Jets

WS 2004/05
HochauflösendeRadiobeobachtungenaktiver Galaxienkerne
Silke Britzen
MPIfR, Bonn
19.01.05
Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
1
Jede 2. Woche!
Termine:
Im Internet auf:
05.11.2004
http://www.mpifr-bonn.mpg.de/staff/sbritzen
19.11.2004
pdf-Version der Vorlesung im Internet
03.12.2004
17.12.2004
14.01.2005
28.01.2005
11.02.2005
Meine e-mail:
[email protected]
Heute: Jets
Überblick: Wintersemester 2004/05
As t r ophy s i k ak t i v er Gal ax i enk er ne
E in fü h ru n g u n d Ü b e rb lick
Aktive Galaxienkerne
Was heißt „ aktiv“ ?
Welche Arten gibt es – der Zoo, wichtigste Merkmale
AGN Radio-Durchmusterungen
S ch w a rze L ö ch e r:
Das Standardmodell: Schwarzes Loch + Akkretionsscheibe +Jet
D a s Je t-P h ä n o m e n
Jets von pc- zu kpc-Skalen
Scheinbar überlichtschnelle Bewegungen
Krümmungen & Präzession
Jetsimulationen
V a ria b ilitä t
Überblick: Zeitskalen & Wellenlängen
Theoretische Modelle
Überblick: Wintersemester 2004/05
As t r ophy s i k ak t i v er Gal ax i enk er ne
K o ssm
m o lo g isch e E vo lu tio n d e r A G N – H ie ra rc h isch e s
M o d e ll
U n s e re M ilch stra ß e u n d d ie M ö g lich ke it e in e s
S ch w a rze n L o ch s im Z e n tru m
V e re in h e itlic
h u n g sth e o rie n
itlich
K o ssm
m o lo g ie m it A ktive
e rn e n
ktiv e n G a la xie n kke
O ffe n e F ra g e n d e r E rfo rsch u n g a ktive
k tive r G a la xie n ke rn e
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Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
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Litera tu r & m eh r … .
Internet:
Hom ep a ge v on A . Mü ller, LSW:
w w w .lsw .uni-he ide lbe rg.de /use rs/a mue lle r
A rtic le s:
Mod elin g Extra ga la ctic Jets , A. Ferrari, Annu. Rev. Astron.
Astrophys. 1998. 36: 359-98
Pa rsec- Sca le Jets in Extra ga la ctic Ra d io Sou rces,
J.A. Zensus, Annu. Rev. Astron. Astrophys. 1997. 35: 607-36
T h eory of Extragalactic Radio Sou rces , B eg elm an , M .C ., R.D .
B lan dford , & M .J . Rees, 1984, Rev s. M od ern Phy sics 56, 255
19.01.05
Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
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Litera tu r & m eh r … .
Books:
A ctiv e galactic n u clei, 1990, R.D . B lan d ford , 20th SA A S-FEE lectu res
A n In trodu ction to A ctiv e Galactic Nu clei, Bradley M. Peterson
A ctiv e Galactic Nu clei: From th e Cen tral Black Hole to
th e Galactic En v iron m en t, Julian H. Krolik
Qu asars an d A ctiv e Galactic Nu clei : A n In trodu ction
Ajit
Kembhavi & Jayant V. Narlikar
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Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
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Jets
Wo werden Jets beobachtet?
Wie sehen Jets aus?
Wie füttert das Schwarze Loch den Jet?
Merkwürdigkeiten: scheinbar überlichtschnelle
Bewegungen, Jetknoten, ….
Woraus bestehen sie? Was sind Jetknoten wirklich?
Wie werden Jets erzeugt?
Was ist ihre Lebensdauer?
Wie werden Jets kollimiert?
Wie funktionieren Jets, kann man sie simulieren?
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Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
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WowerdenJetsbeobachtet?
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Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
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Jets
Jets sind die grössten Teilchenbeschleuniger des Universums!
Es handelt sich dabei um M aterieausflüsse von astrophysikalischen
Objekten, die auf allen Längenskalen vertreten sind.
So beobachtet man die protostellaren Jets oder Jets junger Sterne
(Young Stellar Objects, YSOs) beispielsweise in Herbig-Haro-Objekten
oder T-Tauri-Sternen, die also von stellarer Grössenordnung sind.
In Röntgendoppelsternen fliesst Materie eines massereichen Sterns auf
ein kompaktes Objekt. Dabei entstehen auch Jets auf der stellaren
Längenskala, die Jets der Mikroquasare. Sämtliche Jets dieser kleineren
Grössenordnung subsummiert man unter dem Begriff M ikro-Jets.
