Quasare gehören zu den leuchtendsten Objekten im bekannten Universum. Sie kommen in den Kernen entfernter Galaxien vor und werden von supermassereichen Schwarzen Löchern angetrieben. Gas strömt mit hoher Geschwindigkeit spiralförmig in diese Schwarzen Löcher. Durch die Reibung entstehen enorme Lichtmengen. Manche Quasare überstrahlen jeden Stern in ihrer Heimatgalaxie. Diese Helligkeit ermöglicht es Astronomen, sie aus einer Entfernung von Milliarden Lichtjahren zu sehen.
Was genau ist ein Quasar?
Ein Quasar ist eine kompakte Region im Zentrum einer Galaxie. Es gibt enorme Mengen an Energie ab. Diese Energie entsteht durch Akkretion. Materie fällt in ein supermassereiches Schwarzes Loch. Der Prozess setzt mehr Energie frei als die Kernfusion. Das macht Quasare unglaublich hell. Es handelt sich um punktförmige Lichtquellen. Frühe Teleskope konnten sie nicht auflösen. Sie sahen aus wie Sterne. Daher der Name „quasi-stellare Radioquelle“. Heute wissen wir, dass es sich nicht um Sterne handelt. Sie sind aktive galaktische Kerne.
Wie wurden Quasare entdeckt?
Quasare wurden erstmals in den 1960er Jahren identifiziert. Astronomen nutzten Radioteleskope, um starke Emissionen aufzuspüren. Diese Quellen stimmten mit keinem bekannten Stern überein. Ihre Spektren zeigten große Rotverschiebungen. Dies deutete darauf hin, dass sie sehr weit entfernt waren. Die Rotverschiebung implizierte große Entfernungen. Dennoch waren sie hell. Das war rätselhaft. Wie kann etwas bisher so hell sein? Die Antwort lag im Schwarzen Loch. Der Energieausstoß war immens.
Warum sind Quasare wichtig?
Quasare helfen uns, das frühe Universum zu verstehen. Sie existieren in großen Entfernungen. Licht von Quasaren braucht Milliarden von Jahren, um uns zu erreichen. Wir sehen sie wie früher. Dies liefert eine Momentaufnahme des jungen Universums. Quasare offenbaren auch das Wachstum von Schwarzen Löchern. Sie zeigen, wie sich Galaxien entwickeln. Die Wechselwirkung zwischen Schwarzen Löchern und ihren Wirtsgalaxien ist von entscheidender Bedeutung. Quasare sind Marker dieses Prozesses.
Wo können wir Quasare finden?
Quasare kommen in den Zentren von Galaxien vor. Sie sind über den Himmel verstreut. Teleskope wie Hubble und James Webb entdecken sie. Sie sind in Weltraumuntersuchungen sichtbar. Ihre Standorte helfen bei der Kartierung des Universums. Quasare befinden sich nicht in der Nähe unserer Milchstraße. Sie sind distanziert. Der nächste bekannte Quasar ist noch weit entfernt. Es liegt Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernt.
Welche Quasare sind die hellsten?
Einige Quasare sind außergewöhnlich hell. Sie können ihre gesamte Wirtsgalaxie überstrahlen. Dadurch sind sie auch aus extremer Entfernung sichtbar. Die hellsten Quasare haben eine Leuchtkraft von Billionen Sonnen. Sie gehören zu den am weitesten entfernten beobachteten Objekten. Ihre Helligkeit ermöglicht ein detailliertes Studium. Astronomen können ihre Spektren analysieren. Dies offenbart die Zusammensetzung ihrer Umgebung.
Wie wirken sich Quasare auf ihre Wirtsgalaxien aus?
Quasare beeinflussen ihre Muttergalaxien. Der Energieausstoß kann Gas aus der Galaxie vertreiben. Dies kann die Sternentstehung stoppen. Quasare regulieren das Galaxienwachstum. Sie sind Teil einer Feedbackschleife. Schwarze Löcher und Galaxien entwickeln sich gemeinsam. Die Untersuchung von Quasaren hilft uns, diesen Zusammenhang zu verstehen. Es ist ein Schlüsselgebiet der modernen Astronomie.
