planeten. Es ist das erste Mal, dass diese Technik mit Beobachtungen bei Radiowellenlängen erfolgreich angewendet werden konnte. Für ihre Beobachtungen setzten die Forscher ein Netzwerk von Radioteleskopen ein, die zu einem virtuellen Teleskop von kontinentaler Ausdehnung zusammengeschaltet wurden. Möglich gemacht wurde die Entdeckung durch die extrem präzise Vermessung der Sternpositionen, die nur mit einem derartigen Radioteleskopnetzwerk erzielt werden konnten.

Ein aufregender Aspekt bei der Entdeckung liegt darin, dass der Planet mit der Bezeichnung TVLM 513b eine vergleichbare Masse wie Saturn hat, jedoch eine Umlaufbahn ähnlich wie die von Merkur im Sonnensystem. Nur eine Handvoll extrasolarer Planeten mit ähnlichen Eigenschaften wie TVLM 513b sind bisher um derart massearme kühle Sterne nachgewiesen worden. Alternative Techniken zur Planetensuche sind bei diesen kühlen Zwergsternen wegen der Lichtschwäche dieser Objekte nur schwer anzuwenden. Dadurch können Radiobeobachtungen zu einem mächtigen und ergänzenden Werkzeug bei der Suche nach extrasolaren Planeten werden und eine Vielzahl weiterer Entdeckungen ermöglichen.

Die Ergebnisse werden in der aktuellen Ausgabe der Fachzeitschrift „Astronomical Journal“ veröffentlicht.

Mit dem extrem scharfen “Radioblick“ des „Very Long Baseline Array” (VLBA), dessen Einzelteleskope sich über den gesamten amerikanischen Kontinent erstrecken, haben Astronomen einen Planeten von Saturngröße entdeckt, der sich auf einer engen Umlaufbahn um einen massearmen kühlen Stern in 35 Lichtjahren Entfernung von der Erde bewegt. Es ist die erstmalige astrometrische Entdeckung eines extrasolaren Planeten mit einem Radioteleskop, wobei eine Beobachtungstechnik angewandt wird, die extrem präzise Messungen der Position des Sterns am Himmel erforderlich macht. Es ist auch erst der zweite extrasolare Planet, der mit dieser astrometrischen Beobachtungstechnik nachgewiesen werden konnte.

Die astrometrische Beobachtungstechnik an sich ist schon länger bekannt, ist aber im praktischen Gebrauch sehr schwierig. Sie erfordert die extrem präzise Verfolgung der tatsächlichen Bewegung des Sterns im Raum, dazu den Nachweis winzig kleiner Schwankungen in dieser Bewegung, hervorgerufen durch die Gravitationswirkung des umlaufenden Planeten auf den Stern. Der Stern und der Planet umkreisen jeweils die Position des gemeinsamen Massezentrums. Der Planet kann nun indirekt nachgewiesen werden, wenn diese Position, auch als „Baryzentrum“ bezeichnet, weit genug vom Zentrum des Sterns entfernt liegt, um eine durch Teleskope beobachtbare Wackelbewegung („wobbling“) hervorzurufen.

Diese Beobachtungstechnik eignet sich insbesondere zum Nachweis jupitergroßer Planeten in Umlaufbahnen mit großem Abstand zu ihrem Zentralstern. Das liegt daran, dass bei massereichen Planeten die Wackelbewegung mit dem Abstand zwischen Planet und Stern anwächst und für einen bestimmten Abstand der Umlaufbahn das Ausmaß der Wackelbewegung des Sterns mit der Masse des Planeten anwächst.

Von Juni 2018 an hat das Forscherteam für insgesamt anderthalb Jahre die Positionen des Sterns TVLM 513–46546 systematisch vermessen. TVLM 513–46546 ist ein kühler Zwergstern mit weniger als 10% der Masse unserer Sonne in Richtung des Sternbilds Bootes am Himmel. Zusätzlich nutzten die Astronomen noch neun frühere VLBA-Messungen dieses Sterns aus der Zeit zwischen März 2010 und August 2011.