Aber man beobachtet auch die viel grösseren Jets - die M akro-Jets - von
Aktiven Galaktischen Kernen (AGN), also beispielsweise bei
Radiogalaxien oder Quasaren. Sie haben Längen auf der kpc- oder sogar
Mpc-Skala!
Jets
Protostellare Jets
Mikro-Jets (Microquasare)
Makro-Jets (Aktive Galaxienkerne)
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Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
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Protostellare Jets
W e rd e n in H e rb ig -H a ro O b je kte n o d e r T T a u ri S te rn e n b e o b a ch te t
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Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
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Allgemeines über T Tauri Sterne
N a m e n a ch d e m P ro to typ in
d e n D u n ke lw o lke
lk e n d e s
S te rn b ild e s T a u ru s
W e ite re B e ze ich n u n g e n :
RW-Aurigae-Sterne
Orion- bzw. Nebelveränderliche
Young Stellar Objects (YSOs)
R e n a te Z e ch n e r
T Tau im optischen Bereich
R e n a te Z e ch n e r
T T au
T Tau
RA:
04 21 59.4
Dec: +19 32 06
Size: 14´1 x 14´1
Survey:
Palomar Observatory
Sky Survey
HL Tau im IR - Bereich
3 -F a rb e n b ild (im I-, Ju n d H -B a n d )
A ktive A kkre tio n ss-sc
h e ib e u m e in e n
sch
P ro to ste rn
R e n a te Z e ch n e r
Allgemeines über T Tauri Sterne
N a m e n a ch d e m P ro to typ in
d e n D u n ke lw o lke
lk e n d e s
S te rn b ild e s T a u ru s
W e ite re B e ze ich n u n g e n :
RW-Auriga-Sterne
Orion bzw. Nebelveränderliche
Young Stellar Objects (YSOs)
R e n a te Z e ch n e r
Was sind T Tauri Sterne?
Junge, sonnenähnliche Sterne:
105 - 107 Jahre
Eruptive Veränderliche
Taurus
Irregulärer Lichtwechsel
Emissionslinensterne der
Spektralklassen G bis M
Starke Emissionslinien v.a. von
H, Ca II und He I
Orion
Auriga
R e n a te Z e ch n e r
Eigenschaften der T Tauri Sterne
V o rko m m e n in T A ss
o zia tio n e n
sso
Ü b e rh ä u fig kke
e it vo n L i
R a s ch e R o ta tio n
M a g n e tisch e A ktivitä t
O ft vo n e in e r
A kk
re tio n ssch e ib e u m g e b e n
kkre
H ä u fig D o p p e ls
te rn ssyste
yste m
lste
R e n a te Z e ch n e r
L a g e im H R D :
Microquasar
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Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
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Microquasare
R ö n tg e n d o p p e lste rn e
M a te rie flie ß t vo n
m a sse re ich e m S te rn a u f
ko m p a kte s O b je kt
A . M ü lle r
Entdeckung der Jets in Aktiven Galaxienkernen
1918: Heber Curtis sieht einen „ curious straight jet“
bei Beobachtungen von M87
Beobachtungen der Doppel-Keulen in
ausgedehnten Radio-Galaxien wie Cygnus A
(Jennison & Das Gupta 1953); gigantische
Dimensionen und erstaunliche Leistung
Baade und Minkowski prägen den Namen 1954 bei
Beobachtungen von M87
19.01.05
Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
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„ Jets have a knotty
problem!“
Der „erste“ Qu asar:
3 C2 7 3
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Hochauflösende Radiobeobachtungen
aktiver Galaxienkerne
Lobanov et al.
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Jet-Em ission auf Skalen von
300 kpc bis zu < 1pc
kpc-Jet und pc-Jet:
aufgrund von VLA
und MERLIN bzw .
VLBI und VLBA19.01.05
Beobachtungen
Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
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Radio data of Robert Laing (RGO), Alan Bridle and Richard Perley (NRAO),
Luigina Feretti, Gabriele Giovannini and Paola Parma (Bologna), to be published.
F R I (p lu m e d ) ra d io g a la xy
a t z= 0 .0 1 6 9 (5 1 / h M p c, H =
1 0 0 h km /s/M p c)
F ila m e n ta ry p lu m e s e xte n d
3 0 0 / h kp c fro m g a la xy
C o n ica l in n e r je t a n d
co u n te rje t
L a rg e -sca le d isto rtio n
(w ig g lin g ) o f b o th p lu m e s
V L A 1 .4 G H z im a g e a t 5 .5
a rcse c re so lu tio n
Radio data of Robert Laing (RGO), Alan
Bridle and Richard Perley (NRAO),
Luigina Feretti, Gabriele Giovannini and Paola
Parma (Bologna), to be published.
