Ein aktiver Galaxienkern, auch aktiver galaktischer Kern, (englisch active galactic nucleus, abgekürzt AGN) ist die Zentralregion einer Galaxie, die ungewöhnlich große Mengen an Strahlung nicht-stellaren Ursprungs aussendet. Die Kernregion ist astronomisch gesehen sehr klein: Sie besitzt ungefähr die Größe unseres Sonnensystems und erscheint daher auf Aufnahmen, ähnlich wie Sterne, punktförmig. Aus heutiger Sicht ist die Akkretion von Materie eines supermassereichen Schwarzen Lochs im Zentrum der betreffenden Galaxie für die Energiefreisetzung verantwortlich. Das AGN-Standardmodell vereinheitlicht eine Reihe astronomischer Objekte, die unabhängig voneinander entdeckt worden sind und daher unterschiedliche Bezeichnungen tragen, insbesondere Radiogalaxie, Seyfertgalaxie, Quasar, BL-Lacertae-Objekt, Blazar oder LINER.

Da aktive Galaxienkerne zu den leuchtkräftigsten Objekten im Universum gehören, sind sie auf große Entfernungen gut zu erkennen. Damit spielen aktive Galaxienkerne in der Astronomie als Beobachtungswerkzeuge eine wichtige Rolle, etwa zum Nachweis intergalaktischen Wasserstoffs durch Absorptionslinien, als ferne Lichtquelle bei Gravitationslinsen oder als so gut wie unveränderliche Bezugspunkte für Astrometrie oder Geodäsie.

Die ersten Objekte, die heutige Astronomen zu den aktiven galaktischen Kernen zählen, wurden bereits zu Beginn des 20. 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,^[1] die charakteristisch für Gas (planetarischen Nebeln) sind, das z. B. durch hochenergetische Strahlung oder Schockwellen ionisiert wird.^[2]

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.^[3] 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.^[4]

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 starken 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.

Extreme Verhältnisse ergaben sich Anfang der 1960er Jahre für die Quasare, beginnend mit der Bestimmung der Rotverschiebung von 3C 273 durch Maarten Schmidt und Kollegen. Die optischen Gegenstücke der Quasare erschienen sternartig (das heißt, sie waren bei der gegebenen Auflösung nicht von einer Punktquelle zu unterscheiden). Ihre große Rotverschiebung legte allerdings nahe, dass es sich um extragalaktische Quellen handelte.^[5][6] Mit dem Beginn der Röntgenastronomie Anfang der 1960er Jahre zeigte sich, dass einige der prominentesten aktiven Galaxienkerne auch als helle Röntgenquellen in Erscheinung traten.^[7]

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).^[8]

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.^[9] 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-1-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.^[10]

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: eines supermassereichen Schwarzen Lochs, umgeben von einer Akkretionsscheibe und weiterem Material, das zum Teil abschirmend wirkt, zum Teil zum eigenen Leuchten angeregt wird.^[11]

Zusätzlich zu Beobachtungen einzelner Objekte spielten bei der Erforschung der aktiven Galaxienkerne zunehmend systematische Durchmusterungen eine Rolle, die statistische Untersuchungen an größeren Stichproben zuließen. Dazu gehörten der Hamburg-ESO Quasar Survey, in jüngerer Zeit der 2df QSO Redshift Survey^[12] und der Sloan Digital Sky Survey.

Das heutige Standardmodell aktiver Galaxienkerne postuliert für diese Objekte eine einheitliche Struktur:^[11][13] Im Inneren befindet sich ein supermassereiches (rund 100 Millionen Sonnenmassen) Schwarzes Loch, dessen Schwarzschildradius ca. 2 Astronomische Einheiten (rund 16 Lichtminuten) beträgt. Quelle der Energie, die AGNs abstrahlen, ist die freigesetzte Bindungsenergie, die beim Einfall von Materie auf die Akkretionsscheibe entsteht. Im Abstand zwischen 10 und 100 Lichttagen von der Scheibe befindet sich Materie, die schnell um das Schwarze Loch kreist und durch die aus der freigesetzten Bindungsenergie resultierende intensive Wärmestrahlung der Akkretionsscheibe zum Leuchten angeregt wird. Aus dieser sogenannten broad line region stammt die Strahlung der stark verbreiterten Emissionslinien.

Die Akkretionsscheibe ist außerdem verantwortlich für das Entstehen eines eng gebündelten Jets schneller Teilchen, der senkrecht zur Scheibenebene in zwei entgegengesetzte Richtungen in den Raum hinaus reicht und Längen im Bereich von Tausenden oder sogar Millionen Lichtjahren erreichen kann. Seinen Ausgang nimmt der Jet in einer im Vergleich dazu winzigen, 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 dicken Staubring umgeben: dem Staubtorus. Dieser ist genau so ausgerichtet wie die Akkretionsscheibe selbst. Das energiereiche UV-Licht der Akkretionsscheibe wird von diesem Staubtorus abgeschirmt. Oberhalb und unterhalb der Torusöffnung finden sich dagegen bis zum 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, eine kugelförmige Sternverteilung mit einem typischen Radius von rund 15.000 Lichtjahren.

Aus der Struktur des Standardmodells ergeben sich unterschiedliche Erscheinungsbilder. Zum einen können sich aktive Galaxienkerne durch ihren Aktivitätslevel unterscheiden, maßgeblich bestimmt durch die Akkretionsrate. Die Aktivität von Quasaren ist dabei sehr hoch, sodass der aktive Kern den Rest der Galaxie bei weitem überstrahlt; bei Seyfert-Galaxien ist der Kern ungleich leuchtschwächer, sodass 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 oder 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: In 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, 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.

Das Modell erklärt auch die Rollen der unterschiedlichen Wellenlängenbereiche des Lichts: Die Röntgenstrahlung der Akkretionsscheibe wird vom Staubtorus so gut wie nicht abgeschwächt und ist daher bei allen aktiven Galaxienkernen sichtbar. UV- und sichtbares Licht der Akkretionsscheibe sowie die zugehörigen Emissionslinien der BLR sind nur bei geeigneter Orientierung des Torus sichtbar. Im Infraroten dagegen können wir auch die Strahlung des Staubtorus selbst nachweisen.

Je nach Zuflussrate der einfallenden Materie heizt sich die Akkretionsscheibe mehr oder weniger auf. Kühlere Akkretionsscheiben strahlen weniger Wärmestrahlung aus und bieten günstige Voraussetzungen für Magnetfeldlinien, die mit dem Plasma mitgeführt werden und einen der möglichen Mechanismen für die Entstehung eines Jets und der damit verbundenen Synchrotronstrahlung, insbesondere auch im Radiobereich, darstellen. Heißere Scheiben strahlen deutlich mehr an Wärmestrahlung ab und bieten weniger günstige Bedingungen für die Jet-Entstehung. So kann das Standardmodell die Existenz von radiolauten (Jet bzw. Synchrotronstrahlung dominieren) und radioleisen AGN erklären.

Im Zentrum des aktiven Galaxienkerns sitzt ein supermassereiches schwarzes Loch, das typischerweise um die 100 Millionen Sonnenmassen besitzt, in extremen Fällen kann es auch 10 bis 20 Milliarden Sonnenmassen in sich vereinigen. Die Notwendigkeit eines solchen Gebildes als Zentralobjekt wurde direkt aus Überlegungen zum Ausmaß der Energiefreisetzung bei AGNs erschlossen: Akkretion, also der Einfall von Materie unter dem Schwerkrafteinfluss einer Masse, kann unter allen Arten der Energiefreisetzung den höchsten Wirkungsgrad (Verhältnis von freigesetzter Energie zur Masse der einfallenden Materie) aufweisen. Als Erklärung für die Leuchtkraft der AGNs ist allerdings ein besonders kompaktes Objekt vonnöten; natürlichster Kandidat sind die laut Allgemeiner Relativitätstheorie kompaktesten Objekte überhaupt: Schwarze Löcher.

Im Allgemeinen wird ein auf natürliche Weise entstandenes Schwarzes Loch einen Drehimpuls ungleich Null besitzen, also rotieren. Rotierende Schwarze Löcher werden durch die sogenannte Kerr-Lösung beschrieben. Sie besitzt rund um den Horizont eine sogenannte Ergosphäre, in der sämtliche dort befindliche Materie zur Rotation um das Schwarze Loch gezwungen wird; in einigen Modellen für die Entstehung von Jets aktiver Galaxienkerne spielt dieser Umstand eine wichtige Rolle.