Die umfassende Analyse aller Beobachtungsdaten des Sterns zeigt eine systematische Schwankung in den gemessenen Positionen des Sterns und ermöglicht daraus den indirekten Nachweis eines Planeten von Saturnmasse, der seinen Stern mit einer Periode von 221 Tagen umkreist. Dieser Planet hat einen geringeren Abstand von seinem Stern als Merkur von der Sonne.

Massearme kühle Sterne wie TVLM 513–46546 gehören zu den häufigsten in unserer Milchstraße vorkommenden Sternen und bei vielen von ihnen hat man kleinere Planeten gefunden, von der Masse her vergleichbar mit Erde oder Mars im Sonnensystem.

„Große Planeten wie Jupiter oder Saturn sollten bei massearmen Sternen wie diesem eigentlich eher selten vorkommen. Die astrometrische Beobachtungstechnik ist am erfolgreichsten beim Nachweis jupiterähnlicher Planeten in ausgedehnten Umlaufbahnen. Wir waren daher überrascht, einen masseärmeren Planeten von Saturngröße in einer relativ nahen Umlaufbahn um den Stern zu finden, während wir doch eher etwas von der Größe des Jupiter wesentlich weiter außen erwartet hätten“, sagt Salvador Curiel von der National Autonomous University in Mexiko. „Der Nachweis der Umlaufbewegung eines masseärmeren Planeten in einer so nahen Umlaufbahn war schon eine Herausforderung“, fügt er hinzu.

Bisher sind über 4.300 Planeten in Umlaufbahnen um andere Sterne gefunden worden, aber der Planet um TVLM 513–46546 ist erst der zweite, der mit Hilfe der astrometrischen Beobachtungstechnik nachgewiesen werden konnte. Eine andere sehr erfolgreiche Methode zum Nachweis extrasolarer Planeten, die sogenannte Radialgeschwindigkeitstechnik, beruht ebenfalls auf dem gravitativen Einfluss eines Planeten auf seinen Mutterstern. Diese Technik weist die winzige Beschleunigung des Sterns in Richtung oder entgegengesetzt zur Richtung der Erde nach, die durch die Bewegung des Sterns um das gemeinsame Baryzentrum verursacht wird.

„Unsere Nachweismethode ergänzt die Radialgeschwindigkeitsmethode, die eher geeignet für Planeten in nahen Umlaufbahnen um den jeweiligen Stern ist, während die astrometrische Methode besser geeignet ist, um massereiche Planeten in weiter entfernten Umlaufbahnen um ihre Sterne zu finden“, erklärt Gisela Ortiz-Leon vom Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie. „Tatsächlich konnten mit den anderen Methoden nur wenige Planeten gefunden werden, die in ihren Eigenschaften wie Masse, Größe der Umlaufbahn und Masse des Muttersterns unserem neugefundenen Planeten gleichen. Wir nehmen an, dass mit dem VLBA oder allgemein mit der astrometrischen Methode noch eine große Zahl weiterer Planeten mit ähnlichen Eigenschaften gefunden werden können.“

Eine dritte ebenfalls sehr erfolgreiche Methode zur Auffindung extrasolarer Planeten weist eine leichte Abdunklung im Licht eines Sterns nach, wenn der Planet von der Erde aus gesehen vor dem Stern vorbeizieht (ein sogenannter Transit).

Die astrometrische Methode ist erfolgreich im Aufspüren von nahegelegenen Doppelsternsystemen und wurde bereits im 19. Jahrhundert als eine mögliche Methode für die Entdeckung extrasolarer Planeten in Erwägung gezogen. Im Lauf der Jahre wurden wiederholt solche Entdeckungen angekündigt, die jedoch sorgfältiger Überprüfung nicht standhalten konnten. Die Schwierigkeit bei dieser Methode liegt darin, dass die vom Planeten verursachte Wackelbewegung des Sterns von der Erde gesehen so winzig ist, dass es eine ganz außergewöhnliche Präzision bei der Positionsbestimmung des Sterns erforderlich macht.

