Quasare

Aktive Galaxienkerne
• Kurze Geschichte der AGN
• Quasare
• Zoologie der AGN
• Schwarzes Loch als zentrale Maschine
• Superluminal Motion in AGN
• Eddington-Leuchtkraft/Masse und Akkretion im AGN
• Familiäre Beziehung der AGN
• AGN Jets
• Absorptionslinien in AGN
Einführung in die extragalaktische Astronomie
Prof. Peter Schneider & Dr. Patrick Simon
Aktive Galaxienkerne
Einleitung
Spektrum von normalen Galaxien ist im Optischen/IR von Sternen
dominiert (und Gas und Staub).
Galaxienspektrum ist im Wesentlichen Überlagerung aus Planck-Spektren
mit T ~ 3000 K...40000 K (siehe Populationssynthese).
➠ Strahlung von normalen Galaxien konzentriert sich auf den Bereich ~ 500 nm...2 μm.
Klasse der Aktiven Galaxien (active galactic nuclei oder AGNs) zeigt
Emissionen über viel breiteren Spektralbereich von Radio-Wellenlängen bis
zur γ-Strahlung; auch viele Emissionslinien.
Überwiegender Teil der Strahlung kommt aus dem Kernbereich der Aktiven
Galaxien.
Aktive Galaxienkerne
Einleitung
Energieverteilung einer Seyfert I Galaxie (NGC3783) im Vergleich zu einer
normalen Galaxie.
Aktive Galaxienkerne
Einleitung
“small
blue bump”
Quelle: A.V. Filippenko
Typisches optisches Seyfert 1 Spektrum mit vielen und einigen sehr
breiten Emissionslinien.
Vertreten sind auch verbotene Linien (z.B. [OII]).
Aktive Galaxienkerne
Einleitung
Kollektion von Seyfert-Galaxien
im Optischen mit dem HST/
NASA.
Zusätzlich zum ungewöhnlichen
Spektrum sind die Galaxien
auffällig hell im Zentrum.
Capetti, A. & Balmaverde, B., (2007), A&A, 469, 75
Aktive Galaxienkerne
Einleitung
Einige der AGNs (z.B. Quasare) gehören zu den leuchtkräftigsten Quellen im
Universum, die bis zu z ~ 6.5 beobachtet worden sind.
Ihre Leuchtkraft kann die von normalen Galaxien um das tausendfache
übersteigen und kommt aus sehr kleinem Raumgebiet, r <~ 1 pc.
Physikalische Prozesse in AGNs gehören zu energetischsten in der
Astrophysik und sind zum Teil noch nicht gut verstanden.
Künstlerische Darstellung des inneren
Bereichs eines Aktiven Galaxienkerns mit
Gasakkretionsscheibe und Jet.
Quelle: Aurore Simonnet, NASA, E/PO
Aktive Galaxienkerne
Eine kurze Geschichte
der AGNs
Aktive Galaxienkerne
Kurze Geschichte der AGNs
E. Fath (1908): entdeckt mehrere starke Emissionslinien in NGC 1068.
C. Seyfert (1943): entdeckt Galaxien mit extrem großer Flächenhelligkeit und
mit teilweise Emissionslinien hoher Anregung.
Einige dieser Linien in Seyfert Galaxien sind extrem verbreitert
(bis zu ~ 8500 km/s über volle Breite der Linien).
Linien von Wasserstoff sind oftmals breiter als die anderer Elemente.
Edward Fath
Carl Seyfert
NGC 4151
Belichtungszeit
Aktive Galaxienkerne
Kurze Geschichte der AGNs
L. Woltjer (1959): Kerne der Seyfert Galaxien sind in Beobachtungen nicht aufgelöst.
➠ Kerngebiet ist kleiner als r <~ 100 pc.
➠ ist Kern gravitativ gebunden (Virialtheorem):
Lodewijk Woltjer
GM
v2
r
mit einer typischen Linienbreite von v ~ 103 km/s ergibt
sich als Untergrenze für Masse innerhalb r:
M
10 M
10
r
100 pc
➠ entweder ist r tatsächlich um die 100 pc, dann hohe Massenkonzentration
im Kern.
➠ oder r ist deutlich kleiner, wodurch Energiedichte im AGN sehr groß sein
muss (Strahlung kommt aus sehr kleinem Gebiet).
Aktive Galaxienkerne
Kurze Geschichte der AGNs
3. Cambridge und revised Cambridge Katalog 3C bzw. 3CR (1961):
Durchmusterung des nördlichen Himmels (δ > -22 Grad) bei 158 MHz und
178 MHz.
Flusslimit ist Smin = 9 Jy; 1 Jy (Jansky) = 10-23 erg/s/cm2/Hz.