Die Zukunft der Quasarforschung
Neue Teleskope verbessern unsere Sicht. Das James-Webb-Weltraumteleskop entdeckt schwächere Quasare. Es blickt weiter in die Vergangenheit zurück. Dies ermöglicht
Warum Quasare wie Sterne aussehen (aber keine sind)
Der Name stammt aus einer astronomischen Verwirrung. In den 1950er Jahren suchten Forscher den Himmel nach Funksignalen ab. Die meisten Quellen orientierten sich an normalen Galaxien. Bei einigen war das nicht der Fall.
Diese Ausreißer befanden sich in der Nähe der Ebene der Milchstraße. Sie sahen aus wie schwache blaue Sterne. Einige hatten unscharfe Lichthöfe. Teleskope konnten sie auf den ersten Blick nicht von normalen Sternen unterscheiden.
Also bekamen sie einen ungeschickten Namen. Quasi-stellare Radioquellen. Bis 1964 auf Quasar verkürzt.
Das Etikett blieb hängen. Es beschrieb, wie sie aussahen. Nicht das, was sie waren.
Das Geheimnis der blauen Halos
Diese unscharfen Lichthöfe waren nicht nur visuelles Rauschen. Sie deuteten auf etwas Größeres hin. Etwas Helleres.
Quasare werden von supermassereichen Schwarzen Löchern angetrieben. Sie sitzen in den Zentren entfernter Galaxien. Das Licht, das wir sehen, ist die Akkretionsscheibe. Der Halo ist die Wirtsgalaxie. Doch frühe Teleskope sahen nur den hellen Kern.
Es sah aus wie ein Stern. Es verhielt sich wie ein Star. Das war es nicht.
Wie wir es herausgefunden haben
Als den Astronomen klar wurde, dass Quasare keine Sterne waren, schauten sie genauer hin. Rotverschiebungsmessungen zeigten, dass sie unglaublich weit entfernt waren. Wenn sie in dieser Entfernung so hell waren, mussten sie unvorstellbar energiereich sein.
Der Name war eine Fehlbezeichnung. Das Objekt war das Herz einer Galaxie. Aber der Begriff „Quasar“ blieb bestehen. Das ist einfacher, als „ultra-leuchtender aktiver galaktischer Kern“ zu sagen.
Wir verwenden immer noch den alten Namen. Für den blauen Stern war das kein Stern.
Das Rotverschiebungsgeheimnis und die Größenordnung der Quasare
Die optischen Spektren dieser seltsamen, sternähnlichen Objekte ergaben keinen Sinn. Emissionslinien erschienen bei Wellenlängen, die keiner bekannten Himmelsquelle entsprachen. Es war ein Rätsel, das Astronomen verblüffte, bis Maarten Schmidt, ein niederländisch-amerikanischer Astronom, es 1963 löste. Er erkannte, dass das Muster in 3C 273 – dem hellsten bekannten Quasar – tatsächlich aus Wasserstoffatomen bestand, die durch kosmische Expansion gestreckt wurden. Die Rotverschiebung betrug 0,158. Das bedeutete, dass jede Wellenlänge 1,158-mal länger war als eine Labormessung.
Wenden Sie das Hubble-Gesetz an, erhalten Sie eine Entfernung von über zwei Milliarden Lichtjahren. Das ist weit. Helle Galaxienhaufen existierten in ähnlichen Entfernungen. Aber 3C 273? Sie überstrahlte die hellsten Einzelgalaxien in diesen Galaxienhaufen um den Faktor 100. So weit entfernt war noch nie etwas so Helles gesehen worden.
Das Dichteproblem
Die fortgesetzten Beobachtungen brachten eine noch seltsamere Überraschung. Die Helligkeit des Quasars schwankte auf Zeitskalen von nur wenigen Tagen stark. Die Physik schreibt vor, dass ein Objekt seine Geschwindigkeit nicht schneller ändern kann, als Licht es durchqueren kann. Die Gesamtgröße eines Quasars durfte also nicht größer als ein paar Lichttage sein.
