A First Look at the Dusty Ring Around a Giant Black Hole

First detection by infrared interferometry of an extragalactic object

27. Juni 2003

Active Galactic Nuclei (AGN) are one of the most energetic and mysterious phenomena in the universe. In some galaxies indeed, the core generates amounts of energy wich surpass those of normal galaxies, such as our Milky Way, by many orders of magnitude.

The central engine of these power stations is thought to be a supermassive black hole. Indirect lines of evidence have suggested that these massive black holes are enshrouded in a thick doughnut-shaped structure of gas and dust, wich astronomers call a »torus«. However, due to the limited sharpness of images that can be obtained with present telescopes in the 10 m range, such a torus has never been imaged to date.

However, the new and powerful VLT- Interferometer ^[1] – a mode of the ESO Very Large Telescope that combines light from at least two telescopes to obtain information on a very fine scale – should make possible such kind of observations. In fact, using the recently inaugurated MIDI instrument ^[2], which recently came into operation, a team of European astronomers ^[3] has now succeeded for the first time in resolving structures in the dusty torus of the prototype AGN, the famous galaxy NGC 1068. The structures have a size of roughly 0.03 arcsec, corresponding to about 10 light-years at the distance of the galaxy.

This important achievement shows that the VLT Interferometer, in conjunction with the MIDI instrument, is a valuable tool even in the study of objects outside our own Galaxy.

Abb. 1: Künstlerische Darstellung einer Aktiven Galaxie. Im Zentrum steckt das massereiche Schwarze Loch, umgeben von einer schnell rotierenden Akkretionsscheibe und eingebettet in eine torusförmige dichte Staubhülle. Von diesem Zentralbereich gehen nach beiden Seiten in Polrichtung Jets aus. — **Abb. 1:** Künstlerische Darstellung einer Aktiven Galaxie. Im Zentrum steckt das massereiche Schwarze Loch, umgeben von einer schnell rotierenden Akkretionsscheibe und eingebettet in eine torusförmige dichte Staubhülle. Von diesem Zentralbereich gehen nach beiden Seiten in Polrichtung Jets aus.

**Abb. 1:** Künstlerische Darstellung einer Aktiven Galaxie. Im Zentrum steckt das massereiche Schwarze Loch, umgeben von einer schnell rotierenden Akkretionsscheibe und eingebettet in eine torusförmige dichte Staubhülle. Von diesem Zentralbereich gehen nach beiden Seiten in Polrichtung Jets aus.

Abb. 2: Die Aktive Galaxie NGC 1068, aufgenommen im sichtbaren Licht. Die Aufnahme besteht aus 820 x 680 Pixel. Die Ausschnittsvergrößerung zeigt die innersten 5 x 5 Pixel, darin wiederum markiert der eingezeichnete Kreis die Größe der mit MIDI aufgelösten Struktur. — **Abb. 2:** Die Aktive Galaxie NGC 1068, aufgenommen im sichtbaren Licht. Die Aufnahme besteht aus 820 x 680 Pixel. Die Ausschnittsvergrößerung zeigt die innersten 5 x 5 Pixel, darin wiederum markiert der eingezeichnete Kreis die Größe der mit MIDI aufgelösten Struktur.

**Abb. 2:** Die Aktive Galaxie NGC 1068, aufgenommen im sichtbaren Licht. Die Aufnahme besteht aus 820 x 680 Pixel. Die Ausschnittsvergrößerung zeigt die innersten 5 x 5 Pixel, darin wiederum markiert der eingezeichnete Kreis die Größe der mit MIDI aufgelösten Struktur.

Abb. 3: Dieses Interferenzmuster – das typische Merkmal interferometrischer Messungen – wurde in der Nacht vom 15./16. Juni 2003 beobachtet. Auf der X-Achse ist die optische Weglängendifferenz (optical path length, OPD) zwischen den beiden Strahlengängen des Interferometers aufgetragen (in Mikrometern). Die Messung konnte während zweier Nächte auf konsistente Art wiederholt werden. Aus dem Vergleich dieser Messungen mit dem viel ausgeprägteren Interferenzmuster eines (unaufgelösten) Sterns ließ sich ableiten, dass die Strukturen im Staubtorus in NGC 1068 etwa 0.03 Bogensekunden oder kleiner sind, was am Ort der Galaxie höchstens etwa 10 Lichtjahren entspricht. — **Abb. 3:** Dieses Interferenzmuster – das typische Merkmal interferometrischer Messungen – wurde in der Nacht vom 15./16. Juni 2003 beobachtet. Auf der X-Achse ist die optische Weglängendifferenz (optical path length, OPD) zwischen den beiden Strahlengängen des Interferometers aufgetragen (in Mikrometern). Die Messung konnte während zweier Nächte auf konsistente Art wiederholt werden. Aus dem Vergleich dieser Messungen mit dem viel ausgeprägteren Interferenzmuster eines (unaufgelösten) Sterns ließ sich ableiten, dass die Strukturen im Staubtorus in NGC 1068 etwa 0.03 Bogensekunden oder kleiner sind, was am Ort der Galaxie höchstens etwa 10 Lichtjahren entspricht.

**Abb. 3:** Dieses Interferenzmuster – das typische Merkmal interferometrischer Messungen – wurde in der Nacht vom 15./16. Juni 2003 beobachtet. Auf der X-Achse ist die optische Weglängendifferenz (optical path length, OPD) zwischen den beiden Strahlengängen des Interferometers aufgetragen (in Mikrometern). Die Messung konnte während zweier Nächte auf konsistente Art wiederholt werden. Aus dem Vergleich dieser Messungen mit dem viel ausgeprägteren Interferenzmuster eines (unaufgelösten) Sterns ließ sich ableiten, dass die Strukturen im Staubtorus in NGC 1068 etwa 0.03 Bogensekunden oder kleiner sind, was am Ort der Galaxie höchstens etwa 10 Lichtjahren entspricht.

Notes:
[1] More information about the VLTI and photos of many components of the facility are available at the VLTI Website, as well as in ESO PR 06/01 ("First Light" in March 2001and explanation of the interferometric measurements), ESO PR 23/01 (observations with two 8.2-m telescopes im October 2001), ESO PR 16/02 (observations with four 8.2-m telescopes in September 2002), ESO PR 11/03 (installation of the first MACAO adaptive optics unit in May 2003) and ESO PR 17/03.

[2] MIDI has been developed since 1997 at the Max Planck Institute for Astronomy, Heidelberg in collaboration with several Institutes in Germany, The Netherlands and France. For the "First Light" of MIDI see the MPIA press release Interferometry with MIDI at the ESO VLT telescopes.

[3] The observations were planned and carried out by an international team including Ch. Leinert, R. Köhler, K. Meisenheimer (MPI for Astronomy, Heidelberg), A. Richichi, M. Schöller, S. Morel, F. Paresce (ESO), H. Roettgering, W. Jaffe (Leiden), R. Waters (Amsterdam) und F. Malbet (Grenoble).