Identifikation vieler 3C-Radioquellen mit Galaxien.
Einige Quellen haben aber kein offensichtliches optisches Gegenstück.
Sir Martin Ryle
Cambridge Interferometer
Antony Hewish (eine Antenne von vier)
Aktive Galaxienkerne
Kurze Geschichte der AGNs
T. Matthews & A. Sandage (1963): Radioquelle 3C48 ist punktförmige (sternähnliche) Quelle mit optischem m = 16 mag.
Besitzt komplexes Spektrum, blaues Kontinuum mit starken, breiten
Emissionslinien.
VLBI 3C48
Linien konnten aber zunächst keinem atomaren
Übergang zugeordnet werden.
0.5 arcsec
Allan R. Sandage
Radioaufnahme: M.J. Hardcastle
Aktive Galaxienkerne
Kurze Geschichte der AGNs
M. Schmidt (1963): Identifikation von 3C273 mit punktförmiger optischer Quelle und von
Emissionslinien der Balmer-Serie
...aber bei unerwartet hoher Rotverschiebung z = 0.158.
➠ Gültigkeit des Hubble-Gesetzes vorausgesetzt, D ~ 500 Mpc/h,
bis dahin mit Abstand weitest entfernte Quelle!
➠ absolute Magnitude MB ~ -25.3+5 log h.
➠ ~ 100 Mal heller als normale (Spiral-)Galaxien.
NOAO/AURA/NSF
3C273
Time Magazin (1966)
Aktive Galaxienkerne
Kurze Geschichte der AGNs
Hiernach gelang auch Identifikation der Emissionslinien in 3C48 durch J. Greenstein und T. Matthews.
Demnach hatte 3C48 eine noch größere Rotverschiebung von z = 0.367
oder D ~ 900 Mpc/h!
Jesse L. Greenstein
Quasare in 2dF
Nach besserer Bestimmung der
Positionen der Radioquellen sind
in kurzer Folge dann viele
solcher Quasare (quasi-stellar
radio sources) identifiziert
worden.
Aktive Galaxienkerne
Quasare
Aktive Galaxienkerne
Quasare
Grundlegende Eigenschaften von Quasaren
• Identifikation einer Radioquelle mit punktförmiger optischer Quelle;
• Fluss der Quelle variiert, und zwar bei (fast) allen Frequenzen;
• optisches Spektrum ist blau, z.B. U-B < -0.3;
• breite Emissionslinien, Linien von Übergängen mit hoher Ionisationsenergie;
• hohe Rotverschiebung;
• Emission von Röntgenstrahlung;
• Kontinuumsspektrum oftmals stückweise durch Potenz-Gesetz
beschreibbar:
S
α: Spektralindex; α = 0: flaches Spektrum
S d = S
d
= S dln
➠ bei α = 1 gleiche Energie im Spektrum pro log. Frequenzintervall.
Aktive Galaxienkerne
Quasare als Radioquellen
Morphologie von Quasaren ist oftmals komplex.
Bestehen aus kompakten Quelle im Zentrum
und ausgedehnter Emission, meistens als Doppelquelle in Form zweier
Radiokeulen (radio lobes), mehr oder weniger symmetrisch um optischen
Quasar.
Radio lobe
Gesamtausdehnung im Radiobereich kann bis 1 Mpc getragen.
opt. Kern
Optischer Quasar koinzidiert mit kompakter
Radioquelle.
Größe von << 1 arcsec teilweise nicht mal mit
VLBI aufgelöst (also <~ 1 mas).
Radio lobe
Aktive Galaxienkerne
Quasare als Radioquellen
Allgemeine Klassifikation von extragal. Radioquellen:
FR-Typ I: Flächenhelligkeit fällt nach außen ab.
Bernie L. Fanaroff
FR-Typ II: Flächenhelligkeit nimmt nach außen zu.
Fanaroff-Riley I
Julia M. Riley
Fanaroff-Riley II
Gegenjet
Radio lobe
Jet
~1
00
M84 VLA 6cm
Radio lobe
kp
c/h
Aktive Galaxienkerne
Quasare als Radioquellen
Relative Stärke von Kern, Jet und ausgedehnte Komponenten variiert
innerhalb der Quellen mit Beobachtungsfrequenz aufgrund verschiedener
Spektralindizes der Komponenten.
➠ Radio-Kataloge zeigen Auswahleffekte.
Kataloge mit niedrigen Frequenzen bevorzugen Quellen mit steilem
Spektrum (ausgedehnte Komponenten, z.B. Radiokeulen).