„Das VLBA mit seinen Einzelteleskopen in bis zu 8000 km Abstand ermöglicht ein extrem hohes Auflösungsvermögen und liefert uns die Genauigkeit, die für diese Entdeckung erforderlich war“, sagt Amy Mioduszewski vom National Radio Astronomy Observatory (NRAO). „Hinzu kamen Verbesserungen in der Empfindlichkeit des VLBA, die uns die Datenqualität lieferten, die wir für diese Arbeit benötigten“, fügt sie abschließend hinzu.

Hintergrundinformation
Das Forscherteam umfasst Salvador Curiel, Gisela N. Ortiz-León, Amy J. Mioduszewski und Rosa M. Torres. Gisela Ortiz-León, die Zweitautorin, arbeitet am Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR).

Das “Very Long Baseline Array” (VLBA) wird vom “National Radio Astronomy Observatory” (NRAO) betrieben, einer Einrichtung der “National Science Foundation” (NSF) unter einem Kooperationsvertrag der “Associated Universities, Inc.”.

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• Exoplanetensuche: Methoden & Programme

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Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie.

Das Neutrino-Ereignis IceCube 170922A, entdeckt mit dem IceCube-Neutrinoobservatorium am Südpol, kann mit hoher Wahrscheinlichkeit mit der aktiven Galaxie TXS 0506+056 in Verbindung gebracht werden, die in einer Entfernung von 3,8 Milliarden Lichtjahren liegt. TXS 0506+056 ist nur eine von zahlreichen aktiven Galaxien und es war zunächst rätselhaft, warum bis jetzt nur diese Galaxie ein von der Erde aus nachweisbares Neutrino erzeugt hat.

Ein internationales Forscherteam unter der Leitung von Silke Britzen vom Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie hat hochaufgelöste Radiobeobachtungen von TXS 0506+56 aus den Jahren 2009 bis 2018, also bevor und nach dem Neutrino-Ereignis, untersucht. Das Team erklärt die verstärkte Neutrinoaktivität während eines früheren Neutrinoausbruchs und das mit IceCube nachgewiesene Neutrino durch einen kosmischen Zusammenstoß innerhalb der Galaxie. Das Aufeinandertreffen von Materie im Wechselwirkungsbereich des Jets in der Umgebung eines supermassereichen Schwarzen Lochs könnte zur Erzeugung der Neutrinos geführt haben.

Die Ergebnisse wurden am 2. Oktober 2019 in der Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ veröffentlicht.

Am 12. Juli 2018 hat die IceCube-Kollaboration die Entdeckung des ersten hochenergetischen Neutrinos, IceCube-170922A, bekanntgegeben, das auf einen Ursprung in großer kosmischer Entfernung zurückgeführt werden konnte. Während der Ursprung in größerer Entfernung im Kosmos für Neutrinos schon lange Zeit vermutet wurde, ist dies das erste Mal, das die Herkunft eines Neutrinos aus einer fernen Galaxie bestätigt werden konnte. Die „Heimat“ des Neutrinos ist ein sogenannter aktiver galaktischer Kern („Active Galactic Nucleus“, AGN), eine Galaxie mit einem supermassereichen Schwarzen Loch als Zentralquelle. Ein internationales Forscherteam konnte nun den Entstehungsprozess für dieses Neutrino aufklären und fand den entsprechenden Vorgang zu einem Teilchenbeschleuniger auf der Erde: ein kosmischer Zusammenstoß von Materie aus Teilchenstrahlen oder Jets.