Rotierende Löcher besitzen noch andere für die Akkretion günstige Eigenschaften: Die (von Gravitationswelleneffekten abgesehen) innerstmögliche stabile Umlaufbahn eines Testteilchens liegt bei einem Kerr-Loch, insbesondere für Teilchenbahnen mit demselben Umlaufbahnsinn wie das Schwarze Loch, deutlich weiter innen als für nichtrotierende (Schwarzschild-) Löcher. Dementsprechend größer ist der Anteil an Bindungsenergie, der freigesetzt werden kann, bevor Materie im Schwarzen Loch verschwindet; entsprechend größer ist der bei Akkretion erreichbare Wirkungsgrad: 42 % für ein maximal schnell rotierendes Kerr-Loch im Vergleich mit knapp 6 % bei einem Schwarzschild-Loch. Für astrophysikalische Situationen, in denen die Rotation des Schwarzen Lochs durch die einfallende Materie fast auf den Maximalwert beschleunigt wurde, erhält man immerhin respektable 32 %.^[14]

Die charakteristische Größenskala für ein Schwarzes Loch ist der von seiner Masse abhängige zugehörige Schwarzschild-Radius. Für ein supermassereiches Schwarzes Loch mit 100 Millionen Sonnenmassen beträgt er 2 Astronomische Einheiten, also das Doppelte des mittleren Abstandes von der Erde zur Sonne; bei einer Masse von 10 Milliarden Sonnenmassen erhält man 200 Astronomische Einheiten, für das supermassereiche Schwarze Loch im Zentrum unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, mit rund 4 Millionen Sonnenmassen, sind es knapp 0,1 Astronomische Einheiten. Derart kleine Strukturen liegen für das Zentrum unserer Heimatgalaxie innerhalb der Möglichkeiten zukünftiger Beobachtungen. Außerhalb unserer Galaxie sind sie in absehbarer Zeit technisch unmöglich.^[15]

Die Masse des zentralen Schwarzen Lochs kann auf verschiedene Weisen bestimmt werden. In unserer Heimatgalaxie lassen sich Umlaufbahnen einzelner Sterne um das zentrale Schwarze Loch direkt verfolgen; aus dem dritten Keplerschen Gesetz ergibt sich die Masse des Zentralobjekts. Für andere Galaxien lassen sich keine individuellen Sterne unterscheiden. Könnten für verschiedene Abschnitte der Kernbereiche einer Galaxie Spektren bestimmt werden, ließe sich abschätzen, innerhalb welcher Grenzen die Geschwindigkeitswerte für die Sterne der betreffenden Regionen liegen. Aus der Breite dieser Verteilung (Geschwindigkeitsdispersion) lässt sich über den Virialsatz auf das Gravitationspotential schließen. Aus diesen Beobachtungen und der Entfernung zur Galaxie folgt der Abstand der beobachteten Gebiete vom Zentrum, sodass aus dem Potentialwert auf die eingeschlossene Masse geschlossen werden kann.^[16]

Für aktive Galaxien vom Typ 1 gibt es ein weiteres Verfahren: reverberation mapping, zu deutsch in etwa „Nachhall-Aufzeichnung“. Die Breite der Emissionslinien aus der broad line region ist mit der Geschwindigkeitsdispersion der betreffenden Materie, also wiederum über den Virialsatz mit dem Gravitationspotential verknüpft. Zur Bestimmung von muss daher noch der Abstand zur Zentralregion bestimmt werden. Im Gegensatz zum Fall der Sternbewegungen ist es in diesem Falle aber nicht möglich, diese Information aus räumlich aufgelösten Beobachtungen zu erhalten. An deren Stelle tritt beim reverberation mapping eine Analyse, die Echo-Effekte ausnutzt: Die Scheibenabstrahluhg fluktuiert auf Zeitskalen bis hinunter zu weniger als einer Stunde. Auf direktem Wege erreicht uns die Information über die Fluktuationen der Kontinuumskomponente des AGN-Spektrums. Dieselben Fluktuationen treten auch in den breiten Spektrallinien auf – allerdings zeitverzögert, weil die Strahlung schließlich erst einmal die broad line region erreichen muss, von der aus sie dann in Richtung Beobachter reflektiert wird. Da sich die Strahlung mit Lichtgeschwindigkeit ausbreitet, ist die Zeitverzögerung ein Maß für den Abstand von Akkretionsscheibe und der betreffenden Region der broad line region; eine systematische Auswertung der Zeitverzögerungen ermöglicht deswegen eine Bestimmung der Abstände, die nötig sind, um aus dem Potential auf die Zentralmasse zu schließen.^[17]

Nur für sehr spezielle Bewegungsrichtungen kann Material wie Gas oder Staub, das auf eine Masse zu fällt, das Zentralobjekt direkt erreichen; im Allgemeinen wird der Drehimpuls der Materie relativ zum Zentralobjekt dazu führen, dass das Material etwas am Objekt vorbei fällt. Kollidiert es dabei mit aus anderen Richtungen ankommendem weiteren Material, kann eine Akkretionsscheibe entstehen: eine rotierende Gas- und Staubscheibe, in der Drehimpuls durch innere Reibung bzw. infolge der Viskosität des Materials nach außen transportiert wird, sodass Materie vom inneren Scheibenrand aus auf das Zentralobjekt stürzen kann. Quelle der Viskosität ist nach heutiger Erkenntnis Turbulenz aufgrund magneto-hydrodynamischer Instabilitäten.^[18]

Durch Kollisionen der auf die Akkretionsscheibe stürzenden neuen mit der bereits vorhandenen Materie heizt sich die Materie stark auf. Welche Temperaturen dabei erreicht werden, hängt von der Einfallsrate (Akkretionsrate) ab: Bei niedrigeren Raten liegen die Temperaturen um die zehntausend, bei höheren bei bis zu einigen hunderttausend Kelvin.^[19]

Aus dem Temperaturprofil ergibt sich die Leistung der Wärmestrahlung der Akkretionsscheibe – dem Stefan-Boltzmann-Gesetz folgend gilt auch hier: höhere Temperatur, größere Strahlungsmenge. Das Spektrum der Scheibe ist dabei allerdings nicht das eines Planck’schen Strahlers mit einer einzigen charakteristischen Effektivtemperatur, sondern ergibt sich als Überlagerung der Planck-Spektren der von außen nach innen unterschiedlich heißen Scheibenregionen.

Die Obergrenze der Strahlungsleistung ist dabei durch die Eddington-Grenze gegeben, ab welcher der Strahlungsdruck weiteres Einfallen von Materie verhindert.

In Verbindung mit Annahmen über das Scheibenmaterial und mit dem Stefan-Boltzmann-Gesetz erhält man aus der Eddington-Grenze auch eine Obergrenze für die Temperatur der Scheibe; diese liegt umso niedriger, je größer die Masse des zentralen Schwarzen Lochs ist; für eine Scheibe, deren Ausdehnung im Vergleich mit dem Schwarzschildradius konstant ist, gilt Genauere Rechnungen mit konkreten Scheibenmodellen führen auf den gleichen Zusammenhang. Die Höchsttemperaturen der AGN-Scheiben liegen deswegen deutlich unter den Temperaturen der Scheiben stellarer Schwarzen Löcher. Insbesondere produzieren AGN-Scheiben als Wärmestrahlung keine nennenswerten Mengen an Röntgenstrahlung (zur Herkunft dieser Strahlungskomponente vgl. Abschnitt Korona und Röntgenstrahlung).

Heißere Scheiben mit Effektivtemperaturen um die hunderttausend Kelvin produzieren aber immerhin beachtliche Mengen an UV-Strahlung. Im AGN-Spektrum führt dies zum (big) blue bump, sinngemäß dem „(großen) blauen Hügel“, einem Maximum im Bereich des extremen UV, das zu höheren Energien bis etwa 0,6 keV, zu niedrigeren Energien bis in den Wellenbereich um 1 μm abfällt.^[20]

Die UV-Strahlung bewirkt die Ionisation der Materie in der broad line region und ist so mittelbar für die breiten Emissionslinien bei AGN vom Typ 1 verantwortlich. Anhand der breiten Linien lassen sich demnach auch Rückschlüsse auf den Gesamt-Strahlungsausstoß der Scheibe ziehen.

Kühlere Scheiben dagegen produzieren deutlich weniger UV-Strahlung; in diesem Fall sollten die Linien aus der broad line region deutlich schwächer sein, wenn sie überhaupt noch nachweisbar sind. Scheiben bei dieser Temperatur sind umgekehrt aber für die Erzeugung von Jets und der damit verbundenen Synchrotronstrahlung günstig; vgl. den Abschnitt Jet.

Heißere Scheiben, bei denen die Wärmestrahlung dominiert und kühlere Scheiben, bei denen die Synchrotronstrahlung dominiert und damit insbesondere eine beträchtliche Menge an Radiostrahlung freigesetzt wird, sind im Standardmodell, wie schon erwähnt, die Erklärung für radiolaute im Gegensatz zu radioleisen AGN.

