Benutzer:As2Wi/Sandkiste:Aktiver galaktischer Kern

Dies hier ist die Sandkastenversion des Lemmas aktiver galaktischer Kern

Entdeckungsgeschichte

NGC 1068, aufgenommen im Rahmen der 2MASS-Durchmusterung

Die ersten Objekte, die heutige Astronomen zu den aktiven galaktischen Kernen zählen, wurden bereits zu Beginn des zwanzigsten Jahrhunderts entdeckt. Im Jahre 1909 veröffentlichte Edward Fath vom Lick-Observatorium seine Beobachtungen der Spektrallinien ferner Spiralgalaxien. Überraschenderweise enthielt das Spektrum des Spiralnebels NGC 1068 nicht nur Absorptionslinien, wie sie zu erwarten waren, wenn die Strahlung der Galaxie weitgehend auf das Licht ihrer Sterne zurückgeht, sondern auch Emissionslinien — charakteristisch für Gas, das z.B. durch hochenergetische Strahlung oder Schockwellen ionisiert wird, und ein Kennzeichen beispielsweise von planetarischen Nebeln.

Die ersten systematischen Studien von Galaxienkernen, deren Spektrum Emissionslinien aufweist, gehen auf Carl Seyfert zurück, der in den 1940er Jahren nachwies, dass sich diese Linien systematisch von den Emissionslinien etwa von HII-Regionen unterscheiden. Systematische spektroskopische Untersuchungen zeigten, dass es zwei Klassen solcher Galaxien gibt: heute als Seyfert 1 bezeichnete Exemplare mit schmalen und verbreiterten Emissionslinien sowie Seyfert 2-Galaxien, bei denen nur die schmalen Emissionslinien sichtbar sind.

Bild der aktiven Galaxie M 87, aufgenommen mit dem Hubble-Weltraumteleskop. Der rund 5000 Lichtjahre lange Jet ist deutlich zu sehen.

Unabhängig von den Emissionslinien-Beobachtungen führte der Beginn der Radioastronomie nach Ende des Zweiten Weltkriegs ab den 1950er Jahren zu weiteren Entdeckungen. Nachdem zu neu entdeckten starke Radioquellen wie Cygnus A und Virgo A optische Gegenstücke identifiziert waren, zeigte sich, dass es sich auch hier um extragalaktische Objekte handelte, und zwar solche mit gewaltigen Strahlungsleistungen in der Größenordnung von 10³⁵ bis 10³⁸ Watt. Noch extremere Verhältnisse ergaben sich Anfang der 1960er Jahre für die Quasare, deren optische Gegenstücke sternartig erschienen (das heißt: bei der gegebenen Auflösung nicht von einer Punktquelle zu unterscheiden waren), deren große Rotverschiebung allerdings nahelegte, dass es sich um extragalaktische Quellen handelte. Mit dem Beginn der Röntgenastronomie Anfang der 1960er Jahre zeigte sich, dass einige der prominentesten aktiven Galaxienkerne auch als helle Röntgenquellen in Erscheinung traten.

Der aus Helligkeit und Entfernungsschätzungen erschlossene gewaltige Energieausstoß der aktiven Objekte – zunächst der Radiogalaxien, dann ganz besonders der Quasare –, führte bereits Mitte der 1960er Jahre zu der Vermutung (Hoyle und Fowler, Seldowitsch, Salpeter), dass dort eine der effektivsten Formen der Energieumwandlung zum Zuge kommt: die Freisetzung von Gravitationsenergie bei der Akkretion von Materie auf kompakte Objekte. Als wahrscheinlichste Kandidaten für die benötigten kompakten Zentralobjekte kristallisierten sich Schwarze Löcher heraus (Seldowitsch, Salpeter, Lynden-Bell).