Aktive galaktische Kerne sind die energiereichsten Objekte in unserem Universum. Angetrieben durch supermassereiche Schwarze Löcher wird Materie auf die Zentralquelle akkretiert und Teilchenstrahlen bzw. Plasmaströme (sogenannte Jets) werden in den intergalaktischen Raum hinausgeschleudert. BL-Lac-Objekte (benannt nach dem Prototyp BL Lacertae im Sternbild Eidechse) bilden eine spezielle Klasse solcher AGN, bei denen der Jet zufällig in Richtung Erde ausgerichtet ist und die beobachtete Strahlung dominiert. Das Neutrino-Ereignis IceCube-170922A hat allem Anschein nach seinen Ursprung in dem BL-Lac-Objekt TXS 0506+056, einer Galaxie mit einer Rotverschiebung von z=0,34. Das entspricht einer Lichtlaufzeitentfernung von 3,8 Milliarden Lichtjahren. Untersuchungen der IceCube Collaboration von Archivdaten hatten zuvor Hinweise auf erhöhte Neutrino-Aktivität aus derselben Galaxie für die Zeit zwischen September 2014 und März 2015 ergeben.

Andere BL-Lac-Objekte zeigen Eigenschaften ganz ähnlich zu denen von TXS 0506+056. „Es war schon etwas rätselhaft, warum gerade diese Galaxie als Quelle für ein Neutrino-Ereignis identifiziert werden konnte“, erklärt Silke Britzen vom Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR), die Erstautorin der Veröffentlichung. „Wir wollten herausfinden, was TXS 0506+056 so speziell macht, um den Entstehungsprozess für Neutrinos zu verstehen und den Ort der Entstehung genauer zu lokalisieren. Dazu haben wir hochaufgelöste Radiobilder des Jets in dieser Quelle untersucht.“

Zu ihrer großen Überraschung fanden die Forscher eine nicht erwartete Wechselwirkung im Jet-Material von TXS 0506+056. Während das Plasma im Jet normalerweise gleichförmig in einer Art Strömungskanal fließt, scheint die Situation in dieser Galaxie anders zu sein. Das Team geht davon aus, dass sowohl die verstärkte Neutrinoaktivität während eines Neutrinoausbruchs in den Jahren 2014 und 2015 sowie das Einzelneutrino IceCube-170922A durch einen kosmischen Zusammenstoß innerhalb der Galaxie TXS 0506+056 erklärt werden können.

Diese kosmische Kollision kann zurückgeführt werden auf neu erzeugtes Jetmaterial, das auf einen älteren Jet auftrifft. Die stark gekrümmte Struktur des Jets in den Beobachtungen ist ein Beleg für eine solche Annahme. Eine weitere mögliche Erklärung ist die Kollision zweier Jets in der gleichen Quelle. In beiden Szenarien ist es die Kollision von Jetmaterial, die das Neutrino erzeugt.

Markus Böttcher von der North-West-Universität in Potchefstroom (Südafrika), ist Ko-autor der Veröffentlichung und hat die Modellrechnungen bzgl. Strahlung und Teilchenemission durchgeführt. „Die Kollision von Jetmaterial ist im Moment der einzige verfügbare Mechanismus, der die Entdeckung eines Neutrinos aus dieser Quelle erklären kann. Sie gibt uns auch wichtige Einsichten bzgl. des Jetmaterials und löst die lange bestehende Frage, ob die Jets eher aus leptonischem Material, also Elektronen und Positronen, oder aus hadronischem Material, also Elektronen und Protonen, oder aus einer Kombination von beidem bestehen. Zumindest ein Teil des Materials muss hadronisch sein, sonst hätten wir das Neutrino nicht entdeckt.“

Im Lauf der kosmischen Evolution unseres Universums scheinen Kollisionen von Galaxien recht häufig aufzutreten. Unter der Annahme, dass zwei miteinander kollidierende Galaxien beide ein supermassereiches Schwarzes Loch im Zentrum aufweisen, erzeugt die Kollision dieser Galaxien ein Paar von Schwarzen Löchern im Zentrum, das sich in immer geringer werdendem Abstand umkreist und schließlich miteinander fusioniert. Bei dieser Verschmelzung werden Gravitationswellen ausgesandt. Dieser Vorgang ist bei supermassereichen Schwarzen Löchern äquivalent zur Fusion wesentlich masseärmerer stellarer Schwarzer Löcher, deren Gravitationswellen mit den LIGO/VIRGO-Detektoren nachgewiesen werden konnten.