Solche mit hohen Frequenzen bevorzugen flache Spektren
(kerndominiert).
Emissionsprozess ist Synchrotronstrahlung.
Relativistische Elektronen werden
durch Magnetfeld beschleunigt.
c
Quelle: FH Rhein-Main
4.2 MHz
2
e
B
1 Gauss
Aktive Galaxienkerne
Quasar Emissionslinien
Full-Width-Half-Maximum
(FWHM)
Stärke einer Linie
Maximum
Halbmaximum
FWHM
Kontinuum
Äquivalentbreite Wλ
Stärke Linie relativ zum
Kontinuum
UV Spektrum von Quasar hat
starke, breite Emissionslinien:
Balmer-Serie, Ly-α, MgII, CIII],
CIV...
FWHM ~ 10000 km/s (breit)
FWHM ~ 100 km/s (schmal)
Quelle: G. Stripe
Wλ
identisch mit
Fläche unter Linie
oberhalb Kontinuum
Aktive Galaxienkerne
Zoologie der AGNs
Aktive Galaxienkerne
Zoologie der AGNs
Quasare sind nur die leuchtkräftigsten Vertreter der AGN-Klasse.
Allen AGNs ist starke, nicht-thermische Emission im Kern einer “Host
Galaxy” gemeinsam.
Quasi stellar objects (QSO)
Typ 1 AGN breite Linien
Typ II QSO?
radiolaut 10%
Seyfert-Galaxien
Beob. im Optischen (blau)
Seyfert I (breite Linien)
Seyfert II (schmale Linien)
Quasare
Blazare
Beob. im Optischen
breite
Linien
starke, kurzzeitige
Spiralgalaxien
Typ
II
Quasare?
Variabilität (Tage)
Beob.
im
Radiobereich
mit Linien (OVV)
Radiogalaxien
ohne Linien (BL Lac)
BLRG (breite Linien)
Radioquellen
NLRG (schmale Linien)
BLRG
Beob. im Radiobereich
Elliptische Galaxien
Aktive Galaxienkerne
Zoologie der AGNs
Quasi stellar objects (QSO)
Blaue Farbe der Quasare legte nahe, auch im Optischen nach ihnen zu
suchen.
Selektionskriterium: (a) punktförmig und (b) blau in U-B.
Es wurden aber deutlich mehr Objekte gefunden als erwartet aufgrund von
Radiozählungen.
Mehrzahl der Quellen (~ 90%) ist radioruhig (oder -leise).
Wie bei Quasaren: starke und breite Emissionslinien, hohe Rotverschiebung.
In neuerer Terminologie werden QSOs auch als radioruhige Quasare
bezeichnet.
Aktive Galaxienkerne
Zoologie der AGNs
QSOs sind leuchtkräftigste Vertreter der AGNs.
Kernleuchtkraft kann das Tausendfache von L*-Galaxien erreichen.
Überstrahlen damit ihre Host-Galaxie und erscheinen punktförmig.
Host-Galaxie von Quasar
3C273 beobachten vom
HST.
Morphologie der HostGalaxie bei Quasaren
generell unklar.
Aktive Galaxienkerne
Zoologie der AGNs
Seyfert Galaxien
Seyfert Galaxien waren die zuerst bekannten AGNs.
Ihre Leuchtkraft ist wesentlich kleiner als die von QSOs.
Seyfert Galaxien sind Spiralgalaxien.
Seyfert 1: sehr breite & schmale Emissionslinien.
Seyfert 2:
schmale Emissionslinien.
Es gibt auch Zwischenstufen (z.B. Seyfert 1.5),
je nach Intensitätsverhältnis von starken und
schwachen Linien.
Seyfert 1
Aktive Galaxienkerne
Zoologie der AGNs
Optisches Spektrum von Seyfert 1 sehr ähnlich dem von QSOs.
Es gibt fließenden Übergang zwischen radioruhigen QSOs und Seyfert 1.
Formale Trennung bei MB = -21.5 + 5 log h.
Trennung von Seyfert 1 und QSO ist historisch bedingt, nicht physikalisch.
Oftmals fasst man beide als Typ 1 AGNs zusammen.
Seyfert 2 Galaxie M106
radioruhige QSOs
Seyfert 1
Typ 1 AGN
Quelle: HST/NASA
Radiogalaxien
Aktive Galaxienkerne
Zoologie der AGNs
Galaxien mit starker, ausgedehnter Radioemission.
Sie sind fast ausschliesslich elliptische Galaxien mit nuklear Aktivität.
BLRG (broad line radio galaxies): breite Emissionslinien.