Parallel dazu sammelten sich die Hinweise auf Verbindungen zwischen den verschiedenen Klassen aktiver Objekte. Ab Anfang der 1980er Jahre gelang es, rund um Quasare Spuren der sie umgebenden Galaxien nachzuweisen. Mitte der 1980er Jahre fanden Antonucci und Miller, dass die Seyfert-2-Galaxie NGC 1068 bei Beobachtungen der polarisierten Anteile des Lichts ähnliche verbreiterte Emissionslinien aufweist wie eine Seyfert-2-Galaxie. Dies weist darauf hin, dass die schnell bewegten Gaskomponenten auch im Falle von Seyfert-2-Galaxien vorhanden, aber hinter absorbierenden Wolken verborgen sind; bei direkten Beobachtungen wird das abgedämpfte Licht der breiten Linien bei weitem überstrahlt; bei der Einschränkung auf polarisiertes Licht sind die Beiträge des an Elektronen reflektierten (und auf diese Weise polarisierten) lichts der breiten Linien nachweisbar.

Aus diesen und weiteren Beobachtungen entwickelte sich in den späten 1980er und frühen 1990er Jahren ein vereinheitlichtes Modell der aktiven Galaxienkerne, das all die erwähnten Objekte – Seyfert-Galaxien, Quasare, Blazare, Radiogalaxien – als unterschiedliche Erscheinungsformen ein und derselben Sorte von System auffasst: einem super assereichen Schwazen Loch, umgeben von einer Akkretionsscheibe und weiterem Material, das zum Teil abschirmend wirkt, zum Teil zum eigenen Leuchten angeregt wird.

• Liste wichtiger Surveys?

Standardmodell

Datei:Galaxies AGN Inner-Structure-of.jpg

Platzhalter für ein besseres Schemabild

Das heutige vereinheitlichte oder Standardmodell aktiver Galaxienkerne postuliert für diese Objekte eine einheitliche Struktur: im Inneren befindet sich ein supermassereiches Schwarzes Loch. Dessen Schwarzschildradius des schwarzen Lochs liegt dabei typischerweise bei um die 2 astronomischen Einheiten, entsprechend ruhd 16 Lichtminuten und einer Masse von rund 100 Sonnenmassen. Quelle der Energie, die AGNs abstrahlen, ist die beim Einfall von Materie auf die Akkretionsscheibe (und von dort weiter in Richtung auf das schwarze Loch) freigesetzte Bindungsenergie. Im Abstand zwischen 10 und 100 Lichttagenvon der Scheibe befindet sich Materie, die schnell um das schwarze Loch kreist und durch die intensive Wärmestrahlung der Scheibe zum Leuchten angeregt wird; von ihr, aus der sogenannten broad line region, stammt die Strahlung der stark verbreiterten Emissionslinien.

Die Akkretionsscheibe ist außerdem verantwortlich für das Entstehen eines eng gebündeltenJets schneller Teilchen, der senkrecht zur Scheibenebene in zwei entgegengesetzte Richtungen in den Raum hinein reicht und Längen im Bereich von tausenden oder sogar Millionen Lichtjahren erreichen kann. Seinen Ausgang nimmt der Jet in einer im Vergleich dazu winzigen, nämlich nur rund einen Lichttag großen zentralen Region (radio core) rund um die Akkretionsscheibe.

Im Abstand von einigen bis einigen Dutzend Lichtjahren vom Zentrum ist der innere Teil des Systems von einem ausgefransten, dickem Staubring umgeben: dem Staubtorus, der genau so ausgerichtet ist wie die Akkretionsscheibe selbst. Das energierreiche UV-Licht der Akkretionsscheibe wird von diesem Staubtorus abgeschirmt. Oberhalb und unterhalb der Torusöffnung finden sich dagegen bis im Abstand von einigen hundert Lichtjahren Regionen, in denen das dort vorhandene Gas ionisiert und so zum Leuchten angeregt wird. Diese narrow line region ist die Quelle der schmalen Emissionslinien aktiver Galaxienkerne.

Das gesamte System ist eingebettet in die Zentralregion, den sogenannten bulge einer Galaxie, einer kugelförmigen Sternverteilung mit einem typischen Radius von rund 15.000 Lichtjahren.