Kompakt. Leuchtend. Unmöglich.
Wenn etwas so klein und so hell ist, sollte der innere Strahlungsdruck es auseinander sprengen. Das Einzige, was eine selbstzerstörerische Explosion stoppen kann, ist die Schwerkraft. Um sich gegen seine eigene Blendung behaupten zu können, muss ein Quasar massiv sein. Mindestens eine Million Sonnenmassen. Dies ist die Eddington-Grenze, benannt nach Arthur Eddington. Es ist der Wendepunkt, an dem der nach außen gerichtete Strahlungsdruck die nach innen gerichtete Schwerkraft ausgleicht.
Die Astronomen standen also vor einem Rätsel. Wie wiegt ein Objekt von der Größe unseres Sonnensystems eine Million Sterne und überstrahlt eine Galaxie mit 100 Milliarden Sternen?
Zuwachs und das Ende der Kontroverse
Die Antwort kam schnell nach Schmidts Entdeckung. Unabhängig davon schlugen die russischen Astronomen Yakov Zel’dovich und Igor Novikov sowie der Österreich-Amerikaner Edwin Salpeter die gleiche Lösung vor: Akkretion durch Schwerkraft auf supermassive Schwarze Löcher.
Einige Astronomen hassten es. Die Vorstellung einer so hohen Leuchtkraft auf so kleinem Raum war unerfreulich. Sie schlugen Alternativen vor. Diese Theorien argumentierten, dass sich Quasare tatsächlich nicht in diesen großen Entfernungen befanden. Ihre Rotverschiebungen waren nicht kosmologisch. Diese alternativen Interpretationen sind inzwischen diskreditiert. Es gibt noch ein paar Anhänger, aber sie sind Ausreißer.
Die Kontroverse um die Rotverschiebung endete Anfang der 1980er Jahre. Der amerikanische Astronom Todd Boroson und der Kanadier John Beverly Oke haben es bewiesen. Sie zeigten, dass die unscharfen Halos, die einige Quasare umgeben, nur Sternenlicht der Muttergalaxie waren. Und diese Galaxien? Sie hatten hohe Rotverschiebungen. Die Entfernung war real.
Von Radioquellen zu QSOs
1965 wurde klar, dass Quasare nur die Spitze des Eisbergs waren. Sie waren Teil einer größeren Population ungewöhnlich blauer Quellen. Bei den meisten handelte es sich um schwächere Radioquellen, die für frühe Vermessungen zu schwach waren. Diese größere Gruppe teilte alle Quasareigenschaften mit Ausnahme der extremen Radioleuchtkraft. Sie wurden „quasi-stellare Objekte“ oder QSOs genannt.
Seit den 1980er Jahren betrachten Astronomen QSOs als die leuchtstarke Variante einer noch größeren Klasse: aktive galaktische Kerne oder AGNs. Die Versionen mit geringerer Leuchtkraft sind Seyfert-Galaxien, benannt nach Carl K. Seyfert, der sie 1943 erstmals identifizierte.
Quasare effizient finden
Die ersten Quasare wurden als Radioquellen entdeckt. Aber Astronomen erkannten schnell, dass sie sie schneller finden konnten, indem sie nach Objekten suchten, die blauer als normale Sterne waren. Die Methode ist unkompliziert. Fotografieren Sie große Himmelsbereiche durch zwei oder drei verschiedenfarbige Filter. Vergleichen Sie die Bilder. Finden Sie die ungewöhnlich blauen Objekte. Mit Spektroskopie überprüfen.
Dies bleibt die primäre Technik. Es hat sich natürlich weiterentwickelt. Der Film wurde durch elektronische ladungsgekoppelte Bauelemente (CCDs) ersetzt. Die Untersuchungen erstreckten sich auf Infrarotwellenlängen. Mehrere Filter isolieren nun Quasare mit unterschiedlichen Rotverschiebungen in verschiedenen Kombinationen.