NLRG (narrow line radio galaxies): schmale Emissionslinien.
Fließender Übergang zw. BLRG und Quasaren.
Cygnus A (VLA)
Centaurus A
NRAO/AUI/VLA und NASA/ESA/HST
Aktive Galaxienkerne
Zoologie der AGNs
Optically violently variables (OVV)
AGNs mit Charakteristika von QSOs aber zusätzlich stark variierender
optischer Strahlung auf kurzen Zeitskalen (Tage oder kürzer).
Optische Strahlung hat Polarisation von einigen Prozent, während normale
QSOs Polarisation unterhalb 1% besitzen.
Variabilität des Blazars 3C279.
γ-Strahlung
Röntgen
Quelle: EGRET team
Auf Zeitskalen von wenigen Tagen
variiert Leuchtkraft um Faktor ~ 10.
Aktive Galaxienkerne
Zoologie der AGNs
BL Lac Objekte
Benannt nach Prototypen-Quelle BL Lacertae.
Wie OVVs mit starker Variabilität aber ohne starke Emissions- oder
Absorptionslinien.
Strahlung ist ebenfalls hoch-polarisiert.
In Zeiten kleiner Leuchtkraft sind manchmal Emissionslinien erkennbar,
ein BL Lac erscheint dann wie ein OVV.
OVVs und BL Lacs werden in der Klasse Blazare zusammengefasst.
Alle bekannten Blazare sind Radioquellen.
Blazare zeigen hochenergetische Strahlung.
Aktive Galaxienkerne
Zoologie der AGNs
Seyfert 1
Seyfert 1
Seyfert 1
Aktive Galaxienkerne
Ein Schwarzes Loch
als
zentrale Maschine der
AGNs?
Aktive Galaxienkerne
Ein Schwarzes Loch als zentrale Maschine
Charakteristische Kenngrößen für AGNs
• Ausdehnung einiger Radioquellen in AGNs >~ 1 Mpc.
➠ Quelle muss mindestens 1 Mpc/c ~ 107 yr im Kern aktiv gewesen sein, um
ausgedehnte Struktur zu erzeugen;
47 erg/s; 1 erg = 10-7 J.
Leuchtkräftige
QSOs
haben
L
~
10
bol
•
➠ Variiert Quelle nicht stark über Lebensdauer der Quelle, dann ist
Gesamtenergie E >~ 1047 erg/s x 107 yr ~ 3 x 1061 erg;
• Einige AGNs variieren auf Zeitskalen von einem Tag um mehr als 50% in
ihrem Fluss.
➠ Ausdehnung der zentralen Quelle R <~ 1 Lichttag ~ 3 x 1015 cm.
Aktive Galaxienkerne
Ein Schwarzes Loch als zentrale Maschine
Die effizienteste “klassische” Methode der Energieerzeugung ist Kernfusion.
Annahme: Energieerzeugung des AGNs durch thermonukleare Prozesse;
Gravitation sei vernachlässigbar.
Maximale Effizienz ist ε <~ 0.8%; ε ist Massenanteil des “Brennstoffs”, der in Energie umgewandelt wird:
E = mc2
Bei Verbrennung von Wasserstoff zu Eisen werden 8 MeV/Nukleon frei oder
0.008 mpc2; maximale Energieerzeugung durch Kernfusion.
➠ Um hierdurch E = 3 x 1061 erg zu erzeugen, bräuchte man Gesamtmasse
m an Brennstoff, gegeben durch
E
m= 2
c
4
10
42
g
2
10 M
9
Aktive Galaxienkerne
Ein Schwarzes Loch als zentrale Maschine
➠ Schwarzschild-Radius des Brennmaterials/der Asche wäre
2Gm
m
rs = 2 = 3 km
c
M
6
1014 cm
➠ Schwarzschild-Radius wäre von gleicher Größenordnung wie obige
Abschätzung der Ausdehnung des AGNs.
➠ Gravitative Effekte sind dominant.
Kernfusion kann nicht primäre Energiequelle eines AGN sein, weil
System nicht stabil sein koennte.
Die Effizienz ε der Kernfusion ist einfach zu klein.
Aktive Galaxienkerne
Ein Schwarzes Loch als zentrale Maschine
Es wird Mechanismus mit größerer Effizienz benötigt.
Einziger bekannter Mechanismus mit größerem ε ist gravitative Energiegewinnung.
Durch Einfall von Gas auf schwarzes Loch wird kinetische Energie gewonnen.
Falls Teil in Wärme umgewandelt werden und abgestrahlt wird, kann ε größer
als bei Kernfusion sein.