Erklärungen für die unterschiedlichen Erscheinungsbilder aktiver Galaxien

Datei:Galaxies AGN Jet Properties-with-LoS.jpg

Unification by viewing angle. From bottom to top: down the jet - Blazar, at an angle to the jet - Quasar/Seyfert 1 Galaxy, at 90 degrees from the jet - Radio galaxy / Seyfert 2 Galaxy

Aus der Struktur des Standardmodells ergeben sich die unterschiedlichen Erscheinungsbilder wie folgt. Zum einen können sich aktive Galaxienkerne durch ihren Aktivitätslevel unterscheiden, maßgeblich bestimmt durch die Akkretionsrate. Die Aktivität von Quasaren ist dabei sehr hoch, so dass der aktive Kern den Rest der Galaxie bei weitem überstrahlt; bei Seyfert-Galaxien ist der Kern ungleich leuchtschwächer, so dass er als helle Region der ansonsten gut sichtbaren umgebenden Galaxie erscheint. Dem Standardmodell zufolge sollte jeder Quasar demnach eine umgebende Galaxie (host galaxy) besitzen; dass mit immer besseren Beobachtungsmethoden immer mehr dieser Galaxien nachgewiesen werden können, bestätigt die Vorhersage.

Der Staubtorus schirmt die ionisierende UV-Strahlung der Akkretionsscheibe ab. Die broad line region (BLR) ist daher nur sichtbar, wenn Beobachter und aktiver Galaxienkern so zueinander orientiert sind, dass der Beobachter von oben unten in den Torus hineinschauen kann; dann sieht er die BLR und stellt im Spektrum stark verbreiterte Linien fest – so kommen im Standardmodell die Seyfert-1-Galaxien und die Quasare vom Typ 1 zustande.

Wird die Strahlung der BLR dagegen vom Staubtorus abgeschirmt, sind nur die schmalen Emissionslinien zu sehen. So kommt es zu Seyfert-2-Galaxien oder Quasaren vom Typ 2. Das erklärt auch, warum die breiten Linien bei Beobachtungen im polarisierten Licht noch sichtbar sein können: Ih dieser Situation ist von der BLR-Strahlung nur noch derjenige Anteil zu sehen, der nach oben bzw. unten aus dem Torus entweicht und danach erst in Richtung des Beobachters gestreut wird. Für sich genommen ist diese Strahlung zu schwach, um im Vergleich mit der Strahlung der schmalen Linien nachweisbar zu sein. Durch die Streuung ist dieser BLR-Anteil aber stark polarisiert; beschränkt man sich auf Messungen an polarisiertem Licht, ist dieser Anteil daher gut nachweisbar.

Ein weiterer, sehr seltener Orientierungseffekt tritt ein, wenn einer der Jets direkt oder fast direkt auf den Beobachter gerichtet ist. So erklärt das Standardmodell Blazare bzw., bei geringer Leuchtkraft, BL Lacertae-Objekte.

Für die Unterscheidung von radiolauten und radioleisen Quellen hat das Standardmodell dagegen keine einfache Erklärung anzubieten.

Rees, M. J. 1984, ARA&A, 22, 471 http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/March01/Rees/frames.html

Zentrales Schwarzes Loch

• Drehimpuls-Abfuhr-Problem auf dem letzten pc

Jet

Jets sind stark gebündelte Auströmungen hoher Geschwindigkeit, die meist bipolar, also in beiden entgegengesetzten Richtungen vom Zentralobjekt, auftreten. Jetquellen besitzen immer auch Akkretionsscheiben und starke Magnetfelder.

Man nimmt heute an, dass Jets magneto-hydrodynamisch beschleunigt und kollimiert werden und dass die ausströmende Materie aus der Akkretionsscheibe stammt (Modell von Blandford & Payne, 1982). Aber auch rein elektrodynamische Prozesse koennen eine wichtige Rolle spielen und z.B. die Rotationsenergie des Schwarzen Lochs im Zentrum des AGN nutzen.

