7.5 Aktieve kernen van melkwegstelsels

Een andere plaats waar in het heelal vermoedelijk zwarte gaten voorkomen zijn de zogenaamde aktieve kernen van melkwegstelsels (active galactic nuclei of AGN). Dit zijn zeer heldere, puntvormige objecten in het centrum van sommige melkwegstelsels, die vaak naast licht ook röntgen- en radiostraling uitzenden. De totale lichtsterkte van dit soort objecten kan enorm zijn, tot 10$^{15}$L$_\odot$ (of 10$^4$ keer de lichtsterkte van ons melkwegstelsel). Men vermoedt dat het hier gaat om superzware zwarte gaten, met massa's van 10$^5$ tot 10$^{10}$M$_\odot$, waar door accretie (in dit geval van sterren en gaswolken uit het omringende melkwegstelsel) grote hoeveelheden energie worden vrijgemaakt. Het is niet duidelijk hoe deze zwarte gaten aanvankelijk gevormd zijn, maar het is wel duidelijk dat ze in de loop van de levensduur van een melkwegstelsel aanzienlijk in massa kunnen groeien door het accretieproces. Mogelijk bevat elk melkwegstelsel (ook het onze) een centraal zwart gat, maar zijn de meeste niet aktief (bijvoorbeeld doordat er bijna geen accretie optreedt). Er zijn honderdduizenden zwakke röntgenbronnen aan de hemel bekend die waarschijnlijk allemaal aktieve kernen van melkwegstelsels zijn. Een belangrijke groep, de quasars, zijn tot op zeer grote afstanden in het heelal waarneembaar. Quasars zijn de helderste AGN. Ze zijn over het algemeen zo lichtsterk, dat het omringende melkwegstelsel niet te zien is (het wordt overstraald door de centrale puntvormige bron). Dit verklaart de naam van deze AGN: ``quasi-stellar objects''.


Figuur 72: Quasar PKS 2349 (vlak boven het heldere sterrenstelsel).

\begin{figure}\centerline{\psfig{figure=stia_lichtreistijd.postscript,height=2.5cm,angle=270}}\end{figure}
Figuur 73: De reistijd van het licht afkomstig van verschillende punten van een hemellichaam verschilt ruwweg $\Delta t=R/c$, waar $R$ de grootte van het hemellichaam is.

De belangrijkste aanwijzingen dat het bij AGN om zwarte gaten gaat, zijn enerzijds massabepalingen die worden uitgevoerd door de karakteristieke snelheden van gas of sterren in de omgeving van deze objecten met behulp van Dopplerverschuiving van hun spectraallijnen te meten, en anderzijds schattingen van de maximale afmetingen van deze objecten uit hun lichtsterkteveranderingen (de afmetingen van een zwart gat, zelfs van deze massa's, zijn veel te klein om over intergalaktische afstanden direkt te kunnen waarnemen). De schattingen van de afmeting $R$ maken gebruik van de volgende redenering: Als een hemellichaam binnen een tijdsbestek $\Delta t$ aanzienlijk van lichtsterkte verandert, dan kan zijn afmeting niet veel groter zijn dan $R=c\Delta t$, omdat zelfs als de helderheidsverandering overal in het hemellichaam tegelijk plaatsvindt, er nog een tijd $R/c$ zal verlopen tussen het tijdstip dat het licht van het dichtstbijzijnde punt en het licht van het verst verwijderde zichtbare punt van het hemellichaam ons bereikt (Fig. 73).

Het is duidelijk dat het hier gaat om een orde van grootte schatting; het precieze verloop van de waargenomen lichtsterkte hangt van allerlei details zoals de geometrie van het hemellichaam af.

Het blijkt dat op deze manier soms een afmeting voor de AGN wordt gevonden die van de orde is van $R_{Schw}$. Ondanks de onzekerheden is dat een goed argument voor de aanwezigheid van een zwart gat. Een rechtstreekse aanwijzing hiervoor is ook dat in sommige gevallen de waargenomen snelheden van de orde van $c$ lijken te zijn.

Opgave. Wat zegt dit over de compactheid $M/R$?


[INDEX]