Seyfertgalaxien

Die kleine Seyfertgalaxie im Bild von NGC7814 brachte mich auf die Idee, mal nachzusehen, ob die Klassifikation in Aladin stimmt.

Man sieht sich dazu ihr Spektrum an. Wie man das macht hatte ich schon in einem früheren  Beitrag “Der Twin-Quasar Q0957+561, Spektrum und Rotverschiebung” gezeigt. Heute möchte ich eine andere Methode einführen, die viel mächtiger ist. Ein paar Zeilen Python unter Benutzung von Astropy und Astroquery reichen dazu.  In einer fortgeschrittenen Version lassen sich so hunderte Spektren  biltzschnell vom SDSS runterladen.

Wenn man sich ansieht, was Aladin so an Abkürzungen für spezielle Galaxientypen benutzt, sieht man sich mit einem ganzen Zoo konfrontiert.

Hier soll es jetzt um die Seyfertgalaxien gehen. Sie werden nach Carl Seyfert benannt, der sie in den 40ger Jahren des vorigen Jahrhunderts als erster untersuchte und klassifizierte. Diese Spiralgalaxien zeichnen sich zunächst durch einen sehr hellen, sternförmig erscheinenden Kern aus, der schon auf kurz belichteten Aufnahmen erscheint. Erst längere Belichtungszeiten zeigen dann mehr und mehr von der eigentlichen Galaxie.

M77 hat vielleicht noch nicht jeder fotografiert, eher schon M51 die Whirlpoolgalaxie, um mal eine sehr bekannte Seyfertgalaxie zu erwähnen.

Eine schöne, nicht oft fotografierte ist NGC4725.

Ich zeige hier mal ein anderes Exemplar, das in der Erforschung der AGN und Schwarzen Löcher eine bedeutende Rolle gespielt hat, NGC4151.

Normale Spiralgalaxien zeigen Spektren, die man als Überlagerung der beobachteten häufig vorkommenden Sterne verstehen kann. Man findet fast ausschließlich Absorptionslinien (da fehlt dann Licht im Spektrum). Die kühlen, sagen wir solche von 3000K, leuchten dabei aber zu schwach, um  einen größeren Beitrag zu leisten. Die richtig heißen, großen Sterne sind andererseits zu selten dafür. Insgesamt erstreckt sich das thermisch erzeugte Spektrum solcher Galaxien zwischen 4000 und 20000 Angström. Man findet praktisch keine Emissionlinien.

Die zentrale Maschinerie der Seyferts ist die gleiche wie in den Quasaren, nur die supermassiven Schwarzen Löcher sind ein bis zwei Größenordnungen kleiner. Es gibt hier ebenfalls eine Akkretionsscheibe.

Weitere Bereiche sind die Broad Line Region, breite Emissionslinien entstehen hier  nahe dem Zentrum und die Narrow Line Region, wo die schmalen Emissionslinien herkommen. Sie liegt weiter draußen, da, wo nicht mehr so viel Aufregung herrscht.

Type I und Type II Seyferts unterscheiden sich in ihren  Spektren. Beide zeigen starke Emissionslinien. Bei Type I sehen wir bis ins Zentrum. Die in der Akkretionsscheibe auftretenden Geschwindigkeiten von bis zu 10000 km/s ergeben eine Dopplerverbreiterung der dort entstehenden Emissionslinien.

Bei Type II ist unser Blickwinkel ungünstig, d.h. mehr von der Kante her, so dass der Kern der Galaxie durch Staub verdeckt ist. Die Geschwindigkeiten in den strahlenden (reflektierenden) Bereichen ist deutlich kleiner und in der Folge gibt es die Dopplerverbreiterung nicht in dem Ausmaß.

Im obigen Spektrum erkennt man, von rechts nach links, die jedem Astrofotografen vertrauten Linien H-alpha, [OIII],[OIII], H-beta und weitere Wasserstofflinien der Balmerserie.

Mit den folgenden paar Programmzeilen versuchen wir mal, dieses Spektrum beim SDSS abzuholen.

Ich hoffe wenigstens ein paar jüngere Leser für das Programmieren in Python zu begeistern. Einfacher geht es doch wirklich nicht!

In den ersten beiden Zeilen importieren wir, was wir von astroquery und astropy brauchen.

In der nächsten Zeile besorgen wir uns als “pos” die Koordinaten der Galaxie, es folgt die Zeile mit der “query_region”-Abfrage beim SDSS wegen des Spektrums.

Wir zeigen die Fundstelle auf dem Bildschirm mit print. Dann holen wir das Spektrum ab und schreiben es unter dem Namen ‘NGC5548_spectrum.fits’ auf die Disk.

Was wir bekommen, sieht so aus (ich habe es hier ins Ruhesystem transformiert):

Wenn die Linien ein wenig anders erscheinen, so liegt das u.a. an der Variabilität des AGN und seiner nahen Umgebung.

Aladin verrät den Namen der winzigen Seyfertgalaxie aus den ersten Bild oben: 2MASX J00033895+1602208
(woher die Astronomen das immer wissen???).

Das Spektrum ist stark rotverschoben: z = 0.116168. Ich zeig es deshalb zusätzlich im Ruhesystem (z=0, nicht rotverschoben). Resultat: Tatsächlich eine Seyfert-I-Galaxie 🙂
Die [OIII]-Linien sind nicht so stark ausgeprägt, dafür aber die deutlich verbreiterte H-beta-Linie. Man kann das messen und daraus die auftretenden Geschwindigkeiten ableiten ….

Hier noch ein Paper, das die Lehrmeinung zur BLR hinterfragt:

https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0312415.pdf