Im Gegensatz zur Situation bei stellaren Schwarzen Löchern sind AGN-Akkretionsscheiben nicht heiß genug, um direkt als Wärmestrahlung größere Mengen an Röntgenstrahlung zu produzieren. Dass AGN trotzdem intensiv in diesem Bereich strahlen, wird auf eine Korona zurückgeführt: eine Region extrem heißen Plasmas direkt oberhalb bzw. unterhalb der Scheibe. Die Röntgenstrahlung entsteht, wenn UV-Strahlung der Scheibe von den Elektronen des Plasmas zusätzliche Energie erhält (inverse Compton-Streuung), in dieser Form zur Scheibe zurückgeworfen und von dort als weichere Röntgenstrahlung in den Raum abgestrahlt wird. Im Spektrum des AGN ergeben sich aus diesem Umstand charakteristische breite Eisenlinien aufgrund von Fluoreszenz sowie ein charakteristisches Maximum um die 30 keV, wie man es für die Reflexion der Strahlung an kalter Materie (Rückstreuung auf die Scheibe) erwarten würde.^[21]

Charakteristisch für die Röntgenstrahlung von AGN sind Intensitätsfluktuationen auf astronomisch gesehen sehr kurzen Zeitskalen von Stunden oder weniger.^[22] Daraus folgt, dass die Regionen, in denen die Röntgenstrahlung produziert wird, sehr klein sein müssen. Entsprechend gehen die heutigen Modelle von Klumpenstrukturen in der Korona aus, die auf den entsprechenden Zeitskalen entstehen und vergehen und während der Zeit ihrer Existenz lokalisierte Gebiete der darunterliegenden Scheibe zum Leuchten anregen.^[23]

Das Spektrum einer schnell rotierenden Akkretionsscheibe rund um ein zentrales Schwarzes Loch, die der Beobachter nicht von oben, sondern angeschrägt betrachtet, wird maßgeblich von relativistischen Effekten bestimmt. Im klassischen Falle wäre das Spektrum symmetrisch um den Spektrumsschwerpunkt einer entsprechenden ruhenden Scheibe, mit zwei seitlichen Maxima entsprechend den Doppler-rot- bzw. -blauverschobenen Bereichen der Scheibe, die aus Sicht des Beobachters den größten Radialgeschwindigkeitsbetrag haben. Im relativistischen Fall kommen mehrere weitere Effekte hinzu: Zeitdilatation und gravitative Rotverschiebung verschieben das Spektrum als Ganzes zum Roten hin, relativistisches Beaming bricht die Symmetrie und lässt die Strahlung der maximal auf den Beobachter zu bewegten Scheibenabschnitte deutlich heller erscheinen als die der vom Beobachter weg bewegten. Eine entsprechende Form der Spektrallinien wurden erstmals 1995 bei der aktiven Galaxie MCG-6-30-15 nachgewiesen. ^[24]

Für eine helle Teilquelle, die um das Schwarze Loch umläuft, führen dieselben relativistischen Effekte zu einer charakteristischen Änderung des Spektrums mit der Zeit. Aus der Vermessung des Spektrums lassen sich daher Rückschlüsse auf Eigenschaften des Schwarzen Lochs, nämlich auf dessen Masse und Drehimpuls, ziehen.^[25] Im Jahre 2004 konnten solche Effekte erstmals – allerdings mit einigen Vorbehalten – in Röntgenspektren der Seyfert-Galaxie NGC 3516 nachgewiesen werden, die mit dem Weltraumteleskop XMM-Newton aufgenommen worden waren. Daraus konnte die Masse des zentralen Schwarzen Lochs der Galaxie zu zwischen 10 und 50 Millionen Sonnenmassen abgeschätzt werden.^[26]

Im Abstand von einigen tausend bis einigen zehntausend Astronomischen Einheiten (zwischen 10 und 100 Lichttagen) um die Akkretionsscheibe befindet sich die Broad Line Region (BLR), in der, wie der Name sagt, die stark verbreiterten Spektrallinien der AGN entstehen. Die Linienbreite weist auf hohe Geschwindigkeiten von um die 3000 km/s hin, während zeitliche Änderungen der Linienstärke auf Zeitskalen von Stunden oder Tagen die geringe Ausdehnung der Region belegen. Dass es unter den breiten Linien keine verbotenen Linien gibt, weist darauf hin, dass es sich nicht um stark verdünntes Material handelt.

Jets sind stark gebündelte Ausströmungen hoher Geschwindigkeit, die meist bipolar auftreten, also in zwei vom Zentralobjekt aus entgegengesetzte Richtungen. 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).^[27] Aber auch rein elektrodynamische Prozesse können eine wichtige Rolle spielen und z. B. die Rotationsenergie des Schwarzen Lochs im Zentrum des AGN nutzen.^[28] Die Details und die Gewichtung der unterschiedlichen Prozesse sind noch nicht abschließend geklärt und Gegenstand aktueller Forschung.

Der direkte Beitrag der Jets zur Strahlung des AGN ist die von den Elektronen im Jet erzeugte Synchrotron-Strahlung, verstärkt durch Effekte wie die inverse Compton-Streuung der Strahlung an Elektronen des Jets oder externer Materie. Im Jet selbst können sich Schockfronten ausbilden, an denen einige Elektronen auf noch deutlich höhere Energien beschleunigt werden, mit Lorentz-Faktoren zwischen 100 und 1000 („Schockknoten“ im Jet).

Jets sind physikalisch signifikant für den Massen- und Drehimpulsverlust der Zentralquelle und den Energieeintrag in das umgebende Medium (vgl. den Abschnitt Wechselwirkung mit den umgebenden Galaxien). Wo die Jet-Teilchen auf das umgebende intergalaktische Medium treffen, entstehen ausgedehnte, radiohelle Anregungsgebiete (vgl. den Abschnitt Emissionsgebiete (Loben)).

Viele Jets von AGN bewegen sich mit relativistischer Geschwindigkeit, mit Lorentzfaktoren bis ungefähr 10–15, entsprechend 99,5 bis 99,8 Prozent der Lichtgeschwindigkeit.

Das Licht, das die im Jet strömenden Teilchen (insbesondere in Form von Synchrotronstrahlung) abstrahlen, ist bei solchen Geschwindigkeiten aufgrund des relativistischen Beaming-Effekts für Beobachter in oder nahe der Bewegungsrichtung um ein Vielfaches verstärkt: Eine Kombination aus Aberration und (relativistischer) Doppler-Blauverschiebung kann den Strahlungsfluss, den ein solcher Beobachter misst, um einen Faktor 100 oder mehr verstärken. Das ist ein wichtiger Faktor zur Erklärung der großen Helligkeit etwa von Blazaren, bei denen wir dem AGN-Standardmodell zufolge direkt in einen der Jets blicken.

Die gleichen relativistischen Effekte führen für einen Jet, der sich vom Beobachter entfernt, zu einer Abschwächung der Strahlung, die diesen Beobachter erreicht. Das ist ein wichtiger Grund, warum die beiden Jets einer Radiogalaxie auf astronomischen Aufnahmen in der Regel unterschiedlich hell erscheinen (Laing-Garrington-Effekt).^[29]

Für Objekte, die sich relativistisch auf den Beobachter zu bewegen, können Lichtlaufzeiten dazu führen, dass ein ferner Beobachter irrtümlich auf eine überlichtschnelle Bewegung der Objekte schließt. Auf diese Weise führen direkte Rechnungen des Typs „Änderung des Winkelabstands (im Bogenmaß) mal Abstand ergibt Tangentialgeschwindigkeit“ für Knoten in einem Jet, die sich von der Zentralquelle entfernen zu Geschwindigkeiten, die ein Vielfaches der Lichtgeschwindigkeit betragen.

Aus der korrekten Rechnung, welche die Lichtlaufzeiten berücksichtigt, folgt, dass diese scheinbaren Überlichtgeschwindigkeiten eindeutiges Indiz dafür sind, dass sich die betreffenden Jets relativistisch, nämlich mit Lorentzfaktoren deutlich größer als 1, bewegen. Solche Rechnungen stellen die ersten Nachweise überhaupt für relativistische Geschwindigkeiten in der Astrophysik dar.

Aus diesen hohen Geschwindigkeiten folgen die relativistischen Effekte, insbesondere relativistisches Beaming, welche die hohe Leuchtkraft der Jets bei geeigneten Orientierungen (Jet bewegt sich auf den Beobachter zu) und damit im Standardmodell die Eigenschaften der Blazare erklären.

Schon seit längerem wird vermutet, dass die Jets von AGN Quellen zumindest eines Teils der hochenergetischen kosmischen Strahlung aus geladenen Teilchen sind, welche die Erde aus dem Weltraum erreicht. Hinweise auf einen Zusammenhang zwischen kosmischer Strahlung und AGN geben die Messungen von Gamma-Observatorien wie dem Pierre-Auger-Observatorium, die Korrelationen zwischen der Einfallsrichtung kosmischer Strahlung und der Positionen von AGN am Himmel gefunden haben.^[30]

Der Staubtorus umgibt den inneren Bereich im Abstand von einigen bis einigen Dutzend Lichtjahren (1 bis 10 parsec). Seine wichtigste Rolle im Standardmodell ergibt sich aus seinen Abschirmungseigenschaften, die insbesondere für die Unterscheidung von AGN des Typs 1 (Licht der broad line region sichtbar) und des Typs 2 (Licht der broad line region nicht sichtbar) entscheidend ist.