F R I (p lu m e d ) ra d io g a la x y
a t z= 0 .0 1 6 9 (5 1 /h M p c, H =
1 0 0 h km /s/M p c)
F ila m e n ta ry p lu m e s e xte n d
3 0 0 /h kp c fro m g a la xy
C o n ica l in n e r je t a n d
co u n te rje t
V L A 1 .4 G H z d a ta a t 5 .5
a rcse c re so lu tio n
P ro ce sse d w ith S o b e l
(in te n sity-g ra d ie n t) filte r
Radio data of Robert Laing (RGO), Alan
Bridle and Richard Perley (NRAO),
Luigina Feretti, Gabriele Giovannini and Paola
Parma (Bologna), to be published.
FR I (plumed) radio galaxy at z=0.0169 (51/h
Mpc, H = 100h km/s/Mpc)
Large-scale arcs in jets before they bend
Rapidly expanding, then recollimating, jet
and counterjet
Northern jet base is bright
Gaps between both jets and nuclear source
Evidence for rapid slowdown of bulk
relativistic outflow
VLA 8 GHz data at 0.3 arcsec resolution
Radio data of Robert Laing (RGO), Alan
Bridle and Richard Perley (NRAO),
Luigina Feretti, Gabriele Giovannini and Paola
Parma (Bologna), to be published.
• FR I (plumed) radio galaxy at
z=0.0169 (51/h Mpc, H = 100h
km/s/Mpc)
• Rapidly expanding, then
recollimating, jet and counterjet
• Northern jet base is brightest just
before jet boundary "flares"
• Fainter, narrow inner jet close to
central source
• Evidence for rapid slowdown of bulk
relativistic outflow
• VLA 8 GHz data at 0.3 arcsec
resolution
Radio data of Robert Laing (RGO), Alan
Bridle and Richard Perley (NRAO),
Luigina Feretti, Gabriele Giovannini and Paola
Idee & Konzept
Lichtschnelle Plasmastrahlen
Erreichen Ausdehnung von mehreren Mio. Lichtjahtren
Entstehen im Zentrum von Galaxien: werden vermutlich von
Akkretionsscheiben produziert, welche sich um ultra-schnelle Schwarze
Löcher gebildet haben und Materie entlang ihrer Rotationsachse
ausstoßen
Am Ursprung des Jets findet sich fast immer ein sehr kompakter
Radiokern mit flachem Radiospektrum und sekundären Komponenten, die
sich of mit scheinbaren Überlichtgeschwindigkeiten vom Zentrum
entfernen
Jet sind Quellen starker Radiostrahlung, aber offensichtlich auch Quellen
von Röntgen, Gamma- und mögliche Quellen ultra-hochenergetischer
Teilchen
Jets inzwischen auch in radio-leisen Objekten gefunden
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Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
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Idee & Konzept
Peter Scheuer (1974), Blandford & Rees (1974): Radiokeulen werden gefüttert
durch Energietransport aus den Kernen optischer Galaxien via schmaler Jets!!
(postuliert bevor beobachtet …)
Basis: Relativistisches Jet Modell von Blandford & Königl (1979): ist das de facto
generelle AGN Paradigma: postuliert, daß AGN angetrieben werden durch ein
Schwarzes Loch mit Akkretionsscheibe an der Basis eines relativistischen Stroms
in Form von symmetrischen Zwillings-Jets
Theorie beruht auf folgenden Grundlagen:
Quellencharakteristiken werden durch relativistische Verstärkung (relativistic
beaming) bestimmt (Shklovskii 1963)
Relativistische Injektion von galaktischen Kernen (Rees 1966)
Akkretion von Materie auf ein zentrales Schwarzes Loch (Begelmann et al.
1984)
Die inneren Jets werden magnetisch aus der schnell rotierenden
Akkretionsscheibe gebildet (Blandford & Payne 1982)
Jets
Woraus bestehen Jets?