Aktive galaktische Kerne mit binären Schwarzen Löchern in einem geringen Abstand von nur wenigen Lichtjahren werden bereits seit langer Zeit gesucht. Sie dürften jedoch sehr selten und auch schwer zu identifizieren sein. Zusätzlich zum Nachweis der Kollision von Jetmaterie haben die Forscher auch Anzeichen für eine Präzession des zentralen Jets in TXS 0506+056 gefunden.

Dazu Michal Zajaček vom Zentrum für Theoretische Physik in Warschau, ein weiterer Ko-autor der Veröffentlichung: „Diese Präzession kann entweder durch ein binäres supermassereiches Schwarzes Loch erklärt werden oder aber durch den Lense-Thirring-Präzessionseffekt, wie von Einstein in der Allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagt. Letzterer könnte wiederum durch ein zweites supermassereiches Schwarzes Loch in etwas größerem Abstand im Zentrum der Galaxie ausgelöst worden sein. Beide Szenarien führen zu einer Änderung in der Ausrichtung des Jets, wie wir sie auch beobachten.“

Christian Fendt vom Heidelberger Max-Planck-Institut für Astronomie ist erstaunt: „Je näher wir an den Ursprung der Jets herankommen, desto komplizierter werden innere Struktur und Dynamik dieser Jets. Die binären Schwarzen Löcher erzeugen eine komplexe Struktur in dem ausgeworfenen Material, welches von den kosmologischen Modellen der Galaxienentstehung bei der Verschmelzung von Galaxien erwartet wird.“

Silke Britzen betont das wissenschaftliche Potential des Forschungsergebnisses: „Es ist phantastisch, dass wir die Erzeugung von Neutrinos durch detaillierte Analyse von Jets in Galaxien untersuchen können. Und es wäre wirklich ein Durchbruch, wenn mit unserer Veröffentlichung ein weiterer Kandidat für ein binäres Schwarzes Loch mit zwei Jets bestätigt werden könnte.“

Es scheint zum ersten Mal gelungen zu sein, die Kollision zweier Jets im Zentrum einer Galaxie auf Skalen von nur wenigen Lichtjahren zu bestätigen und die Entdeckung eines kosmischen Neutrinos auf eine Jetkollision zurückführen zu können.

Während TXS 0506+056 vielleicht nicht repräsentativ für die Klasse von BL-Lac-Objekten ist, könnte diese Quelle aber doch maßgeblich sein für die wiederholte Wechselwirkung des Materials zweier Jets und die dadurch hervorgerufene Erzeugung von Neutrinos.

Hintergrundinformation:
Das IceCube Neutrino-Observatorium wurde zur Erforschung des Kosmos tief im Eis der Antarktis errichtet. Mit Detektoren eines Volumens von einem Kubikkilometer Eis sucht IceCube nach nahezu masselosen Elementarteilchen, die als Neutrinos bezeichnet werden. Diese hochenergetischen Botschafter aus den Tiefen des Universums enthalten Informationen über einige der heftigsten astrophysikalischen Phänomene im Universum wie explodierende Sterne, Gammastrahlungsausbrüche, Schwarze Löcher und Neutronensterne.