Aus Theorie der Akkretion auf Schwarzen Löcher folgt, dass maximal:
ε ~ 6% für Schwarzes Loch, das nicht rotiert.
Karl Schwarzschild
Roy P. Kerr
ε ~ 29% für Schwarzes Loch
mit maximalem Drehimpuls
(Kerr Black Hole).
Aktive Galaxienkerne
Ein Schwarzes Loch als zentrale Maschine
Quelle: NASA/Dana Berry, SkyWorks Digital
Aktive Galaxienkerne
Akkretion auf Schwarzes Loch
Mechanismus:
Gas fällt auf Schwarzes Loch zu und gewinnt kinetische Energie.
Aber: falls Einfall durch nichts verhindert wird, verschwindet Gas einfach am
Ereignishorizont, ohne dass Energie abgestrahlt wird.
Im Allgemeinen hat Gas aber Drehimpuls, wodurch es nicht direkt radial auf
Zentrum zufallen kann (Drehimpulsbarriere).
Durch Reibung mit anderen Gasteilchen (Impulsaustausch), wird sich das Gas
in einer Scheibe ansammeln, senkrecht zur Drehimpulsrichtung.
Falls Reibungskräfte kleiner als Gravitationskraft, wird Scheibe lokal etwa mit
Kepler-Geschwindigkeit rotieren.
➠ Keplerscheibe rotiert differentiell;
➠ Reibung heizt Gas auf;
➠ Rotationsgeschwindigkeit wird abgebremst und fällt langsam nach innen;
➠ Gas kann einströmen.
Aktive Galaxienkerne
Akkretion auf Schwarzes Loch
➠ Durch nachrückendes Gas wird Scheibe weiter geheizt (potentielle Energie des einströmenden Gases).
Gas fällt von größerem Abstand nach kleinerem Abstand.
➠ Gas gewinnt kinetische Energie ΔEpot durch Änderung des Gravitationspotentials.
➠ durch vorgegebene Kepler-Rotation kann nur ΔEpot/2 in kinetische
Bahnenergie umgewandelt werden.
➠ andere Hälfte wird in Wärme ΔQ = ΔEpot/2 verwandelt.
➠ falls Scheibe lokal optisch dick, strahlt Scheibe lokal wie schwarzer Körper
mit Temperatur (Stefan-Boltzmann Gesetz):
T (r)
ṁ
1/4
1/2
MBH
r
rs
3/4
MBH: Masse Schwarzes Loch
dm/dt : Akktretionsrate [Masse/Zeit]
Aktive Galaxienkerne
Argumente für SMBH
Scheinbare
Überlichtgeschwindigkeiten
Aktive Galaxienkerne
Superluminal Motion
Weiterer Hinweis auf SMBHs im Zentrum von AGNs ist die Relativbewegung
zwischen Quellkomponenten mit scheinbarerer Überlichtgeschwindigkeit.
SMBH: “SuperMassive Black Hole” (Millionen Sonnenmassen oder mehr;
im Gegensatz zu stellarem Schwarzen Loch mit ~ 10 Sonnenmassen).
Wir beobachten Bewegung am Himmel über
Winkelintervall Δϴ über Zeitraum Δt und
schließen, dass bei Entfernung D der Quelle die
mittlere Geschwindigkeit sein muss:
A
B
vapp = D
t
Aktive Galaxienkerne
Superluminal Motion
“Vogelperspektive”, erster Erklärungsversuch
A
Wir sollten eigentlich folgende
Geschwindigkeit am Himmel beobachten:
v t
v t cos
vapp
B
v t sin
t=0
t = Δt
= D
t
v t sin
=
t
= v sin
v
➠ Anscheinend beobachten wir
Untergrenze der wahren Geschwindigkeit.
Aktive Galaxienkerne
Superluminal Motion
VLBI Beobachtungen von kompakten
Radioquellen ergeben häufig Werte für vapp,
die deutlich größer als Lichtgeschwindigkeit
c sind!
Hier: Quelle bewegt sich ca. 30 Lichtjahre in
nur sechs Jahren, d.h. anscheinend mit
mindestens einer Geschwindigkeit von ~ 5c.
Oder?
Quasar 3C279; Quelle: NRAO/AUI
Aktive Galaxienkerne
Superluminal Motion
“Vogelperspektive”, zweiter Versuch
Wir haben endliche Signalausbreitungsgeschwindigkeit im Verlauf der Ereignisse nicht
berücksichtigt!
A
v t
v t cos
B
v t sin
Bei t = 0 ist Quelle weiter von uns entfernt als
bei t = Δt.