S yn ch ro tro n P la sm a : vo llstä n d ig io n isie rt u n d
w e ch se lw irku n g sfre i (ka n n w ie ko n tin u ie rlich e r F lu ß
b e h a n d e lt w e rd e n )
Z u sa m m e n sse
e tzu n g : ? E le ktro n -P o sitro n P la sm a , k ö n n te
re la tivistisch e P ro to n e n o d e r P o sitro n e n u n d n ich tre la tivistisch e (th e rm isch e ) P ro to n e n u n d E le kktro
tro n e n
b e in h a lte n ; a u fg ru n d d e s L a d u n g sa u sg le ich s m ü sse n
p o sitive T e ilch e n se in , m ü sse
ss e n a b e r n ich t zw a n g sl ä u fig
re la tivistisch sse
e in + M a g n e tfe ld : e in g e fro re n im P la sm a
Bewegung des Mediums wird meist adiabatisch sein, d.h. kein
Wärmeaustausch mit benachbarten Elementen oder Produktion von Wärme
durch internen Druck
einige (empirisch gefundene) Gesetzmäßigkeiten:
Geschwindigkeit der Jets skaliert mit der Entweichgeschwindigkeit vom
Zentralobjekt (bei Stern-Jets: einige 100 km/s; Neutronensterne: Bruchteil
von c; Schwarze L öcher: nahe c)
Massenausfluß in Quasaren: ein paar Prozent
Energie im Jet muß gleichmäßig auf Magnetfeld, relativistische Teilchen
und kinetische Jetenergie verteilt sein
=> radiolaute Quasare z.B. leiten fast ebensoviel Energie in ihre Jets,
wie sie durch Heizung der Akkretionsscheibe abstrahlen (Jet muß im
Innern produziert werden, genügend Energie)
Jet-Ausbreitung
A . M ü lle r
Wechselwirkung des Jets mit seiner Umgebung
Die st ärksten Radioquellen haben eine Gr öße von 1 - 300 kpc, einfache
Doppelstruktur und wohldefinierte äußere hot spots, die schwächeren
Quellen erscheinen komplexer und sind "edge-darkened" ; Erklärung durch
Vorstoß des Jetkopfes in das umgebende Medium
junge Jets: kurz & wohl-kollimiert, Energiedichte am Jetende hoch und
strahlungseffizient
ältere Jets: Jet deutlich länger, Kollimierung nimmt ab, die
Strahlunseffizienz läßt nach
Die Geschwindigkeit mit der sich der Jetkopf des Kanals in das
umgebende Medium ausbreitet ist sub-relativistisch (>0.1c) (sonst wären
Radioquellen heller und gr ößer)
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Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
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Hot-spots: Regionen hoher Radio-Oberflächenhelligkeit an den äußeren
Regionen der Radiokomponenten; einige kpc in Gr öße, elongiert
senkrecht zur Quellenachse und mit sehr scharfen Kanten, r ückwärts
diffus ausgedehnt in Richtung der zentralen Komponente
Projektionseffekt: in Wirklichkeit scheibenartig, Spektralindex zwischen
0.5 und 0.9
Optische Leuchtkraft ist normalerweise geringer als die Radio-Leuchtkraft
Hot-spots
In situ Teilchenbeschleunigung muß in den leuchtkr äftigsten hot spots
auftreten, Synchrotron Lebenszeiten der relativistischen Elektronen bei
Radiofrequenzen substantiell geringer als die "Transportzeit des Jets" vom
Kern
Werden als Arbeitsfläche (working surface) am Ende des Jets interpretiert
(Blandford und Rees 1974)
Jet wird abgebremst in einem starken kollisionslosen Schock wobei TeilchenBeschleunigung und Feldverst ärkung auftreten können
geschocktes Jetmaterial immer noch heiß wenn es hot spot Region verläßt
Strom wird zur ückgelenkt, Strom separiert von dem geschockten externen
Medium durch Diskontinuit ät in welcher Mischung auftreten kann
Cocoons
Ober-und ausserhalb der hot spots gibt es Strahlung
von Material aus den hot spots : häufig größere totale
Synchrotron-Leuchtkraft als die begleitenden hot
spots , aber Oberflächenhelligkeit geringer.
Cocoon umgibt die Jets und häufig die gesamte
Quelle, die Entwicklung der Form wird bestimmt durch
d e n V o rs to ß d e s Je ts u n d
d e n C o c o o n D ru ck: se itw ä rts g e rich te te
A u ssd
d e h n u n g in d a s u m g e b e n d e M e d iu m
Wie füttert das Schwarze Loch den Jet?
19.01.05
Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
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„ Massives Schwarzes Loch füttert seinen Jet“
• X-ray (RXTE)
• Radio (Michigan)
A. Marscher
Scheinbare überlichtschnelle Bewegungen?
19.01.05
Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
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Scheinbar überlichtschnelle Bewegungen
Scheinbar überlichtschnelle Bewegungen
John Biretta, Space Science Institute,
M 87, 6 fache Lichtgeschwindigkeit
19.01.05
Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
44
Scheinbar überlichtschnelle Bewegungen
3C 279
AT PARSEC SCALE
Typical VLBI observations
show:
• Compact core (the innermost
visible jet region)