Neuere Detailuntersuchungen, die sich insbesondere abbildender interferometrische Methoden bedient haben, stellen allerdings das Bild eines zusammenhängenden Staubtorus in Frage. Diesen Beobachtungen zufolge handelt es sich stattdessen um eine mehr oder weniger individuelle unregelmäßige Anordnung von Staubwolken in der entsprechenden Region.

Ein AGN wird nur solange aktiv bleiben, wie ein hinreichend starker Materiezufluss auf die Akkretionsscheibe gesichert ist. Haupthindernis ist dabei der Drehimpuls der Materie, die in Richtung Scheibe fällt; ist er zu groß, dann wird die Materie die Scheibe nie erreichen können. In den heutigen Modellen ist in dieser Hinsicht vor allem der letzte Parsec problematisch, entsprechend den letzten rund 3 Lichtjahren rund um die Scheibe.

Einigen Modellen zufolge spielen Balkenstrukturen der den AGN umgebenden Galaxie eine wichtige Rolle, um hinreichend viel Materie in die Zentralregionen zu leiten. Andere Modelle sehen Galaxienzusammenstöße und die sich daraus ergebenden Instabilitäten (und, im Endergebnis, tieferen Potenzialtöpfe) als entscheidenden Mechanismus an, die Materiezufuhr zu sichern.

Die Emissionsgebiete, in Anlehnung an das Englische auch Loben (lobes bzw. radio lobes) genannt, sind mit Ausdehnungen zwischen zehntausend und Millionen von Lichtjahren (3 bis 1000 kpc) die größten mit den AGN assoziierten Strukturen. Sie entstehen, wenn die schnellen Teilchen – insbesondere die Elektronen – des Jets auf das umgebende intergalaktische Medium treffen und es ganz oder teilweise mitführen. Dabei erreicht das mitgeführte Gas in dem umgebenden Medium Überschallgeschwindigkeiten, sodass sich am vorderen Ende eine Schockfront ausbildet: ein besonders stark strahlender „heißer Fleck“ (hot spot).

Die Radiostrahlung der Loben, bei der es sich um Synchrotronstrahlung aufgrund der Bewegung geladener Teilchen in Magnetfeldern handelt, übertrifft die Leuchtkraft im sichtbaren Bereich um Faktoren von 100 Millionen bis 10 Milliarden.

Die herkömmliche 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“).^[31]

Dieser Einteilung gegenüber steht die Einteilung nach physikalischen Eigenschaften, wie sie sich aus dem AGN-Standardmodell ergeben. Die wichtigsten Parameter sind dabei die Masse des zentralen Schwarzen Lochs und die Akkretionsrate – sie und die anderen physikalischen Parameter können freilich nicht direkt beobachtet, sondern müssen aus den Beobachtungen erschlossen werden.

Weniger klar ist der Zusammenhang zwischen den physikalischen Parametern und der Radio-Aktivität (radiolaut oder radioleise) eines AGN. Die Aktivität scheint mit steigender Masse des Schwarzen Lochs zuzunehmen; allerdings gibt es hierbei größere Streuung.

Historisch gesehen sind Seyfert-Galaxien Objekte, die erkennbar die Struktur von Galaxien besitzen und zusätzlich einen sehr hellen Kern aufweisen. Im Standardmodell entspricht die Helligkeit des Kerns einer hohen Akkretionsrate. Dass die umgebende Galaxie trotzdem noch deutlich sichtbar ist, unterscheidet Seyfert-Galaxien von den deutlich helleren Quasaren; dass mit fortschreitender Beobachtungstechnik auch für Quasare mehr und mehr umgebende Galaxien abgebildet werden können, weicht die traditionelle Unterscheidung an dieser Stelle etwas auf.^[32]

Mit abnehmender Helligkeit des Kerns beginnt das Licht der umgebenden Galaxie ab einem bestimmten Punkt zu dominieren, sodass die Kernaktivität nicht mehr nachweisbar ist. Der Übergang zu Galaxien ohne aktiven Kern ist fließend und hängt wiederum von den technischen Möglichkeiten ab.^[32] Unsere Heimatgalaxie, die Milchstraße, ist ein gutes Beispiel: Allgemein nicht als aktiver Galaxienkern klassifiziert lassen sich rund um das zentrale Schwarze Loch dennoch gelegentliche Röntgen- und Infrarotflares nachweisen.^[33]

Anhand der Seyfert-Galaxien wurde erstmals die Unterteilung in Objekte vom Typ 1 (breite Emissionslinien sichtbar) und Typ 2 (nur schmale Emissionslinien) vorgenommen,^[4] die im Standardmodell darauf zurückgehen, ob die inneren Regionen nahe der Akkretionsscheibe sichtbar (Typ 1) oder durch den Staubtorus verdeckt sind (Typ 2). Diese Einteilung wurde später auf alle AGN ausgedehnt (vgl. aber den Abschnitt Typ 1 versus Typ 2). Anhand der Intensitätsverhältnisse der Hα- und Hβ-Linien führte Donald Osterbrock 1977 und 1981 eine noch feinere Unterteilung mit Seyfert-Galaxien vom Typ 1,5, 1,8 und 1,9 ein, die sich allerdings nicht bei allen Astronomen des Feldes durchsetzte.^[34]

Historisch gesehen waren Quasare „quasi-stellare Radioquellen“ (engl. quasi-stellar radio source). Die ersten Exemplare (3C 48 and 3C 273) wurden in den frühen 1960er Jahren von Allan Sandage und Mitarbeitern entdeckt.^[35][36] Erst mit der Bestimmung der Rotverschiebung durch Maarten Schmidt für 3C 273 wurde freilich klar, dass es sich um extragalaktische und damit um astronomisch gesehen sehr kleine und extrem helle Objekte handelt.

Phänomenologisch gesehen waren Quasare diejenigen sehr hellen aktiven Galaxienkerne, um die herum sich keine umgebende Galaxie nachweisen ließ, sondern nur ein heller Kern; aufgrund der geringen Ausdehnung der Kernregion wurde daher nur ein sternartiges, nämlich mit dem betreffenden Teleskop nicht von einer Punktquelle unterscheidbares, Objekt festgehalten.

In moderner Einteilung unterscheiden sich Quasare von Seyfert-Galaxien durch eine besonders große Leuchtkraft der Akkretionsscheibe und der umgebenden Regionen. Der Umstand, dass um Quasare lange Zeit keine Galaxie nachgewiesen werden konnten und dass es für einige Quasare auch heute noch keinen Nachweis der Galaxien gibt, ist aus dieser Sichtweise nur eine Folge der Grenzen der Beobachtungstechnik: AGN mit besonders heller Kernregion lassen sich naturgemäß auf besonders große Entfernungen nachweisen, und damit auch in Entfernungen, in denen sich die deutlich leuchtschwächere umgebende Galaxie – nicht zuletzt dadurch, dass sie durch den Quasar überstrahlt wird – mit derzeitiger Technik nicht abbilden lässt.

„Nackte Quasare“ ohne umgebende Galaxie kennt das AGN-Standardmodell nicht; tatsächlich weisen Beobachtungen u. a. mit dem Hubble-Weltraumteleskop darauf hin, dass bei Quasaren ohne nachweisbare umgebende Galaxien diese Galaxien schlicht zu leuchtschwach sind, sodass es sich um einen Auswahleffekt aufgrund der Grenzen der Beobachtungsinstrumente handelt.^[37]

Quasare werden nach ihrer Leuchtkraft in radiolaut oder radioleise eingeteilt. Einige Autoren unterscheiden diese beiden Fälle in der Benennung und nennen nur die radiolauten Objekte Quasare, die radioleisen dagegen QSOs (für quasi-stellar object).

Radiogalaxien zeichnen sich durch ihre hohe Radioleuchtkraft aus, die bis zu 10³⁹ oder 10⁴⁰ Watt betragen kann. Das ist mehr als das Milliardenfache der Energie, die normale Galaxien im Radiobereich pro Sekunde abstrahlen.

Als typische Struktur weisen viele Radiogalaxien zwei gegenüberliegende Anregungs- bzw. Emissionsregionen auf, sogenannte Loben. Dabei handelt es sich um ausgedehnte Gebiete sehr heißen Gases, die entstehen, wenn die zwei vom Galaxienkern in entgegengesetzte Richtungen ausgesandten Jets auf das die Galaxie umgebende intergalaktische Medium treffen.^[38]

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. Im Vergleich mit Seyfert-Galaxien haben Radiogalaxien eine ungleich geringere Akkretionsrate – ihre Emissionen werden dementsprechend von den mit dem Jet zusammenhängenden Leuchtphänomenen dominiert.