Jets sind physikalisch signifikant für den Massen- und Drehimpulsverlust der Zentralquelle und den Energieeintrag in das umgebende Medium.

Viele Jets von AGN bewegen sich mit relativistischer Geschwindigkeit mit Lorentzfaktoren bis ungefähr 10-15, entsprechend 99,5 bis 99,8 Prozent der Lichtgeschwindigkeit. Projektionseffekte können dafür sorgen, dass die scheinbare Geschwindigkeit der Jetknoten am Himmel Überlichtgeschwindigkeit erreicht. Durch die hochrelativistische Geschwindigkeit wird die Strahlung der Jet-Knoten Doppler-verschoben, in einen kleinen Öffnungswinkel gebündelt (beaming), und verstärkt (boosting).

• Zusammenhang mit kosmischer Strahlung

Materiezufuhr

• Gas - Problem, Drehimpuls abzuführen
• Scheibeninstabilitäten vs. Spiralarme vs. Balken
• Galaxienzusammenstöße - Vermutung: Tiefe der Potenzialtöpfe bei massereicheren Galaxien könnten der einzige Weg sein

• Grenzen des Standardmodells?

Klassifikation

Die Einteilung der aktiven Galaxienkerne in verschiedene Klassen orientiert sich an Beobachtungsmerkmalen, insbesondere an Eigenschaften des Spektrums, an der Leuchtkraft des AGN selbst, der Leuchtkraft der ihn umgebenden Galaxie, und am Vorhandensein starker Radioemissionen ("radiolaut", "radioleise").

spielen bei diesen Eigenschaften zwei

ergeben sich diese Eigenschaften zum Teil aus

Klassifikation nach wenigen Parametern: physikalische vs. Beobachtungseigenschaften. Keiner kann die SL-Masse direkt beobachten.

Physikalisch: wichtigste Parameter

• SL-Masse
• Akkretionsrate
• Radio ist immer noch entkoppelt (Trend mit SL-Masse, aber extreeeem große Variation)
• Zusammenhang Akkretionsrate/Evolutionsstand: unklar. Möglicherweise: nach Verschmelzung hohe Rate; danach mit der Zeit niedriger (Gasreservoir erschöpft) - Simulationen und Modelle von de Lucia und Springel mit Video

Seyfert-Galaxien

Die Seyfert-Galaxie NGC 7742, aufgenommen mit dem Weltraumteleskop Hubble

Historisch gesehen sind Seyfert-Galaxien Objekte, die erkennbar die Struktur von Galaxien besitzen, und zusätzlich einen sehr hellen Kern aufweisen.

Standardmodell: High accretion rate.

Nach Abschnitt 2.1 in Peterson 1997.

• Nicht so hell wie Quasar
• Low luminosity geht so weit runter, bis das Signal von der Galaxie geschluckt wird. Technisches Problem - wenn man genau genug hinguckt, sollte man immer etwas finden (Milchstraße mit Röntgen- u. IR-Flares).