• Knotty (components) jet like
structure
25 Ligh t yr. in 6 yr.
Wehrle et al. 2001
Very commonly observed are the
Scheinbar überlichtschnelle Bewegungen
A T PA R SEC SC A LE
Backward motions are even
possible
3C 279 a t 22 G H z
Ind ic a tions of in w a rd m o tion s
Wehrle et al. (2001)
AT PARSEC SCALE stationary components, are also common
M otions in a s a m p le of 42 γ-ra y
bla z a rs
Jorstad et al. (2001)
Ctlose
s socry
ia tefeda tu re
w sith
M os
of the to
sou rcthe
e s p recsore
e nt staationa
:
re
ollim
a tionn shoc
F acrthe
r dow
the jeks
t a ssoc ia te d w ith be nds
Morphologische Änderungen:
ü b e rlich tsch n e lle B e w e g u n g e n
verschiedene Komponenten in einer Quelle zeigen
unterschiedliche Geschwindigkeiten
Beschleunigungen, Abbremsungen
stationäre Komponenten mit sich bewegenden Komponenten
in einem Jet
komplizierte gekr ü mmte Pfade; unterschiedlich f ü r
verschiedene Komponenten
Komponenten können im Jet "entstehen"
...
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Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
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Doppler-Verstärkung = beaming
Relativistische Jets:
Einseitige Kern-Jet Morphologie & scheinbare überlichtschnelle
Bewegungen;
Grund:
Relativistische Bewegungen sehr nahe zur Sichtlinie (Rees 1966;
Blandford, McKee, Rees 1977); scheinbare Einseitigkeit reflektiert die
Doppler-Verst ärkung der Strahlung des uns entgegenkommenden Jets
im Vergleich zu dem Jet, der sich von uns wegbewegt
Doppler-Favorisierung reagiert sehr kritisch auf die Orientierung, die
beobachteten Flußdichten unterscheiden sich um den Faktor:
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Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
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Doppler-Verstärkung
Verstärkungsfaktor:
[(1 + vj cosθ / c) / (1 - vj cosθ / c)]2+ α;
vj ist die Jet-Geschwindigkeit;
α Spektralindex; θ Winkel
zwischen Jet und Sichtlinie
Relativistische JetGeschwindigkeiten
sind die Basis für eine
generelle Erklärung
von einseitigen
kompakten Jets
Scheinbar überlichtschnelle Bewegungen
Scheinbare überlichtschnelle Bewegungen
Relativistische Jets & Probleme
Probleme mit der relativistischen Interpretation:
W e n n g ro ß e JJe
e ts a u f u n s zu "g e b e a m t" sin d , d a n n sin d
ih re w a h re n L ä n g e n d e u tlic
h g rö ß e r
tlich
E in ig e d u rch d ie D o p p le r-F a vvo
o risie ru n g ve rs
rstt ä rkte n
Q u e lle n w e ise n K r ü m m u n g e n a u f -> su b re la tivistisch e
Je t-G e sch w in d ig ke ite n ; w ir g e h e n vo n lin e a re n
B e w e g u n g e n a u s -> w e rd e n n o ch sch n e lle r !
In e in ig e n Q u e lle n g ib t e s u n a b h ä n g ig G e sch w in d ig kke
e its
its-In fo rm a tio n e n , sie h e N G C 1 2 6 5 :1 0 0 0 0 km /s; o d e r
3 C 4 4 9 : 3 0 0 -5 0 0 km
k m /s
Proper motion
Apparent velocities
CJF
CJF
CJF
CJF
CJF
CJF
CJF
CJF
CJF
CJF
CJF
CJF
CJF
CJF
40
2,5
35
BL
RG
QSO
1,5
C JF ,
Britzen et
al. In prep
2 c ms ur v e y
1,0
Kel l er mann et
al . , 2004,
0,5
bapp (v/c)
l (mas/yr)
2,0
BL
30
RG
25
QSO
20
15
10
5
0
0,0
-5
-10
-0,5
0,0
0,5
1,0
1,5
redshift
2,0
2,5
0,0
3,0
H0=65, Wm=0.3
0,5
1,0
1,5
redshift
2,0
2,5
3,0
Scheinbare überlichtschnelle Bewegungen für
verschiedene Klassen von AGK
Quasars
BL Lacs
Radio galaxies
A p p a ren t m otion s:
Quasars (4.5 +/- 4.2c )> BL Lac Objects (3.1 +/- 2.8c) > Radio Galaxies (1.2
+/- 1.9c) => in agreem en t w ith u n ification scen arios
mainly acceleration, broad range of velocities within jets
Slower apparent velocities than in 2cm-survey (Kellermann et al., subm.)
=> increase in apparent velocitiy with frequency of the survey (see
also Jorstad et al.): no final explanation yet!!
Lebensdauer der Jets?
19.01.05
Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
57
Lebensdauer der Jets
Beobachtung: äußere "lobes
" befinden sich in Entfernungen von 300 kpc
"
vom Kern !!
auch wenn Material mit Lichtgeschwindigkeit fliegt -> muß den Kern vor
1 Mio Jahren verlassen haben
Beobachtung: Jet ist kontinuierlich !!