➠ Position der Quelle für t = Δt erscheint mit
kleinerer Zeitverzögerung als Position für t = 0.
➠ Zeitdifferenz der Ereignisse erscheint kürzer:
t=0
t = Δt’
t
=
=
v t cos
t
c
t(1
cos )
Aktive Galaxienkerne
Superluminal Motion
Hierdurch ist tatsächlich:
vapp = D
t
=v
sin
1
cos
➠ Maximales vapp, das bei gegebenen v = βc beobachtet werden kann, ist:
(vapp )max = v
; (sin )max = 1/ ;
= (1
2
)
1/2
➠ Wird beliebig groß, selbst bei v < c, wenn v nahe genug bei c.
15
γ=15
vapp/c
10
γ=10
5
γ=5
0
γ=2
0
20
40
60
80
Winkel Φ
Lord Martin J. Rees
Aktive Galaxienkerne
Superluminal Motion
Superluminal Motion ist also Folge von
(a) der Endlichkeit der Lichtgeschwindigkeit;
(b) davon, dass Quellenkomponenten in Radiojets in AGNs sich nahe der
Lichtgeschwindigkeit bewegen.
Faustregel: Ausflussgeschwindigkeit in astronomischen Objekten ist von
Größenordnung der Fluchtgeschwindigkeit.
Beispiele: Sonnenwind, Sternwinde, Jets von Neutronensternen.
➠ Fluchtgeschwindigkeit von AGNs ist ~ c.
Einzige bekannten Objekte, die genügend kompakt sind für so große
Fluchtgeschwindigkeiten, sind Neutronensterne oder Schwarze Löcher.
AGNs sind deutlich massiver als Neutronensterne. ➠ SMBH
Aktive Galaxienkerne
Weitere Argumente für
SMBH in AGNs
Aktive Galaxienkerne
Weitere Argumente für ein SMBH
1. Richtung von Jets auf kleinsten beobachtbaren Skalen (mas) ist praktisch
identisch mit Richtung von Jets auf viel größeren Skalen.
Ausströmrichtung muss
also über ~ 107 yr stabil
sein.
Rotierendes SMBH wäre
ideales Gyroskop mit
stabiler Ausrichtung.
Quelle: William C. Keel, University of Alabama
Aktive Galaxienkerne
Weitere Argumente für ein SMBH
2. Ein SMBH wäre natürlicher stabiler Endzustand einer sehr kompakten
Massenverteilung.
3. Deutliche Hinweise auf SMBH existieren auch für viele “normale”
Galaxien, inklusive unserer Milchstrasse.
Trajektorien von mehreren Sternen im
Zentrum der Milchstrasse mit
gemeinsamem dunklem Baryzentrum.
Gravitierende Masse im Zentrum ist
etwa 3 x 106 Msun auf Gebiet kleiner als
0.01 pc.
Quelle: Andrea Ghez
Aktive Galaxienkerne
Weitere Argumente für ein SMBH
4. Beobachtung der Eisenlinie mit Ruheenergie hpν = 6.35 keV
(Röntgenspektroskopie) in Seyfert-Galaxien gibt klaren Hinweis darauf, dass
Emission aus einem Bereich einer Akkretionsscheibe stammt, die sich
innerhalb weniger Schwarzschildradien von einem SMBH befindet.
Quelle: Fabian, A.C., 1999, PNAS
Vergleich 1994 (rot) gegen 1997
Fe-Linie in Seyfert 1 Galaxie MCG-6-30-15 ist (a) asymmetrisch, (b)
breit und (c) rotverschoben. Rote Linie ist Akkretionsmodell mit SMBH.
Aktive Galaxienkerne
Weitere Argumente für ein SMBH
Mehrere Faktoren sind für Linienform verantwortlich.
Energieverschiebung der Linie
als Funktion des Emissionsursprungs.
+ allgemeine gravitative Rotverschiebung
Quelle: A.C.Fabian
integriertes Profil
rs < r < 20rs.
Aktive Galaxienkerne
Eddington-Leuchtkraft
Aktive Galaxienkerne
Eddington-Leuchtkraft und -Masse
Leuchtkraft eines AGN hat eine theoretische Obergrenze, jenseits derer
einfallendes Gas einfachen weggeblasen werden würde: Eddington-Leuchtkraft.
Nach außen gerichtete Strahlung wechselwirkt mit einfallender Materie
durch Absorption und Streuung.
Betrachte vollständig ionisiertes Gas.
Wechselwirkung ist dann im Wesentlichen Thomson-Streuung der Photonen
mit den (freien) Elektronen.