Zur Häufigkeit von Typ 1 und Typ 2 Galaxien: Viele Arbeiten beschäftigen sich mit der Frage, wie groß der relative Anteil von Typ-1- und Typ-2-Objekten an der Gesamtzahl der AGNs ist. Eine einfache Antwort auf diese Frage gibt es nicht, denn das Ergebnis scheint sowohl von Leuchtstärke des AGN als auch von der Selektionsmethode abzuhängen: So gibt es etwa in Infrarot oder optisch ausgewählten AGNs keine Abhängigkeit der Typ-2-Häufigkeit von bolometrischer Helligkeit (z.B. Elvis+ 1994), im Röntgenbereich scheint dies aber anders zu sein (z.B. Hasinger+ 2008) -- wenngleich ebenfalls umstritten (etwa Eckart+ 2006). Darüberhinaus gibt es Hinweise, dass die Typ-2-Häufigkeit auch von der Rotverschiebung abhängt. Eine möglichst genaue Abschätzungen der Gesamthäufigkeit von Typ-1- zu Typ-2-Objekten kann Rückschlüsse auf den typischen Öffnungswinkel (in statistischen Torus-Modellen: dem typischen Bedeckungsanteil) des AGN-Torus zulassen. Umgekehrt kann z.B. der Röntgen-Hintergrund zur näherungsweisen Bestimmung der AGN-Klassen-Häufigkeiten verwendet werden: Röntgenlicht, das uns gestreut erreicht (wie in Typ-2-Objekten) ist spektral von direkter Röntgenbeleuchtung unterscheidbar (Compton-Streuung). Darüberhinaus gibt es mehr und mehr Hinweise darauf, dass die starre Einordnung eines AGN in eine AGN-Klasse oft nicht zulässig ist. So haben z.B. Risaliti+ (2002, 2008) beobachtet, wie die Röntgenabsorption in AGNs zeitlich variiert und sich der Typ der Galaxie dabei (im Röntgenbereich) entsprechend von "Typ 1" zu "Typ 2" ändert (die AGN-Klassifizierung nach Typ 1 und Typ 2 wird allerdings im Optischen vorgenommen). Dies wurde mit sehr schnell vor dem AGN vorbeiziehenden dichten Gasklumpen erklärt, einer Art "Schwarzes-Loch-Finsternis". (© iLeo ;-)) Lawrence und Elvis (2010) fassen die derzeitige Lage so zusammen: Etwa 30% aller AGNs sind nicht verdeckt (obscured), 15% ein bißchen und 55% sehr stark verdeckt. Andere Studien finden in radioselektierten AGNs (etwa Lawrence 1991) eine starke Abhängigkeit des Typ-2-Anteils von der Radio-Leuchtkraft: So soll dieser Anteil größer als 90% sein bei niedrigen Radio-Leuchtkräften, bei weniger leuchtstarken Objekten aber auf 50% sinken. Dies führte zum "receding torus paradigm", der Vorstellung, dass AGN-Tori sich "zurückziehen" wenn sie von intensiverer Strahlung getroffen werden. (Verständlich wird das wenn man sich die Sublimationsradien von Staub anschaut, die unter anderem von der Leuchtkraft des zentralen Objekts abhängen. Allerdings ist die Staubabsorption wieder hauptsächlich für die Klassifizierung im optischen Bereich verantwortlich...) In optischen Studien, z.B. aus dem vollständigen Volumen-limitierten Revised Shapley-Ames-Katalog fanden Maiolino und Rieke (1995) ein Typ-2-Verhältnis von (56 +/- 10)%. Die Frage ist aber immer auch, wie genau man AGNs überhaupt klassifizierung kann: In der eben genannten Sammlung gibt es zum Beispiel auch 20% AGNs die je nach Autor als Typ 1R ("rote Typ-1-Galaxien") oder Seyfert 1.8/1.9 bezeichnet werden. In diesen AGNs sind die breiten Emissionslinien (Definition der Typ-1-Galaxien) rotverschoben (aufgrund von moderater Absorption durch Staub). Die im Röntgen gemessenen Gas-Säulendichten in diesen Galaxien liegen zwischen den stark abgeschatteten Typ-2- und den wenig blockierten Typ-1-Galaxien, so dass es Vermutungen gibt, dass zwei verschiedene Regionen für die Abschattung verantwortlich sind: Bei manchen Galaxien (Typ 1/2-Unterteilung) wäre das dann der nukleare Staub (der "eigentlich" Torus?), bei den Typ 1Rs Staub auf größeren (kpc) Skalen der aus den Sternentstehungsgebieten der Galaxie stammt. Nimmt man diese 1R-Galaxien mit den Typ-1-Galaxien erhält man auch aus den optischen Studien einen Typ-2-Anteil von 76%. Darüberhinaus gibt es dann noch die schwachbrüstigen AGNs, LINERs genannt (Low-Ionization Nuclear Emission Regions), die eine mehr oder weniger kontinuierliche Fortsetzung der AGN-Leuchtkraftskalen (von den extrem hellen Quasaren über Radiogalaxien zu Seyferts zu LINERs) zu sein scheinen.