Prozeß muß über die gesamte Zeit kontinuierlich gewesen sein
schwer beobachtbar: Jets können intrinsisch gekrümmt sein !
Zeitskala für Transport wird deutlich länger
Beobachtung: aus Radioleuchtkraft der lobes
kann das Alter
bestimmt werden
Millionen von Jahren, klein im Vergleich zum Alter des Alls
Jetphysik
Beobachtung: Synchrotron-Strahlung
von Jets -> energetische Elektronen +
Magnetfeld
P ro b le m : S yn ch ro tro n stra h le n d e s
E n se m b le vo n E le ktro n e n h a t e in e
L e b e n sd a u e r vo n
= (m o c2) 2 / (10-14 B2 E) sec
6
mehrere
Größenordnungen geringer als die Zeit, die die Elektronen
~ 10
Jahre
'
brauchen, um an die äußersten Regionen zu gelangen
Lösung: zur Erklärung zu großer Lebenszeiten wird komplexe
Form des Transports von Jetmateriarial benötigt, der die
Synchrotronstrahlung unterdrückt; und zwar durch Mechanismen
wie
Kollimation
"freier Jet" (nicht eingeschränkt),
dehnt sich bei Vorwärtsbewegung
zu den Seiten hin aus
=> extrem langer Bleistift-beam
muß kollimiert werden, durch
in te rn e K o llim a tio n , o d e r
ä u ß e re n D ru ck
NASA/MIT/H.Marshall et al. (Chandra), NSF/NRAO/VLA (VLA),
NASA/STScI/UMBC/E. Perlman et al. (Hubble)
Kollimation
Beobachtung: der Strom von Jets geringer Geschwindigkeit wird schnell
zerstört
Beobachtung: ist der Jet supersonisch: wird er nicht gestört; Jets bleiben
solange kollimiert, wie sie supersonisch sind
Modelle können Jets inzwischen recht gut reproduzieren, reale Jets
spannen eine Längenskala von 108 : weit jenseits der Modelle
Kollimation
zwei Parameter bestimmen die Struktur der Jets und lobes:
wie supersonisch der Jet ist (Mach-Zahl: Geschwindigkeit des Stroms
verglichen mit der Geschwindigkeit des Schalls in dem Material)
das Verhältnis von Dichte des Gases innerhalb des Jets zu dem des
umgebenden Mediums
Modelle heute: supersonischer Jet produziert Bow-Schock, cocoonartigen Rückfluß (vorausgesagt von Scheuer und Blandford & Rees)
Beobachtung: viele Jets wurden bereits "quer" aufgelöst in Richtung über
den Jet und zeigen die hellste Region im Innern: Emission stammt vom
Material, welches im Jet transportiert wird, und nicht vom umgebenden
Material, welches durch die Ausdehnung des Jets durch
angeregt wird
das Medium
Erzeugung der Jets
das beste Modell zur Zeit: dünne Akkretionsscheiben können kollimierte und
relativistische Jets erzeugen
Haupt-Kollimations-Mechanismus: Wechselwirkung der strömenden Teilchen
mit Magnetfeld; Strom der Teilchen nach außen kommt vom Druck der extrem
heißen Korona eingefädelt durch rotierende magnetische, current-carrying
Feldlinien; Magnetfedlinien reichen so weit nach außen, bis magnetische Reconnection geschieht, da die Feldlinien nicht länger mit der Scheibe mitrotieren
können
Kollimation
Jet wird so stromabwärts kollimiert durch re-connected magnetische
Ummantellung -> könnte der "Kern" des Jets sein
Modell prophezeit: Akktretionsrate und Jetgeschwindigkeit sollten korrelliert
sein -> Quasare sollten stark relativistische Jets haben und FRI Quellen
schwächere oder sub-relativistische Jets -> wird im Wesentlichen von
Beobachtungen gestützt
Modelle produzieren relativistische Jets mit großem Bereich an möglichen
Lorentz-Faktoren, viel höher als zur Zeit beobachtet wird -> Mechanismus
wird benötigt, der dem Lorentz Faktor natürliches Limit setzt
Misalignment = Falschausrichtung
Resultat der ersten Caltech-Jodrell Bank VLBI Stichprobe: Problem der
falsch ausgerichteten Jets
der Winkel zwischen der durch die VLBI-Beobachtungen bestimmten pcJets und des durch VLA-Beobachtungen bestimmten kpc-Jets ein und
derselben Quelle => die meisten Quellen weisen Unterschied von 0 Grad
auf (d.h. gleich ausgerichtet); aber: zu große Anzahl mit 90 Grad !!
Misaligned AGN
Pearson & Readhead 1988: too many misaligned jets!!