MOJAVE (Monitoring Of Jets in Active galactic nuclei with VLBA Experiments) ist ein Langzeitprogramm zur systematischen Erfassung von Äderungen in der Gesamthelligkeit und Polarisation von Jets in Verbindung mit aktiven galaktischen Kernen (AGN) am Nordhimmel. Das Very Long Baseline Array (VLBA) umfasst ein Netzwerk von zehn Radioteleskopen, die von Socorro/New Mexico aus gesteuert werden und in einem interferometrischen Modus (Very Long Baseline Interferometrie, VLBI) miteinander verbunden sind.

BL-Lac-Objekte stellen eine besondere Unterklasse von aktiven galaktischen Kernen (AGN) dar. Als AGN wird ein kompakter Bereich im Zentrum bestimmter Galaxien bezeichnet, der eine wesentlich erhöhte Leuchtkraft in einem maßgeblichen Teil des elektromagnetischen Spektrums aufweist. Diese Leuchtkraft ist nichtthermischen Ursprungs und wird durch die Akkretion von Materie in der unmittelbaren Umgebung des zentralen supermassereichen Schwarzen Lochs erzeugt. Der Jet eines BL-Lac-Objekts ist geometrisch direkt auf den Beobachter gerichtet und zeigt demzufolge ein einzigartiges Radioemissionsspektrum.

Die Autoren der Originalveröffentlichung in “Astronomy & Astrophysics” sind Silke Britzen, Christian Fendt, Markus Böttcher, Michal Zajaček, Frederic Jaron, Ilya Pashchenko, Anabella Araudo, Vladimir Karas, und Omar Kurtanidze. Silke Britzen, die Erstautorin, und ebenso Michal Zajaček und Frederic Jaron haben eine MPIfR-Affiliation.

Neben dem MPIfR umfassen die Affiliationen der Ko-autoren das Max-Planck-Institut für Astronomie (Heidelberg), das Centre for Space Research (North-West University, Potchefstroom, Südafrika), das I. Physikalisches Institut der Universität Köln, das Zentrum für Theoretische Physik der polnischen Akademie der Wissenschaften in Warschau, das Institut für Geodäsie und Geoinformation der Universität Bonn, das Astro Space Center des Physikalischen Instituts Lebedev in Russland, das Astronomische Institut und das Institut für Physik der Tschechischen Akademie der Wissenschaften in Prag sowie das Abastumani-Observatorium in Georgien.

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Co-Autor dieses Artikels ist Günther Glatzel.

Ein Beitrag von Hans J. Kemm. Vertont von Dominik Mayer.

Aber es gab auch Ereignisse am Himmel ohne Hilfe von Hubble und Co. zu beobachten. Am 3. Oktober 2005, zwischen 9.45 Uhr und 10.05 Uhr MESZ begann im deutschsprachigen Raum eine *kleine Sonnenfinsternis* (partielle Phase), bei einem Sonnenstand von ca. 23,5° über dem Horizont. Nach ca. 68 Minuten bedeckte der Mond etwa 65 % der Sonnenscheibe, wobei die untere Sonnenhälfte abgedeckt wurde. Nach 99 Minuten war das Schauspiel vorbei.

Der Mond ist 4.527 Millionen Jahre (+/- 10 Millionen) alt. Das fanden im Jahr 2005 Wissenschaftler heraus und bestätigten damit auch das Alter unserer Erde. Anhand von Mondproben aus dem Apollo-Programm untersuchten sie eine Wolfram-Art, das Isotop Wolfram-182. Aus der unterschiedlichen Häufigkeit in den verschiedenen Proben, meinen die Wissenschaftler das genaue Alter berechnen zu können.