Quasare

• Historisch: Quasi-stellar Radio source
• Historisch: Wo man keine Galaxie sieht, nur hellen Kern: Quasar (vs. Seyfert)
• Heutzutage: Eine Frage der Technik. Eigentlich sollte immer eine Galaxie da sein. Keine Hinweise auf nackte Quasare. Bahcall 1997 (1995?) - infrage gestellt, ob in sample tatsächlich keine Galaxie da ist (Datenreduktionsfehler)
• Heller als Seyfert
• Einteilung radiolaut, radioleise anhand von Radioleuchtkraft

Radiogalaxien

Falschfarbenbild der Radiogalaxie Cygnus A, basierend auf Daten des Very Large Array

Radiogalaxien zeichnen sich durch ihre hohe Radioleuchtkraft (Zahlenwert?) aus. Als typische Struktur weisen viele Radiogalaxien zwei gegenüberliegende Anregungsregionen auf, so genannte Loben. Dabei handelt es sich um ausgedehnte Gebiete (Zahlenwert?) sehr heißen (Zahlenwert?) Gases, die entstehen, wenn die zwei in entgegengesetzter Richtung vom Galaxienkern ausgesandten Jets auf das die Galaxie umgebende intergalaktische Medium treffen.

Aus moderner Sicht sind Radiogalaxien radiolaute Quasare vom Typ 2. Bei ihnen handelt es sich jeweils um sehr massive elliptische Galaxien, meistens um die zentralen Galaxien ausgedehnter Galaxienhaufen.

Radiogalaxien sind die massivsten Galaxien.

Vgl. mit Seyfert: RG sind low accretion rate, jet-dominated

LINERs

• Sind die überhaupt SL-getrieben?

BL Lac-Objekte

Das BL Lac-Objekt H 0323+022 (bei Roterschiebung z=0.147); Aufnahme mit dem New Technology Telescope der ESO

BL Lac-Objekte oder BL Lacertae-Objekte sind nach dem 1929 von Cuno Hoffmeister entdeckten Prototyp benannt, der im Sternbild Eidechse (Lacerta) liegt. Hoffmeister hielt das Objekt für einen veränderlichen Stern mit irregulären Helligkeitsvariationen;

• Radiolaute Objekte
• Gebeamt: Man guckt in oder an den Jet

Häufigkeit: Orientierungs- und Entwicklungseffekte

• Häufigkeit der verschiedenen Typen; Schwierigkeit statistischer Studien
• Entwicklungseffekte
• Quasare sehr viel häufiger bei z=1,2; geht mit Sternentstehungsrate einher
• Erste Quasare - wann? (z=4 müssten schon seit Urknall mit Eddington-Limit-Rate akkretiert haben)

Wechselwirkung mit umgebenden Galaxien

• Quasar feedback
• radio mode, quasar mode
• Star formation and BH growth
• Luminosity-mass relations
• Role of mergers?
• Radio galaxies have cavities produced by the radio jets. Birzan et al.: calculate work, convert to "mechanical luminosity"

Quasare als Beobachtungswerkzeuge

Quasare sind nicht nur als Beobachtungsobjekte von Interesse. Sie können auch als Beobachtungswerkzeuge dienen, mit deren Hilfe sich andere astronomische Objekte untersuchen lassen, etwa das intergalaktische Medium oder die den aktiven Galaxienkern umgebende Galaxie. Eine irdische Anwendung finden Quasare als unbewegte, unveränderliche Bezugspunkte für geodätische Messungen.