Strahlungskraft auf ein Elektron bei Abstand r ist:
Frad
T
8
=
3
L
= T
4 r2 c
2
e
me c2
2
= 6.65
10
25
cm2
Sir Arthur Eddington
Aktive Galaxienkerne
Eddington-Leuchtkraft und -Masse
(Thomson-Wirkungsquerschnitt σT ist unabhängig von Frequenz der
Photonen.)
Strahlungskraft hat gleiche Abstandsabhängigkeit mit Gravitationskraft, wirkt
aber der Gravitationskraft entgegen!
➠ D.h., wenn sich beide bei einem Abstand ausgleichen, dann bei allen
Abständen.
Für jedes Elektron gibt es ein Proton, so dass Gravitationskraft pro Elektron/
Proton-Paar ist:
Fgrav
GMBH mP
=
r2
Gravitation gewinnt gegen den Strahlungsdruck, wenn:
Frad < Fgrav
4
TL
r2 c
GMBH mp
<
r2
Aktive Galaxienkerne
Eddington-Leuchtkraft und -Masse
oder wenn L < Ledd mit (Eddington-Leuchtkraft):
Ledd
:=
4 Gmp c
T
MBH
1.3
10
3.4
10 L
38
MBH
M
erg/s
4
MBH
M
Wird Ledd überschritten, dann kann Materie nicht mehr einfallen.
Andererseits, bei gegebener Leuchtkraft muss AGN eine Mindestmasse
haben, damit Materie angesaugt werden kann, d.h. M > Medd:
Medd
L
:=
= 3.1 ⇥ 10
4⇡ mp c
T
5
M
✓
L
L
◆
Aktive Galaxienkerne
Eddington-Leuchtkraft und -Masse
Hieraus leitet man für leuchtkräftige AGN, wie die QSOs, typische Massen
von MBH >~ 108 Msun ab.
Seyfert Galaxien haben als untere Schranke MBH >~ 106 Msun; SMBH in
unserer Galaxis könnte im Prinzip eine Seyfert Galaxie betreiben.
Da Thomson-Wirkungsquerschnitt unabhängig von Photonenfreq., ist
Leuchtkraft in obiger Betrachtung die bolometrische Leuchtkraft.
Beachte:Vereinfachte Betrachtung nimmt isotrope Strahlungsemission an.
Anisotrope Strahlungsfelder können größere Leuchtkräfte erreichen, aber
mit keinem großen Faktor im Vergleich zu Ledd.
Beispiel: äquatoriale Akkretion aber Abstrahlung entlang der Polachsen.
Aktive Galaxienkerne
Eddington-Leuchtkraft und -Masse
Anisotrope Emission hat weitere (und wichtigere) Konsequenz.
In der Beziehung L = 4π D2 S zwischen Leuchtkraft L und Fluss S wird
implizit isotrope Emission angenommen.
Wenn aber L richtungsabhängig, dann ist auch beobachtetes S
richtungsabhängig, d.h. Bestimmung der Leuchtkraft kann stark beeinflusst
werden.
Evidenz für anisotrope Abstrahlung wird später noch diskutiert werden.
Aktive Galaxienkerne
Akkretions- und Anwachsrate
Falls Energieumsetzung der einfallenden Masse mit Effizienz ε passiert, dann
kann man die Akkretionsrate bestimmen:
L
ṁ = 2
c
1.8 M yr
1
1
0.1
L
1046 erg/s
Da ε ~ 10% maximal, bedeutet das Akkretionsraten von ein paar
Sonnenmassen pro Jahr bei sehr leuchtkräftigen QSOs.
Charakteristische Zeit, während der die Masse des SMBHs anwächst, ist
gegeben durch:
tevo
MBH
:=
ṁ
5
10 yr
7
0.1
L
Ledd
1
d.h. selbst bei effizienter Energieerzeugung (ε ~ 10%) kann Masse des
SMBHs durch Akkretion auf kosmologischen Zeitskalen stark anwachsen.
Aktive Galaxienkerne
Akkretions- und Anwachsrate
Damit ein AGN die theoretisch maximal mögliche Eddington-Leuchtkraft
erreicht, wird die Eddington-Akkretionsrate benötigt:
ṁedd
Ledd
=
c2
2
10
8
yr
1
MBH
1
0.1
wobei hier die Akkretionsmasse in Einheiten der Masse des Schwarzen Lochs
des AGNs angegeben wird.
Beispiel: Ein SMBH mit MBH ~ 108 Msun hat eine maximale Akkretionsrate von ~ 2 Msun pro Jahr, wenn die Effizienz ε = 10% beträgt.
Bei kleinerer Effizienz kann mehr Masse akkretiert werden.