Die Fanaroff-Riley-Klassifikation unterscheidet zwei Typen von Radiogalaxien: Typ I (FR-I), bei dem die Helligkeit vom Zentrum hin nach außen hin abnimmt und die im allgemeineren deutlich leuchtstärkeren Radiogalaxien vom Typ II (FR-II), bei denen die Quellen mit höchster Flächenhelligkeit weiter außen liegen.^[39]

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.^[40] Mit Aufkommen der Radioastronomie wurde deutlich, dass es sich um radiolaute Objekte handelt.^[41]

Aus Sicht des Standardmodells entsprechen BL-Lac-Objekte einer Orientierung des AGN, bei welcher der Beobachter direkt oder fast in den Jet schaut. Dieselbe Erklärung gibt das Standardmodell für die Flat Spectrum Radio Quasars (FSRQ), synonym optically-violent variables (optisch stark veränderliche Quasare, abgekürzt OVV). Beide Objektklassen werden daher zusammengefasst und als Blazare (vom englischen to blaze, sehr hell leuchten) bezeichnet.

BL Lac und OVV unterscheiden sich dabei bei den Eigenschaften ihrer Linien, die bei BL Lac schwächer und von Absorptionslinien begleitet sind, wobei die Linien stark polarisiert sind, während OVV starke und sehr breite Emissionslinien zeigen. Gemeinsam haben sie starke Helligkeitsvariationen auf kurzen Zeitskalen (Stunden bis Tage), die sich erklären lassen, weil der Jet aus einer kompakten Region über der Akkretionsscheibe hervorgeht, die ihre Eigenschaften wegen ihrer geringen Größe auf kurzen Zeitskalen verändern kann.

Am anderen Ende des Leistungsspektrums, nahe dem Grenzbereich zu normalen, inaktiven Galaxien, liegen LINER, aus dem englischen low-ionization nuclear emission-line region, zu deutsch etwa Galaxien-Kernregionen mit Emissionslinien geringen Ionisationsgrades. Wie der Name besagt, weisen diese Objekte Emissionslinien von schwach ionisierten Ionen oder neutralen Atomen auf, beispielsweise O, O⁺, N⁺ oder S⁺, während Emissionslinien von stärker ionisierten Atomen vergleichsweise schwach sind.^[43]

LINER treten bei etwa einem Drittel der Galaxien in unserer kosmischen Nachbarschaft auf. Als Bindeglied zwischen aktiven und normalen Galaxien legten sie erstmals nahe, dass auch nichtaktive Galaxien im Zentrum supermassereiche Löcher besitzen sollten – eine Aussage, die erst später durch die Entdeckung des Schwarzen Lochs im Zentrum unserer eigenen Galaxie, der Milchstraße, bestätigt wurde.^[44]

Ob es sich bei LINERn tatsächlich um AGN handelt, die dem Standardmodell entsprechend durch ein supermassereiches zentrales Schwarzes Loch angetrieben werden, ist Gegenstand von Diskussionen; dieser Mechanismus wird von einer Reihe von Astronomen bejaht,^[43][45] während andere hinter der Aktivität besonders leistungsstarke Sternentstehungsregionen vermuten.^[46][47]

Die physikalischen Prozesse in aktiven Galaxienkernen und in den umgebenden Galaxien spielen sich auf extrem unterschiedlichen Größenskalen ab: von den Lichttagen Ausdehnung der zentralen Regionen eines AGN bis hin zu den Tausenden von Lichtjahren des Bulge der ihn umgebenden Galaxie. Nichtsdestotrotz wurden ab den 1990er Jahren statistische Zusammenhänge zwischen physikalischen Eigenschaften der aktiven Kerne und ihrer Galaxien gefunden, die auf eine wechselseitige Beeinflussung oder gekoppelte Entwicklung hindeuten.

Im Jahre 1995 fiel Kormendy und Richstone eine Korrelation zwischen der Masse des zentralen Schwarzen Lochs von AGN und der (blauen) Gesamthelligkeit des umgebenden Bulge (bei elliptischen Galaxien: der gesamten Galaxie) auf.^[48] In einer weitergehenden Untersuchung von Magorrian und Kollegen 1998 zeigte sich eine Korrelation zwischen den Massen der im Bulk befindlichen Objekte und der zentralen Schwarzen Löcher.^[49]

Spätere Studien ergaben Korrelationen zwischen der Geschwindigkeitsdispersion der Sterne im Bulk und der Masse des Schwarzen Lochs. Diese Relation hat von den bisher erwähnten die kleinste Streuung; allerdings ergaben sich je nach Studie unterschiedlicher Parameter für den Zusammenhang (Steigung der Ausgleichsgerade).^[50]

Quasare, Radiogalaxien und andere AGN 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 insbesondere die Quasare als unbewegte, unveränderliche Bezugspunkte für geodätische Messungen.

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.^[51]

Wichtigste Ausprägung dieses Phänomens ist der Lyman-Alpha-Wald (engl. lyman alpha forest): Die dichte Reihe von Absorptionslinien des Lyman-Alpha-Übergangs neutraler Wasserstoffatome, die durch Wasserstoffgaswolken bei unterschiedlichen Entfernungen (und damit unterschiedlichen Rotverschiebungen) hervorgerufen wurden. Erstmals nachgewiesen wurde ein Lyman-Alpha-Wald 1971 für den Quasar 4C 05.34.^[52]

Quasar-Absorptionslinien geben nicht nur allgemein Aufschluss über das Vorhandensein von intergalaktischem Wasserstoffgas, sondern können auch verwendet werden, um zu untersuchen, wie Galaxien mit dem sie umgebenden Gas wechselwirken. In den herkömmlichen Modellen liefert Gas, das aus dem „kosmischen Netz“ intergalaktischen Gases in eine Galaxie fließt, wichtigen Nachschub an Rohmaterial, was der Galaxie erlaubt, langfristig neue Sterne zu bilden. Durch Quasar-Absorptionslinien nachgewiesenes kaltes Wasserstoffgas in unmittelbarer Nähe sternbildender Galaxien stützt dieses Bild.^[53]

Wo anhand von direkten Absorptionslinien nur punktuelle Aussagen über das kosmische Netzwerk möglich sind, können Fluoreszenzphänomene, bei denen ein ferner Quasar einen Ausschnitt des Netzes wie eine Taschenlampe anleuchtet und so zum eigenen Leuchten anregt, flächige Ausschnitte des Netzwerks sichtbar machen. Entsprechende Aufnahmen gelangen erstmals 2014 mit einem der Keck-Teleskope.^[54]

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 benutzt, um eine Obergrenze für die kosmische Dichte von neutralem Wasserstoff abzuschätzen.^[55]

Interessant wird der Gunn-Peterson-Trog im Hinblick auf die Ionisationsgeschichte des frühen Universums. In den heute akzeptierten Entwicklungsmodellen entstehen bei rund 380.000 Jahren kosmischer Zeit die ersten Wasserstoffatome (zugleich wird die kosmische Hintergrundstrahlung freigesetzt). Im Rahmen der Reionisierungsepoche zwischen 150 Millionen und 1 Milliarde Jahre später wird dieses atomare Gas durch die energiereiche Strahlung der ersten Sterne wieder ionisiert. Für diejenigen Gebiete entlang der Sichtlinie zu einem fernen Quasar, die das Licht in der Zeit vor der Reionisierung durchlaufen hat, sollte daher ein Gunn-Peterson-Trog nachweisbar sein. Dessen Lage wiederum erlaubt Rückschlüsse auf die zeitliche Einordnung der Reionisierungsphase, und damit auf das Alter der ältesten Sterne. Erstmals direkt beobachtet wurde ein solcher Trog im Jahre 2001 im Spektrum eines Quasars mit Rotverschiebung z = 6,28. ^[56]

Absorptionslinien, die sich ihren Rotverschiebungen entsprechend der fernen kosmischen Vergangenheit zuordnen lassen, sind auch für die Rekonstruktion der chemischen Evolution, also der zeitlichen Entwicklung der Element- und Isotopenhäufigkeiten von Bedeutung. Quasar-Absorptionslinien spielen dabei insbesondere für die Rekonstruktion der Deuteriumhäufigkeit im frühen Universum eine Rolle und ermöglichen es, die Vorhersagen der Urknallmodelle zur Entstehung dieses leichten Elements (primordiale Nukleosynthese) zu prüfen.^[57]

Die primordiale Deuteriumhäufigkeit ist dabei insbesondere der empfindlichste Indikator für die Baryonenzahl im frühen Universum, definiert als Verhältnis der Anzahlen von Baryonen.^[58]

Quasare lassen Rückschlüsse darauf zu, ob und wie sich wichtige fundamentale Naturkonstanten im Laufe der kosmischen Evolution verändert haben könnten: Die Muster der Spektrallinien weisen eine charakteristische Struktur auf (Multipletts), die sich aus den quantenmechanischen Eigenschaften der erzeugenden Atome und Moleküle ergibt. Die Wellenlängendifferenzen der Linien ein und derselben Gruppe hängen in genau beschreibbarer Weise von der Feinstrukturkonstante ab, welche die Stärke der elektromagnetischen Wechselwirkung angibt. Quasarbeobachtungen von Absorptionslinien erlauben es, die Feinstrukturkonstante aus solchen Wellenlängendifferenzen bei verschiedenen Entfernungen und damit zu verschiedenen Zeitpunkten der kosmischen Geschichte zu bestimmen – das Licht von Spektrallinien beispielsweise, die eine Rotverschiebung von z = 0,5 aufweisen, wurde vor 5 Milliarden Jahren erzeugt und trägt somit Informationen über die Stärke der elektromagnetischen Wechselwirkung vor genau jener Zeit. Messungen an Absorptionslinien ferner Quasare haben Hinweise auf leichte Variationen der Feinstrukturkonstante ergeben, die allerdings derzeit noch kontrovers diskutiert werden.^[59]