Absorption durch Materie zwischen Quasar und Beobachter

Quasare sind weit entfernte, leuchtstarke Objekte. Absorption von Licht des Quasars bei charakteristischen Frequenzen gibt daher Aufschluss über die Materie, die sich zwischen dem Quasar und einem irdischen Beobachter befindet. Bei den betreffenden Entfernungen spielt die kosmologische Rotverschiebung eine wichtige Rolle: Je nach der Entfernung des absorbierenden Materials erscheinen die Absorptionslinien im Quasarlicht bei unterschiedlichen Wellenlängen. Damit enthält das Quasarspektrum Informationen über die räumliche Verteilung der Materie entlang der Sichtlinie.

Wichtigste Ausprägung dieses Phänomens ist der Lyman-Alpha-Wald (engl. lyman alpha forest): Die dichte Reihe von Absorptionslinien des Lyman-Alpha-Übergangs neutraler Wasserstoffatome, welche durch Wasserstoffgaswolken bei unterschiedlichen Entfernungen (und damit unterschiedlichen Rotverschiebungen) hervorgerufen wurden. Erstmals nachgewiesen wurdeKursiver Text ein Lyman-Alpha-Wald 1971 für den Quasar 4C 05.34.

Das (wenige) Wasserstoffgas, das sich überall im intergalaktischen Raum befindet, sollte angesichts seiner kontinuierlichen Verteilung keinen Wald von Linien erzeugen, sondern das Quasarlicht bei allen Wellenlängen zwischen der unverschobenen Lyman-Alpha-Wellenlänge und der mit der Rotverschiebung des Quasars verschobenen Lyman-Alpha-Linie abschwächen. Dieser sogenannte Gunn-Peterson-Trog wurde 1965 von Gunn und Peterson postuliert und benutz, um eine Obergrenze für die kosmische Dichte von neutralem Wasserstoff abzuschätzen.

Interessant wird der Gunn-Peterson-Trog im Hinblick auf die Ionisationsgeschichte des frühen Universums. In den heute akzeptierten Entwicklungsmodellen entstehen bei ruhd 380.000 Jahren kosmischer Zeit die ersten Wasserstoffatome (zugleich wird die kosmische Hintergrundstrahlung freigesetzt. Im Rahmen der Reonisierungsepoche zwischen 150 Millionen und einer Milliarde Jahre später wird dieses atomare Gas

Erstmals direkt beobachtet wurde ein solcher Trog im Jahre 2001 im Spektrum eines Quasars mit Rotverschiebung z=6,28. 

• Gunn-Peterson: Absorptionslinien geben Informationen über Wasserstoffgas
• In Sichtlinie vs. transversal dazu (immer wichtiger werdend)
• Testobjekte für Elementhäufigkeit (Absorptionslinien bei hohem z)
• U.a. Multi-Multiplett-Messungen zur Frage der Veraenderlichkeit von Naturkonstanten

Rolle als Marker

• Quasar zeigt, wo ferne Galaxie ist; dort kann dann genauer untersucht werden

Massenbestimmung Schwarzer Löcher

Methoden, um aus Quasarbeobachtungen die Masse des zentralen Schwarzen Lochs zu bestimmen. Insbes.: Reverberation method

Relativistische Optik

• Scheinbare Überlichtgeschwindigkeit, wandernde Knoten bei Radiogalaxien
• Quasare und Lichtablenkung durch die Sonne in der Radioastronomie

Gravitationslinsen

• Entdeckung mit Quasaren
• Deutlich mehr Galaxie-Galaxie als Gravitationslinsen mit Quasar

Geodäsie

• Quasare als geodätisches Bezugssystem

Literatur

• Bradley W. Carroll und Dale A. Ostlie: An Introduction to Modern Galactic Astrophysics and Cosmology. Addison-Wesley, 2007, ISBN 0-8053-0347-2. 
• Bradley M. Peterson: An Introduction to Active Galactic Nuclei. Cambridge University Press, 1997, ISBN 0-521-47911-8. 
• Lang, Kenneth: Essential Astrophysics. Springer, 2013, ISBN 978-3-642-35962-0. 
• Gregory A. Shields: A brief history of AGN. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Band 760, Nr. 111, S. 661–678, arxiv:astro-ph/9903401v1. 

• Bill Keel's page