Von unseren Planeten im Sonnensystem war Mars das am intensivsten untersuchte Objekt. Mars hatte am 30. Oktober um 3.15 Uhr MEZ mit 0,46405 AE = 69.421.589 km seine größte Annäherung zur Erde. Der Rover Spirit hat bei seiner Exkursion auf der Mars-Oberfläche in den Columbia-Hills das Mineral Geothit (FeOOH) gefunden, welches durch Verwitterung von eisenhaltigen Mineralien entsteht. Somit ist bewiesen, dass es auf dem Mars Wasser gab. Aber auch die Polkappen, bestehend aus Kohlendioxid (Trockeneis), könnten einen geringen Anteil von gefrorenem Wasser enthalten.
In der Region Chryse Planitia hat das Spezialradar der Raumsonde Mars Express ein unterirdisches Eisfeld mit einem Durchmesser von 250 km entdeckt.

Der Ring-Planet Saturn, sowie seine Monde und Ringe standen ebenfalls im Fokus der Forschung. So wurden Polarlichter und eine Wärmekappe am Südpol des Planeten gefunden. Dank der Cassini Mission bekommen wir von den Monden des Saturn faszinierende Bilder geliefert.
Der Saturnmond Enceladus hat eine dünne Wasseratmosphäre, die sich ständig erneuert. Sein Vulkanismus könnte Hauptursache für die Existenz der Saturnringe sein. Außerdem bricht auch heute noch seine eisige Oberfläche auf. Aus diesen Rissen hervorquellendes Wasser bildet neues, kristallines Eis (helle Tigerstreifen).

Auf Titan, dem größten Mond des Saturn und dem zweitgrößten im Sonnensystem, gibt es offenbar keine Flüsse und Seen aus Methan (CH4). Wolken sind selten und lösen sich schnell auf. Bei dem dritten Cassini-fly-by am 15. Februar wurde ein großes Einschlagbecken mit ca. 450 km Durchmesser entdeckt.
Durch Einwirkung der Erosion ist die Struktur erheblich verändert. Das und die Aufnahmen von ausgetrockneten Flussläufen und anderen Beckenlinien führte zu der Vermutung, dass Regen eher selten ist, aber dann sintflutartig niedergeht.
Der kleine Saturnmond Prometheus und die Mini-Monde S/2004 S3 und S/2004 S6 wirbeln die Ringe, besonders den F-Ring, durcheinander und sorgen für spiralartige Strukturen und Speichen.

Neue Monde sind 2005 bei den Planeten Saturn, Pluto und Uranus gefunden worden, bei Uranus entdeckte man außerdem zwei weitere Ringe.

Mitte des Jahres entfachte ein heftiger Streit um die Erweiterung unseres kulturhistorischen Sonnensystems mit den vorhandenen 9 Planeten. Kurz nacheinander wurden drei KBO´s entdeckt, und zwar 2003 UB 313 Xena, 2003 EL 61 Santana und 2005 FY 9 Easterbunny. Diese Objekte entstammen dem Edgeworth-Kuiper-Belt, oder auch Kuiper Gürtel genannt. Der Kuiper Gürtel ist eine scheibenförmige Region, die sich hinter der Neptunbahn in einer Entfernung von 30 – 50 AE befindet. Die neu gefundenen Himmelskörper sollten nach Forderung von Astronomen als weitere Planeten, zu den schon vorhandenen, aufgenommen werden. Gegner dieser Überlegung lehnten das strikt ab. Um den Streit zu schlichten, schaltete sich die IAU in Paris ein und stellte einem Gremium aus Astronomen die Aufgabe, die Mindestanforderung an einen Planeten zu formulieren. Bei dieser Gelegenheit sollte dem Pluto das Prädikat Planet aberkannt werden. Es sind zwar einige Vorschläge gemacht worden, eine endgültige Entscheidung wurde aber nicht getroffen. Somit bleibt es vorerst bei 9 Planeten. Die neuentdeckten Objekte tragen den Titel Transneptune.