Aufgrund ihrer hohen Leuchtkraft gehören Quasare zu den Objekten, die auf die weitesten Entfernungen überhaupt sichtbar sind. Die entsprechend hohen Entfernungen bewirken, dass sich die scheinbare Position des Objekts am Nachthimmel für einen Beobachter auf der Erde selbst dann nicht verändern wird, wenn sich der entsprechende Quasar relativ zu seiner kosmischen Umgebung mit hoher Geschwindigkeit bewegt. Quasare eignen sich deswegen, um das Internationale Himmelsreferenzsystem (ICRS) mit großer Genauigkeit zu bestimmen.^[60]

Der Astrometrie-Satellit Gaia, der die Entfernung von rund einer Milliarde Sternen mithilfe der Parallaxenmethode mit bislang unerreichter Genauigkeit vermessen soll, wird als Teil seiner Mission eine Durchmusterung auch rund 500.000 Quasare erfassen und einen Teil davon als Hilfsmittel zur Kalibration seiner Parallaxenmessungen verwenden.^[61]

Relativ zu dem durch die Quasare gegebenen Bezugsrahmen lassen sich mit Hilfe der Very Long Baseline Interferometry (VLBI) auch irdische Bewegungen und Orte mit großer Genauigkeit bestimmen. Auf diese Weise sind präzise Messungen der Parameter der Erdrotation ebenso möglich wie der Kontinentalverschiebung.^[62]

Kosmologen um Darach Watson von der Universität Kopenhagen haben eine Methode entwickelt, mithilfe von AGN kosmische Entfernungen zu bestimmen.^[63][64] Die Methode basiert auf dem Zusammenhang zwischen der absoluten Helligkeit von Galaxienkernen und deren Helligkeit, wie sie von der Erde aus erscheint.

Fällt Materie in das zentrale Schwarze Loch der Galaxie, heizt sie sich stark auf und gibt als Folge davon energiereiche Strahlung ab. Durch diese werden benachbarte Gaswolken ionisiert und dadurch zum Leuchten angeregt. Eine hellere Zentralregion um das Schwarze Loch führt zu tieferer Ionisation der umgebenden Gaswolken und damit auch zu einem ausgedehnteren Bereich, in dem Gaswolken leuchten. Veränderungen in der Helligkeit der Zentralregion äußern sich mit Verzögerung auch in der Helligkeit benachbarter Gaswolken. Hierüber wurden nun für 38 AGN zunächst die Größe der leuchtenden Gaswolken und anschließend die absoluten Helligkeiten der AGN selbst bestimmt. Auf diese Weise lassen sich Entfernungen bis zu einer Rotverschiebung von 4 bestimmen, entsprechend ca. 55 % des Radius des sichtbaren Universums.

Gemäß dem Standardmodell sind Quasare als aktive Galaxienkerne in umgebende Galaxien eingebettet. Damit können Quasare als Marker eingesetzt werden: Wo ein weit entfernter Quasar nachgewiesen ist, sollte sich auch eine ganze Galaxie befinden, mit der dann rund um den Quasar gezielt gesucht werden kann.

Aufgrund ihrer großen Entfernung und großen Helligkeit sind Quasare geeignet als Lichtquellen für Gravitationslinse, also für Situationen, in denen das Licht eines ferneren Objekts von der Masse eines dem Beobachter näheren Objekts abgelenkt wird. Bei dieser Ablenkung kommt es typischerweise zu Verstärkungseffekten, aber bei geeigneter Anordnung auch zu Mehrfachbildern, die oft bogenartig verzerrt sind.^[65] Tatsächlich war der „Zwillings-Quasar“ Q0957+561 im Jahre 1979 das erste überhaupt bekannte Beispiel für eine Gravitationslinse.^[66]

Neben großskaligen Gravitationslinseneffekten, bei denen getrennte Bilder sichtbar sind, kommt es auch bei Quasaren zu Mikro-Gravitationslinseneffekten, bei denen sich die einzelnen Bilder nicht voneinander unterscheiden lassen, der Linseneffekt aber zu einer signifikanten Lichtverstärkung führt. Aus den Helligkeitsfluktuationen, die sich durch solche Mikrolinseneffekte ergeben, lassen sich Rückschlüsse sowohl auf die lichtaussendenden Regionen des Quasars (Kontinuum-Quelle und Broad Line Region) als auch über die Eigenschaften der Linsenobjekte ziehen.^[67]

Die Statistik von Quasar-Linsen hat interessante kosmologische Konsequenzen: Aus dem Anteil an Quasaren, die Teil eines Gravitationslinsensystems sind, lässt sich die Gesamtmenge an Materie im Universum abschätzen, die in Form kompakter Objekte (nämlich potenzieller Gravitationslinsen-Massen) vorliegt.^[68]

Quasare eignen sich auch, um mit Hilfe von Very Long Baseline Interferometry als weiteres Beispiel für die relativistische Lichtablenkung den Einfluss der Masse der Sonne auf das Licht ferner Objekte zu überprüfen.^[69] Die kumulative Auswertung entsprechender Daten von über 2 Millionen VLBI-Beobachtungen an 541 Quasaren und Radiogalaxien gehört zu den genauesten Messungen der Lichtablenkung durch die Sonne – und damit zu einem der strengsten Tests der Vorhersagen der Allgemeinen Relativitätstheorie zu dieser Lichtablenkung – überhaupt.^[70]

• Volker Beckmann und Chris R. Shrader: Active Galactic Nuclei. Wiley-VCh, 2012, ISBN 978-3-527-41078-1. 
• 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. 
• Rees, Martin J.: Black Hole Models for Active Galactic Nuclei. In: Annu. Rev. Astron. Astrophys. Band 22, 1984, S. 471–506 (Online-Version auf NED). 
• Robson, Ian: Active Galactic Nuclei. John Wiley & Sons, Chichester 1996, ISBN 978-0-471-96050-8. 
• 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. 
• Donald E. Osterbrock: Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei. Palgrave Macmillan, 2005. 
• Julian H. Krolik: Active Galactic Nuclei: From the Central Black Hole to the Galactic Environment. Princeton University Press, 1998. 
• Daniel W. Weedman: Quasar Astronomy. Cambridge University Press, 1988, ISBN 0-521-35674-1. 