Es gibt auch andere Möglichkeiten. Sucht nach sternähnlichen Quellen mit unregelmäßigen Helligkeitsschwankungen. Röntgenuntersuchungen aus dem Weltraum. Hohe Röntgenemissionen gelten als sicherer Indikator für ein akkretierendes Schwarzlochsystem.
Physikalische Struktur von Quasaren
Denken Sie an die schiere Größe des Motors im Herzen eines Quasars. Wir sprechen von einem Schwarzen Loch mit einer Masse, die zwischen einer Million und mehreren Milliarden Mal so groß ist wie die unserer Sonne. Diese Monster sitzen ruhig im Zentrum vieler großer Galaxien. Aber wenn sie essen, leuchten sie.
In etwa 5 bis 10 Prozent dieser Galaxien geht es chaotisch zu. Gas fällt in die tiefe Schwerkraftquelle des Schwarzen Lochs. Es nimmt Fahrt auf. Es häuft sich. Die Reibung und die Hitze verwandeln die einfallende Materie in Glühlampen und bilden eine schnell rotierende Akkretionsscheibe knapp außerhalb des Ereignishorizonts.
Es gibt eine feste Obergrenze dafür, wie schnell ein Schwarzes Loch fressen kann. Es wird das Eddington-Limit genannt. Wenn ein Schwarzes Loch zu schnell Materie ansammelt, erzeugt die entstehende Wärme so viel Strahlungsdruck nach außen, dass das einströmende Gas weggeblasen wird. Die Fütterung stoppt. Die Natur erzwingt ein Tempolimit für die Völlerei.
Was macht einen Kern also „aktiv“? Die meisten großen Galaxien – 90 bis 95 Prozent von ihnen – sind derzeit ruhig. Sie sind keine Quasare. Ein aktiver galaktischer Kern ist anders, weil sein Schwarzes Loch aktiv verbraucht. Es verschlingt jedes Jahr ein paar Sonnenmassen an Materie. Wenn es etwa 1 Prozent oder mehr der Eddington-Rate frisst, ist die Energieausbeute atemberaubend. Wir sprechen hier von einer Gesamtleuchtkraft von etwa 10^39 Watt. Vergleichen Sie das mit den bescheidenen 4 × 10^26 Watt der Sonne. Die Mathematik ist brutal.
Die Anatomie eines Quasars
Jenseits des Schwarzen Lochs und der leuchtenden Scheibe haben Quasare ein kompliziertes Inneres. Direkt hinter der Akkretionsscheibe finden Sie Gaswolken, die sich mit wahnsinnigen Geschwindigkeiten bewegen. Diese Wolken umkreisen die innere Struktur und absorbieren energiereiche Strahlung von der Scheibe. Sie verarbeiten es erneut und emittieren breite Spektrallinien von Wasserstoff und anderen ionisierten Atomen. Diese Linien sind der Fingerabdruck eines Quasars.
Weiter draußen, immer noch größtenteils in der Ebene der Akkretionsscheibe, liegen staubbeladene Gaswolken. Sie können den Quasar selbst verdecken und je nach Blickwinkel den zentralen Motor ausblenden.
Dann sind da noch die Jets. Einige Quasare stoßen entlang der Rotationsachse stark gebündelte Plasmastrahlen aus. Diese Jets bewegen sich mit Geschwindigkeiten, die der Lichtgeschwindigkeit nahe kommen. Sie emittieren Strahlung im Röntgen-, Radio- und manchmal optischen Wellenlängenbereich. Es ist ein kosmischer Leuchtturm, der Energiestrahlen durch das Universum schwebt.
Warum Orientierung wichtig ist
Aufgrund dieser komplexen Struktur hängt das Aussehen eines Quasars ganz von Ihrem Standpunkt ab. Insbesondere hängt es vom Winkel der Rotationsachse der Akkretionsscheibe relativ zu Ihrer Sichtlinie ab.