Im Bereich deepsky tat sich auch Einiges. Schlagartig wurden 2005 über 50 Exoplaneten entdeckt.
Exoplaneten sind Planeten außerhalb unseres Sonnensystems. Um diese Objekte nachweisen zu können, wurde das Spitzer-Weltraumteleskop eingesetzt. Spitzer konnte erstmals Anfang 2005 durch die Transitmethode (indirekte Nachweismethode) im Infrarotlicht den Nachweis einer sekundären Bedeckung eines heißen Planeten durch den Zentralstern erbringen. Aber auch erdgebundene Teleskope waren erfolgreich bei der Suche nach Exoplaneten. Im Februar 2005 erzielte das VLT der ESA Aufnahmen vom 2M1207 und im März konnte eine Gruppe von Astronomen der Uni-Sternwarte Jena einen Exoplaneten beim Stern GQ Lupi aufnehmen. Weitere Exoplaneten bei Gliese 876 und my Arae wurden dokumentiert. Aber diese Planeten sind nicht für latentes Leben geeignet, da sie Gasriesen oder „hot Jupiters“ sind, sie könnten aber Monde besitzen, die ähnlich der Erde, eine lebensfähige Basis haben.

Die Suche nach Planeten im Bereich der DBZ geht also weiter, vielversprechend ist die Mission COROT, die ab Oktober 2006 mit einem 27 cm Teleskop Helligkeitsschwankungen bei Sternen suchen soll.

Das Spitzer Weltraumteleskop hat noch weitere hervorragende Bilder aufgenommen. Beim ca. 135 Lj. entfernten Stern HD 12039, Typ G, sonnenähnlich aber erst 30 Millionen Jahre alt, konnte es die Infrarotstrahlung eines Asteroidengürtels nachweisen. Diese Situation entspricht der während der Bildung des Sonnensystems vor 4,6 Milliarden Jahren.
Bei dem bisher kleinsten entdeckten Stern, ein brauner Zwerg, Cha 110913, wurde eine Staub- und Gasscheibe gesichtet. Cha ist selbst erst 2 Millionen Jahre alt, befindet sich also noch im stellaren Säuglingsalter. Eine mögliche Entstehung von Planeten in diesem Mini-Sonnensysten würde noch mehrere Millionen Jahre dauern.

Wissenschaftler haben jetzt mit dem VLBA, eine Kette von Radioteleskopen in den USA, den genauen Abstand der Sonne zum außenliegenden Perseus-Arm in unserer Milchstrasse gemessen. Nach 5 Messungen in diesem Jahr kamen sie auf ein Ergebnis von 6.380 Lj. Unsere Sonne befindet sich im kurzen, eher unscheinbaren Orion-Arm, 26.500 Lj. vom galaktischen Zentrum entfernt.

Kontrovers wurde über dunkle Materie und dunkle Energie diskutiert. Mittlerweile halten einige kluge Köpfe das Konstrukt für überflüssig, andere erreichen Vereinfachungen, indem sie zusätzliche Dimensionen aus der String-Theorie in die Kosmologie übernehmen und damit gute mathematische Modelle erhalten. Auch wurden neue Kandidaten für die dunkle Materie gefunden, die aber immer nur ein paar Prozentpunkte liefern.

Dem schwarzen Loch im Zentrum unserer Galaxis, Sagittarius A*, ist man wieder ein Stück näher gekommen. Seine räumliche Ausdehnung kann mittlerweile mit ca. 1 AE angegeben werden. In seiner Umgebung vermuten die Wissenschaftler Tausende kleiner Singularitäten. Außerdem ließ sich anhand der Anregung einer nahen Gaswolke zurückliegende Aktivität nachweisen.

Einweihungen und first lights konnte man 2005 für mehrere Teleskopanlagen feiern. Condor, ein neuartiger Detektor für das APEX wurde in Betrieb genommen. Das LBT lieferte mit einem der 2 neuen 8,4 m Spiegel die ersten fantastischen Aufnahmen. Der Bau des Pierre-Auger-Observatory wurde gestartet, das 11 m-Teleskop Salt wurde am 9. November eingeweiht und der Startschuss für die Verwirklichung des Projektes ALMA gegeben.

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