Misalignm ent Angle: Angle between pc- Jet (VLBI- scale) and kpc- Jet (VLA- scale) of the
sam e sour ce = > misalignm ent angle of 0 (i.e. aligned) f or m ost sour ces; but: beam ing
cannot explain num ber of m isaligned obj ects!!
3C 309.1 .
Appl et al. 1996,
A&A 310, 419
Conway & Mur phy, 1993, ApJ
411, 89
Misalignment = Falschausrichtung
b e d e u te t: kp c-Je t w u rd e g e kr ü m m t u m re ch te n
W in ke l w ä h re n d e r sich a u s d e r K e rn R e g io n n a ch
a u ß e n a u sg e b re ite t h a t
A stro n o m e n h o ffte n , d ie s se i S ta tistik m it kle in e n
Z a h le n u n d w ü rd e b e i e in e m g r ö ß e re n D a te n sa tz
ve rsch w in d e n
zw e ite C a lte cch
h -Jo d re ll B a n k V L B I S tich p ro b e : 9 0
G ra d P e a k ve rsch w a n d , g r ö ß e re r D a te n sa tz
w a r n ic
h t d a s E n d e d e r G e sch ich te : e rn e u te
ich
D a rste llu n g d e r Q u e lle n m it h o h e r o p tisch
tis ch e r
19.01.05
P o la risa Hochauflösende
tio n : 9 0 G
ra d P e a k ist
ie d e r d a !!
Radiobeobachtungen
aktiverwGalaxienkerne
67
Misalignment = Falschausrichtung, Lösung
werden die Jets tatsächlich um 90 Grad
gekr ümmt von pcs zu kpcs?
Unwahrscheinlich, bislang keine
befriedigende Theorie oder Modell
Lösung: pc-Jet bewegt sich in helikaler
Art , Doppler Verstärkung erzeugt einen
bevorzugten Sichtwinkel f ür den helikalen
Jet : exakt 90 Grad
=> VLBI Jet f ür die “ gebeamten” Quellen
zeigt nicht die wahre Richtung des Stroms
B ezeihung zwischen helikalen Jets, F alschausrichtung und
BBH
1803+ 784
Mr k 501 .
Br itzen et al. 1999
Br itzen et al., subm .
Conway & Wr obel, 1995, ApJ 439
98
?
Helikale Jets
Sinusartiger Verlauf der
Jetlinie, VLBI Karten von
1928+738 (oder 4C73.18
Roos et al.,1993,
ApJ, 409, 130
Ursprung der Krümmungen
Warum bildet sich ein helikaler Jet?
Präzession!
Was kann die Präzession eines
Supermassiven Schwarzen Lochs
verursachen ?
Ein weiteres Schwarzes Loch!
Kann man die Existenz eines binären
Schwarzen Lochs erklären?
Antwort liegt in der Theorie der Bildung
von aktiven Galaxien im fr ühen
Universum: Rechnungen zeigen, die
M öglichkeit der Bildung eines bin ären
Schwarzen Lochs ist recht wahrscheinlich
19.01.05
Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
71
Gekrümmte Jets und Binäre Schwarze Löcher
Britzen, Roland, Laskar et al., 2001, A& A 374, 748
P e rio d isch e , o p tisch e V a ria b ilitä t e n tla rvt b in ä re S ch w a rze
L ö ch e r
PK S 0 4 2 0 -0 1 4 :
PKS 0420-014
Br itz en , et a l., 2 0 0 1 ,
A& A 374, 748
M1= 7x10^ 7
M2= 2.1x10^ 8
O J2 8 7 : T h e Rosetta
Ston e of Bla z a r s
e.g., T a k a lo 1 9 9 4 ,
A br a h a m 2 0 0 0 , A & A 3 5 5 , 9
3C 345:
Loba n ov & Rola n d,
3C 345
a ccepted
OJ287
Binary Black Hole Systems (3C 345)
M 1 = 1⋅ 10 9 M sol , M 2 = 5 ⋅10 8 M sol
a maj = 0.63 pc (0.13
m
as),
e = 0.1
Porb ≈ 170 years,
Pprec
≈ 250
years
Lobanov & Roland 2002
360, 56
B ritz e n e t a l. 1 9 9 9 , A & A
Jetknoten auf gekrümmten
Pfaden
320
170
Ausstoß neuer Jetknoten und
Variabilität
Gam m a
B r itz e n e t a l. 1 9 9 9 ,
optisch
A& A 360, 56
Geschw indigkeiten
2-14 c
mm
cm
19.01.05
Br itz en , et a l., 2 0 0 0 , 2 0 0 1
Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
77
Binary Black hole Systems in AGN
How to detect these BBHS?