Wenn Sie in den Lauf des Jets hineinblicken, sehen Sie etwas ganz anderes, als wenn Sie von der Kante auf die Scheibe schauen. Aufgrund dieser Geometrie treten die Akkretionsscheibe, die Emissionslinienwolken und die Jets mehr oder weniger hervor. Wir beobachten eine Vielzahl von Phänomenen, aber physikalisch sind viele dieser Quellen ähnlich. Wir sehen sie nur aus verschiedenen Blickwinkeln.
Entwicklung von Quasaren
Warum wir im frühen Universum mehr Quasare sehen
Das Universum war nicht immer so ruhig. Wenn wir in den tiefen Kosmos blicken, blicken wir in die Vergangenheit zurück. Da Licht Zeit braucht, um uns zu erreichen, werden Objekte in größeren Entfernungen so gesehen, wie sie es vor Milliarden von Jahren waren. Aus diesem Grund steigt die Anzahldichte von Quasaren mit der Rotverschiebung dramatisch an. Es ist nicht nur so, dass es weit entfernt mehr davon gibt. Es liegt einfach daran, dass sie in der Vergangenheit häufiger vorkamen.
Dieser Trend erreicht seinen Höhepunkt, als das Universum etwa drei Milliarden Jahre alt war. Das ist etwa zehn Milliarden Jahre nach dem Urknall. Davor war die Bevölkerung noch im Aufbau. Die am weitesten entfernten Quasare, die wir kennen, entstanden weniger als eine Milliarde Jahre nach dem Beginn aller Dinge.
Die episodische Natur des Schwarzlochschmauses
Einzelne Quasare sind keine Dauerbrenner. Sie entstehen, wenn zentrale Schwarze Löcher beginnen, mit rasanter Geschwindigkeit Gas zu fressen. Dies geschieht häufig nach einer Galaxienverschmelzung. Das Schwarze Loch wächst. Es glänzt. Aber es hält nicht an.
Die Quasaraktivität ist episodisch. Eine einzelne Episode könnte etwa eine Million Jahre dauern. Die Gesamtlebensdauer? Ungefähr zehn Millionen Jahre. Das ist ein Wimpernschlag in der kosmischen Zeit. Schließlich hört die Fütterung auf. Das Schwarze Loch ruht. Es versteckt sich im Zentrum einer riesigen Galaxie und wartet.
Dieser Lebenszyklus verläuft bei den schwersten Schwarzen Löchern am schnellsten. Sie brennen hell und sterben jung. Weniger massereiche Schwarze Löcher brauchen ihre Zeit. Heute sind die aktiven galaktischen Kerne (AGN), die wir sehen, hauptsächlich Seyfert-Galaxien mit geringer Leuchtkraft und kleineren Schwarzen Löchern. Die Riesen schlafen bereits.
Wie Schwarze Löcher ihre Wirte kontrollieren
Es besteht ein enger Zusammenhang zwischen der Masse eines Schwarzen Lochs und der Masse seiner Muttergalaxie. Es ist seltsam, weil das Schwarze Loch im Vergleich zur Galaxie winzig ist. Es macht nur etwa 0,1 Prozent der Gesamtmasse aus. Dennoch birgt es den Schlüssel zur Zukunft der Galaxie.
Während der Quasarphase setzt das Schwarze Loch intensive Strahlung frei. Es treibt Massenabflüsse voran. Es schießt Düsen ab. Diese Kräfte erhitzen das interstellare Medium. Sie können das Gas sogar vollständig aus der Galaxie blasen.
Dies hat zwei wesentliche Auswirkungen. Erstens stoppt es die Sternentstehung. Ohne Gas können keine neuen Sterne geboren werden. Zweitens unterbricht es die eigene Treibstoffversorgung des Quasars. Das Schwarze Loch verhungert. Sowohl die Sternmasse als auch die Masse des Schwarzen Lochs erstarren. Die Galaxie und ihr zentrales Monster wachsen zusammen auf.