• Bill Keel's page

1. ↑ E. A. Fath: The spectra of some spiral nebulae and globular star clusters. In: Lick Obs. Bull. Band 5, 1909, S. 71 (harvard.edu). Fehler in Vorlage:Literatur – *** Parameterkonflikt: Statt URL sollte etwas wie 'bibcode=' angegeben werden
2. ↑ Vgl. Abschnitte 11.1 und 13.2 in Lang 2013.
3. ↑ C. Seyfert: (Online version at IPAC). Fehler in Vorlage:Literatur – *** Pflichtparameter fehlt: Weder 'Titel' noch sonstiges Werk, vgl. Abschnitt 2 in Shields 1999.
4. ↑ ^{a b} E. Ya. Khachikyan, D. W. Weedman: A spectroscopic study of luminous galactic nuclei. In: Astrophysics. Band 7, Nr. 3, S. 231–240 (ADS-Eintrag). 
5. ↑ Zu Radiogalaxien Abschnitt 2, zu Quasaren Abschnitt 3 in Shields 1999.
6. ↑ Maarten Schmidt: 3C 273: A Star-Like Object with Large Red-Shift. In: Nature. Band 197, 1963, S. 1040 (ADS-Eintrag). 
7. ↑ Vgl. Abschnitt 4 in Shields 1999.
8. ↑ Allgemein: Abschnitt 4.2. in Shields 1999 und Israel, Werner (1987): Dark stars: the evolution of an idea. In: Hawking, Stephen W.; Israel, Werner, 300 Years of Gravitation, Cambridge University Press, S. 199–276, ISBN 0-521-37976-8.
9. ↑ S. Wyckoff, T. Gehren, P.A. Wehinger: Resolution of quasar images. In: Astrophysical Journal. Band 247, 1981, S. 750–761 (ADS-Eintrag). , J.B. Hutchings, D. Crampton, B. Campbell: Optical imaging of 78 quasars and host galaxies. In: Astrophysical Journal. Band 280, 1984 (ADS-Eintrag). 
10. ↑ R.R.J. Antonucci und J.S. Miller: Spectropolarimetry and the nature of NGC 1068. In: Astrophysical Journal. Band 297, 1985, S. 621–632 (ADS-Eintrag). 
11. ↑ ^{a b} R. Antonucci: Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars. In: Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics. Band 31, Nr. 1, 1993, S. 473–521, doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002353 (ADS-Eintrag). Fehler in Vorlage:Literatur – *** Parameterkonflikt: Statt URL sollte etwas wie 'bibcode=' angegeben werden, Meg Urry und Paolo Padovani: Unified schemes for radioloud AGN. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Band 107, 1995, S. 803–845, doi:10.1086/133630, arxiv:astro-ph/9506063 (ADS-Eintrag). 
12. ↑ The 2dF QSO Redshift Survey (2QZ).
13. ↑ R. Antonucci: Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars. In: Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Band 31, 1993, S. 473. 
14. ↑ Abschnitt 13.14 in M. P. Hobson, G. P. Efstathiou und A. N. Lasenby: General Relativity: An Introduction for Physicists. Cambridge University Press, 2006, ISBN 978-0-521-82951-9. 
15. ↑ Vincent L. Fish und Sheperd S. Doeleman: Observing a black hole event horizon: (sub)millimeter VLBI of Sgr A*. In: Relativity in Fundamental Astronomy: Dynamics, Reference Frames, and Data Analysis, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium. Band 261, S. 271–276. 
16. ↑ Ford, Holland C.; Harms, Richard J.; Tsvetanov, Zlatan I.; Hartig, George F.; Dressel, Linda L.; Kriss, Gerard A.; Bohlin, Ralph C.; Davidsen, Arthur F.; Margon, Bruce; Kochhar, Ajay K.: Narrowband HST images of M87: Evidence for a disk of ionized gas around a massive black hole. In: Astrophysical Journal Letters (ISSN 0004-637X), vol. 435, no. 1, S. L27–L30. Band 435, 1994, S. L27–L30 (ADS-Eintrag). 
17. ↑ r.D. Blandford und C.F. McKee: Reverberation mapping of the emission line regions of Seyfert galaxies and quasars. In: Astrophysical Journal. Band 255, 1982, S. 419–439 (ADS-Eintrag). 
18. ↑ Steven A. Balbus und John F. Hawley: A powerful local shear instability in weakly magnetized disks. I – Linear analysis. II – Nonlinear evolution. In: Astrophysical Journal. Band 376, 1991, S. 214–233. 
19. ↑ E. W. Bonning u. a.: Accretion Disk Temperatures and Continuum Colors in QSOs. In: Astrophysical Journal. Band 659, 2007, S. 211–217, doi:10.1086/510712, arxiv:astro-ph/0611263. 
20. ↑ Y.Y. Zhou u. a.: Statistical Properties of the Big Blue Bump in Active Galactic Nuclei. In: Astrophysical Journal. Band 475, 1997, S. L9–L12 (ADS-Eintrag). 
21. ↑ Francesco Haardt und Laura Maraschini: X-ray spectra from two-phase accretion disks. In: Astrophysical Journal. Band 413, 1993, S. 507–517 (ADS-Eintrag). 
22. ↑ Richard F. Mushotzky, Christine Done und Kenneth A. Pounds: X-ray spectra and time variability of active galactic nuclei. In: Annual review of astronomy and astrophysics. Band 31, 1993, S. 717–761. 
23. ↑ Francesco Haardt, Laura Maraschini und Gabriele Ghisellini: A model for the X-ray and ultraviolet emission from Seyfert galaxies and galactic black holes. In: Astrophysical Journal. Band 432, 1994, S. L95–L99 (ADS-Eintrag). 
24. ↑ Y. Tanaka u. a.: Gravitationally redshifted emission implying an accretion disk and massive black hole in the active galaxy MCG-6-30-15. In: Nature. Band 375, 1995, S. 659–661 (ADS-Eintrag). 
25. ↑ M. Dovčiak, V. Karas und T. Yaqoob: An Extended Scheme for Fitting X-Ray Data with Accretion Disk Spectra in the Strong Gravity Regime. In: Astrophysical Journal. Band 153, 2004, S. 205–221. 
26. ↑ K. Iwasawa, G. Miniutti und A.C. Fabian: Flux and energy modulation of redshifted iron emission in NGC 3516: implications for the black hole mass. In: MNRAS. Band 355, 2004, S. 1073–1079 (ADS-Eintrag). 
27. ↑ R.D. Blandford, D.G. Payne: Hydromagnetic flows from accretion discs and the production of radio jets. In: MNRAS. Band 1999, 1982, S. 883–903. 
28. ↑ R. D. Blandford, R. L. Znajek: Electromagnetic extraction of energy from Kerr black holes. In: MNRAS. Band 179, 1977, S. 433–456 (ADS-Eintrag). Fehler in Vorlage:Literatur – *** Parameterkonflikt: Statt URL sollte etwas wie 'bibcode=' angegeben werden
29. ↑ Laing RA: The sidedness of jets and depolarization in powerful extragalactic radio sources. In: Nature. 331. Jahrgang, Nr. 6152, 1988, S. 149, doi:10.1038/331149a0, bibcode:1988Natur.331..149L. , Garrington S, Leahy JP, Conway RG, Laing RA: A systematic asymmetry in the polarization properties of double radio sources. In: Nature. 331. Jahrgang, Nr. 6152, 1988, S. 147, doi:10.1038/331147a0, bibcode:1988Natur.331..147G. 
30. ↑ The Pierre Auger Collaboration: Correlation of the Highest-Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects. In: Science. Band 318, 2007, S. 938–943, doi:10.1126/science.1151124. 
31. ↑ Die hier verwendete Klassifikation ist die aus Kapitel 2 in Peterson 1997.
32. ↑ ^{a b} Nach Abschnitt 2.1 in Peterson 1997.
33. ↑ Erstmals F.K. Baganoff u. a.: Rapid X-ray flaring from the direction of the supermassive black hole at the Galactic Centre. In: Nature. Band 413, 2001, S. 45–48 (ADS-Eintrag). 
34. ↑ Donald Osterbrock: Emission-line spectra and the nature of active galactic nuclei. In: H.R. Miller und P.J. Wiita (Hrsg.): Active Galactic Nuclei. Springer, 1988, ISBN 978-3-540-19492-7, S. 1–18 (Online-Version auf NED). 
35. ↑ Matthews, Thomas A.; Sandage, Allan R.: Optical Identification of 3c 48, 3c 196, and 3c 286 with Stellar Objects. In: Astrophysical Journal. 138. Jahrgang, 1963, S. 30–56, doi:10.1086/147615, bibcode:1963ApJ...138...30M. 
36. ↑ Physics: Imagination and Reality. (google.it [abgerufen am 8. Mai 2013]). 
37. ↑ Bahcall, John N.; Kirhakos, Sofia; Saxe, David H.; Schneider, Donald P.: Hubble Space Telescope Images of a Sample of 20 Nearby Luminous Quasars. In: Astrophysical Journal. Band 479, 1997, S. 642–658, arxiv:astro-ph/9611163 (ADS-Datenbankeintrag). 
38. ↑ R. D. Blandford, M. J. Rees: A 'twin-exhaust' model for double radio sources. Zwillings-Jet-Modell. 1974.
39. ↑ B. L. Fanaroff, J. M. Riley: The morphology of extragalactic radio sources of high and low luminosity.
40. ↑ Seite 242 in Cuno Hoffmeister: 354 neue Veränderliche. In: Astronomische Nachrichten. Band 236, 1929, S. 233–244 (ADS-Eintrag). 
41. ↑ John L. Schmitt: BL Lac identified as a Radio Source. In: Nature. Band 218, 1968, S. 663 (ADS-Eintrag). 
42. ↑ L. C. Ho, A. V. Filippenko, W. L. W. Sargent: A Search for “Dwarf” Seyfert Nuclei. III. Spectroscopic Parameters and Properties of the Host Galaxies. In: Astrophysical Journal Supplement. 112. Jahrgang, Nr. 2, 1997, S. 315–390, doi:10.1086/313041, arxiv:astro-ph/9704107, bibcode:1997ApJS..112..315H. 