1. pc- scale r adio j ets:
cur ved j et str uctur es,
helicity
2. Light cur ves:
per iodic flar ing
= > som e exam ples …
„Ch a n d ra m a k es first
p ositiv e I.D. of a ctiv e
Bin a ry Bla ck h ole“
NASA/ CXC/ MPE/ S. Kom ossa et al.
Period icity
Fingerabdrücke
Binärer Schwarzer Löcher?
Die Natur der Jetknoten
Z u r E rkl ä ru n g d e r " b lo b s " w u rd e n n e u e re la tivistisch e
Je tm o d e lle e n tw o rfe n : S ch o cks a ls U rsp ru n g d e r " b lo b s "
u n d d e r S tra h lu n g sa u sb r ü ch e in B la za re n (B la n d fo rd &
K ö n ig l 1 9 7 9 )
M o d e lle w u rd e n in zw isch e n ve rfe in e rt
e rkl ä re n m itle rw e ile in d e n m e iste n F ä lle n q u lita tiv u n d in
Die Natur der Jetknoten
Marscher et al.:
'
Zeitskala der Variabilität ist abnehmende Funktion der
W ellenlänge - die Blazare variieren schneller im
Optischen als im Radio
'
Schockmodelle erklären dies dadurch, dass die
höherenergetischen Elektronen (für die Emission bei
kürzeren W ellenlängen verantwortlich) sind auf eine
dünne Schicht nahe der Schockfront begrenzt -- die
Variabilität
b ild e t ssich
ich e in S ch o cck,
k, ssie
ie h t
m a n zu n ä ch st d ie R ö n tg e n E m issio n , d a n n A n stie g im
m m -su b m m T e il d e s
S p e ktru m s, u n d le tztlich e in e n
A b fa ll b e i d e r su b m m -R a d io E m issio n
G a m m a -S tra h lu n g d u rch
In ve rs-C o m p to n S tre u u n g a n
E le ktro n e n im Je t:
in-Jet Scenario: Synchrotron-SelbstCompton (SSC)
Die Beziehung zwischen Variabilität und
Komponentenausstößen

in blazars, broad-band flux-
density outbursts and the
appearance of new jet components are closely linked.

at short (mm-) wavelengths,
the flares appear most
pronounced and the new jet
components can be deteced in
the direct vicinity of their place
of creation.

a detailed study of outburst-
ejection relations, including the
kinematical, polarimetric and
spectral evolution of the ejecta,
copyright Krichbaum@MPIfR
WiewerdenJetserzeugt?
19.01.05
Hochauflösende Radiobeobachtungen aktiver Galaxienkerne
84
Bildung der Jets
Die Erzeugung der Jets
Wichtige Prozesse:
B la n d fo rd -Z n a je k M e ch a n ism
is m u s
P e n ro se -P ro ze ß
F ra m e -D ra g g in g
Modelle für die Jetbildung
VLBI erprobt Skalen von 0.1 pc aufwärts, Phänomene der Jetbildung auf
Skalen 2-3 Gr ößenordnungen geringer
komplexe Prozesse: allgemeine Relativit ät + Hydrodynamik + Plasmaphysik
+ Strahlungstransport: Farben auf der Palette der Astrophysiker ->
resultierende Bilder sind sehr unterschiedlich
Unterscheidung verschiedener Modelle:
1) Hydrodynamische Jet-Produktion: M agnetische Felder spielen keine
Rolle: weder in Extraktion von Energie aus der Nähe des SL, auch nicht bei
Beschleunigung und Kollimation der Jets; dicke Akkretionsscheiben:
akkretierendes Material kann Jets h e rvo rb rin g e n (n ic
ht genügend
ich
K o llim a tio n & G e s ch w in d ig ke it)
Modelle für die Jetbildung
2 ) M agnetohydrodynamische Jet-Produktion: M agnetfelder von
entscheidender Bedeutung: konsistent mit Polarisationsbeobachtungen
und Erklärungen f ür Kontinuum (Synchrotron Selbst Compton) -> noch
schwieriger !! kann simultan die Erzeugung relativistischer
Geschwindigkeiten, schmale Jets, etc. erklären
Einf ührung in MHD Jet Produktion: Spruit, H.C. 1996, in Evolutionary
Processes in Binary Stars, eds R.A.M.J. Wijers, M.B. Davies, C.A. Tout
(Dordrecht: Kluwer), S. 249
Modelle zur Produktion der Jets: Wiita, P.J. 1991, in Beams and Jets in
Astrophysics, ed. P.A. Hughes (Cambridge: CUP), S. 379
C a m e n zin d e t a l.
3­dimensional magnetohydrodynamic (MHD) jet simulations Nakamura et al. 2001
MHD simulation of a confining Bfield anchored in a rotating disk