43. ↑ ^{a b} T. M. Heckman: An optical and radio survey of the nuclei of bright galaxies – Activity in normal galactic nuclei. In: Astronomy and Astrophysics. 87. Jahrgang, 1980, S. 152–164, bibcode:1980A&A....87..152H. 
44. ↑ G. Kauffmann: The discovery of LINERs and a premonition that black holes are found in every galaxy. Commentary on: Heckman T. M., 1980, A&A, 87, 152. In: Astronomy & Astrophysics. Band 500, 2009, S. 201−202 (ADS-Eintrag). 
45. ↑ L. C. Ho, A. V. Filippenko, W. L. W. Sargent: A Reevaluation of the Excitation Mechanism of LINERs. In: Astrophysical Journal. 417. Jahrgang, 1993, S. 63–81, doi:10.1086/173291, bibcode:1993ApJ...417...63H. 
46. ↑ R. Terlevich, J. Melnick: Warmers – The missing link between Starburst and Seyfert galaxies. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 213. Jahrgang, 1985, S. 841–856, doi:10.1093/mnras/213.4.841, bibcode:1985MNRAS.213..841T. 
47. ↑ J. C. Shields: Normal O stars in dense media generate LINERs. In: Astrophysical Journal Letters. 399. Jahrgang, 1992, S. L27–L30, doi:10.1086/186598, bibcode:1992ApJ...399L..27S. 
48. ↑ Abschnitt 6 in Kormendy, John; Richstone, Douglas: Inward Bound – The Search For Supermassive Black Holes In Galactic Nuclei. In: Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Band 33, 1995, S. 581–624 (ADS-Eintrag). 
49. ↑ John Magorrian u. a.: The Demography of Massive Dark Objects in Galaxy Centers. In: Astronomical Journal. Band 115, 1998, S. 2285–2305 (ADS-Eintrag). 
50. ↑ Ferrarese, Laura; Merritt, David: A Fundamental Relation between Supermassive Black Holes and Their Host Galaxies. In: Astrophysical Journal. Band 539, 2000, S. L9–L12 (ADS-Eintrag).  vs. Karl Gebhardt u.  a.: A Relationship between Nuclear Black Hole Mass and Galaxy Velocity Dispersion. In: Astrophysical Journal. Band 539, 2000, S. L13–L16 (ADS-Eintrag). 
51. ↑ Khee-Gan Lee: Der Schatten des kosmischen Netzes. In: Sterne und Weltraum. Oktober, 2014, S. 36 (Online-Version (kostenpflichtig)). 
52. ↑ Roger Lynds: The Absorption-Line Spectrum of 4C 05.34. In: Astrophysical Journal. Band 164, 1971, S. L73–L78 (ADS-Eintrag). Fehler in Vorlage:Literatur – *** Parameterkonflikt: Statt URL sollte etwas wie 'bibcode=' angegeben werden
53. ↑ Crighton, Neil H. M.; Hennawi, Joseph F.; Prochaska, J. Xavier: Metal-poor, Cool Gas in the Circumgalactic Medium of a z = 2.4 Star-forming Galaxy: Direct Evidence for Cold Accretion? In: Astrophysical Journal Letters. Band 776, 2013, S. L18 (ADS-Eintrag). Fehler in Vorlage:Literatur – *** Parameterkonflikt: Statt URL sollte etwas wie 'bibcode=' angegeben werden
54. ↑ Cantalupo, Sebastiano; Arrigoni-Battaia, Fabrizio; Prochaska, J. Xavier; Hennawi, Joseph F.; Madau, Piero: A cosmic web filament revealed in Lyman-alpha emission around a luminous high-redshift quasar. In: Nature. Band 506, 2014, S. 63–66 (ADS-Eintrag). 
55. ↑ James E. Gunn, Bruce A. Peterson: On the Density of Neutral Hydrogen in Intergalactic Space. In: Astrophysical Journal. Band 142, 1965 (ADS-Eintrag). 
56. ↑ R. H. Becker u. a.: Evidence For Reionization at z ~ 6: Detection of a Gunn-Peterson Trough In A z = 6.28 Quasar. In: Astronomical Journal. Band 122, Nr. 6, 2001, S. 2850–2857, doi:10.1086/324231, arxiv:astro-ph/0108097. 
57. ↑ D. Tytler, X. M. Fan, S. Burles: Cosmological baryon density derived from the deuterium abundance at redshift z = 3.57. In: Nature. Band 381, 1996, S. 207 (Online-Version auf NED). 
58. ↑ Robert V. Wagoner: Big-Bang Nucleosynthesis Revisited. In: Astrophysical Journal. Band 179, 1973, S. 343–360 (ADS-Eintrag). 
59. ↑ J.K. Webb u. a.: Search for Time Variation of the Fine Structure Constant. In: Physical Review Letters. 82. Jahrgang, Nr. 5, 1999, S. 884–887, doi:10.1103/PhysRevLett.82.884, arxiv:astro-ph/9803165, bibcode:1999PhRvL..82..884W.  M.T. Murphy u. a.: Possible evidence for a variable fine-structure constant from QSO absorption lines: motivations, analysis and results. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 327. Jahrgang, Nr. 4, 2001, S. 1208, doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04840.x, arxiv:astro-ph/0012419, bibcode:2001MNRAS.327.1208M.  J.K. Webb u. a.: Further Evidence for Cosmological Evolution of the Fine Structure Constant. In: Physical Review Letters. 87. Jahrgang, Nr. 9, 2001, S. 091301, doi:10.1103/PhysRevLett.87.091301, PMID 11531558, arxiv:astro-ph/0012539, bibcode:2001PhRvL..87i1301W.  M.T. Murphy, J.K. Webb, V.V. Flambaum: Further Evidence for a Variable Fine-Structure Constant from Keck/HIRES QSO Absorption Spectra. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 345. Jahrgang, Nr. 2, 2003, S. 609, doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06970.x, arxiv:astro-ph/0306483, bibcode:2003MNRAS.345..609M.  H. Chand u. a.: Probing the Cosmological Variation of the Fine-Structure Constant: Results Based on VLT-UVES Sample. In: Astronomy & Astrophysics. 417. Jahrgang, Nr. 3, 2004, S. 853, doi:10.1051/0004-6361:20035701, arxiv:astro-ph/0401094, bibcode:2004A&A...417..853C.  R. Srianand u. a.: Limits on the Time Variation of the Electromagnetic Fine-Structure Constant in the Low Energy Limit from Absorption Lines in the Spectra of Distant Quasars. In: Physical Review Letters. 92. Jahrgang, Nr. 12, 2004, S. 121302, doi:10.1103/PhysRevLett.92.121302, PMID 15089663, arxiv:astro-ph/0402177, bibcode:2004PhRvL..92l1302S.  M.T. Murphy, J.K. Webb, V.V. Flambaum: Comment on “Limits on the Time Variation of the Electromagnetic Fine-Structure Constant in the Low Energy Limit from Absorption Lines in the Spectra of Distant Quasars”. In: Physical Review Letters. 99. Jahrgang, Nr. 23, 2007, S. 239001, doi:10.1103/PhysRevLett.99.239001, arxiv:0708.3677, bibcode:2007PhRvL..99w9001M.  M.T. Murphy, J.K. Webb, V.V. Flambaum: Revision of VLT/UVES Constraints on a Varying Fine-Structure Constant. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 384. Jahrgang, Nr. 3, 2008, S. 1053, doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12695.x, arxiv:astro-ph/0612407, bibcode:2008MNRAS.384.1053M. 
60. ↑ A. H. Andrei u. a.: The large quasar reference frame (LQRF): An optical representation of the ICRS. In: Astronomy and Astrophysics. Band 505, 2009, S. 385–404, doi:10.1051/0004-6361/200912041 (ADS-Datenbankeintrag). 
61. ↑ A. H. Andrei u. a.: Gaia initial QSO catalogue: the variability and compactness indexes. In: Memorie della Societa Astronomica Italiana. Band 83, 2012, S. 930–933 (ADS-Eintrag). 
62. ↑ H. Schuh, D. Behrend: VLBI: A fascinating technique for geodesy and astrometry. In: Journal of Geodynamics. Band 61, 2012, S. 68–80 (ADS-Eintrag). 
63. ↑ Aktive galaktische Kerne helfen Entfernungen zu bestimmen. In: Spektrum der Wissenschaft, November 2011. Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg. ISSN 0170-2971.
64. ↑ D. Watson, K. D. Denney, M. Vestergaard, T. M. Davis: A new cosmological distance measure using AGN. 21. September 2011. de.arxiv.org/abs/1109.4632v1 de.arxiv.org (astro-ph.CO).
65. ↑ Schneider, P., J. Ehlers, E. E. Falco: Gravitational lenses. Springer, 1992, ISBN 3-540-66506-4. 
66. ↑ D. Walsh, Carswell, R.F.; Weymann, R.J.: 0957+561A,B: twin quasistellar objects or gravitational lens? (pdf) nature 279, 31. Mai 1979, S. 381–384, abgerufen am 16. April 2011. 
67. ↑ Abschnitt 4.2. in Joachim Wambsganss: Gravitational Lensing in Astronomy. Living Rev. Relativity 1, (1998), 12. (Online-Version auf LRR, letzter Zugriff am 17. September 2014).
68. ↑ Turner, E.L., Ostriker, J.P., and Gott III, J.R.: The statistics of gravitational lenses: the distributions of image angular separations and lens redshifts. Astrophys. J., 284, 1–22, (1984). (ADS-Eintrag).
69. ↑ Lebach, D.E., Corey, B.E., Shapiro, I.I., Ratner, M.I., Webber, J.C., Rogers, A.E.E., Davis, J.L., and Herring, T.A.: Measurement of the Solar Gravitational Deflection of Radio Waves Using Very-Long-Baseline Interferometry. Phys. Rev. Lett., 75, 1439–1442, (1995).
70. ↑ Shapiro, S.S., Davis, J.L., Lebach, D.E., and Gregory, J.S.: Measurement of the solar gravitational deflection of radio waves using geodetic very-long-baseline interferometry data, 1979–1999. Phys. Rev. Lett., 92, 121101, (2004).

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