Aktive Galaxienkerne
Einheitliches Modell
für
Aktive Galaxien
1. MBH
Medd
2. ṁ = A ṁedd ; A
106 M
108 M
Seyfert
QSO
1
+ mehr?
3. Geometry?
Aktive Galaxienkerne
Familiäre Beziehung der AGNs
Wie kann man die unterschiedlichen Erscheinungsformen der AGNs
verstehen?
Oder: Was sind die physikalischen Unterschiede der AGNs?
Vermutete Gemeinsamkeiten sind:
1. SMBH als zentrale Maschine im Zentrum der Host-Galaxie;
2. eine Akkretionscheibe, über die das Loch gefüttert wird.
Legt nahe, eine Klassifikation der AGNs bezüglich ihrer (a) Masse MBH und
(b) ihrer Akkretionsrate durchzuführen
oder relevanter:
ṁ
A :=
ṁedd
(normierte Akkretionsrate)
Aktive Galaxienkerne
Familiäre Beziehung der AGNs
Beobachtete Eigenschaften der AGNs legen nahe:
1. Radioruhige QSOs und Seyfert 1 unterscheiden sich nur in ihrer
Leuchtkraft, sollten also ähnliche normierte Akkretionsrate A haben, aber
sich in der Masse MBH des SMBHs unterscheiden.
2. Das Gleiche gilt vielleicht auch für den Übergang von BLRG zu
radiolauten QSOs (Quasaren).
Unterschied zwischen 1. und 2. ist vielleicht die Natur der Host-Galaxie:
1. Radiogalaxien (und radiolaute QSOs?) befinden sich (fast) immer in
elliptischen Galaxien;
2. Seyfert Galaxien (und radioleise QSOs?) befinden sich in Spiralgalaxien.
Aktive Galaxienkerne
Familiäre Beziehung der AGNs
Aber wie passen die stark veränderlichen Blazare und Seyfert 2 (aktive
Spiralgalaxien ohne breite Emissionslinien) in dieses Schema?
Im Rahmen des Modells SMBH + Akkretionsscheibe gibt es noch weiteren
Parameter:
Richtung, in die Akkretionscheibe des AGNs beobachtet wird.
Es gibt viele Hinweise, dass das Erscheinungsbild des AGNs von dieser
Blickrichtung abhängig ist...
Aktive Galaxienkerne
Familiäre Beziehung der AGNs
Die Ionisation des Gases in direkter Nähe zur Akkretionsscheibe ist nicht
isotrop (Ionisationskegel).
optisch
H-alpha
ionisiertes Gas
SMBH
Seyfert Galaxie
Aktive Galaxienkerne
Familiäre Beziehung der AGNs
Radioemissionen bzw. ihre
Morphologie.
Radiojets und Radiolobes
definieren häufig eine Vorzugsachse.
Radiogalaxien im VLA Low-frequency Sky Survey (VLSS)
NRL/NRAO/University of Maryland
Wellenlänge ist 4m!
Aktive Galaxienkerne
Familiäre Beziehung der AGNs
Superluminal Motion:
Scheinbare Überlichtgeschwindigkeiten sind nur
dann zu erzielen, wenn
Richtung der Bewegung der
Quellkomponenten nahe
der Richtung des
Sehstrahles verläuft.
Hinweis auf stark
gerichtete Emission.
Quelle: Wolfgang Steffen, Institutio de Astronomia, OAN, UNAM
Publiziert in Scientific American (spanisch)
Aktive Galaxienkerne
Familiäre Beziehung der AGNs
Das Röntgenspektrum vieler AGNs
zeigt intrinsische (photoelektrische)
Absorption, hervorgerufen durch
große Säulendichten von Gas.
Große Säulendichten werden
hauptsächlich in Typ 2 Seyfert
Galaxien gemessen.
Hinweis auf anisotrope Absorber in
AGNs.
Röntgen-Absorptionsspektrum von NGC3783
Kaspi, S., et al., 2002, ApJ, 574, 643
Aktive Galaxienkerne
Familiäre Beziehung der AGNs
Spektrum der Seyfert 2 NGC 1068.
[OIII]
Im polarisiertem Licht erscheinen breite
Emissionslinien (z.B. Hβ und Hγ), wie sie
für Typ 1 Seyferts üblich sind.
Man schliesst daraus, dass Quelle der
breiten Emission in Seyfert 1 Galaxien nur
durch Reflektion über Umwege sichtbar
wird.
Hγ
Hβ
Miller, Goodrich & Matthews, 1991, ApJ, 378, 47
Aktive Galaxienkerne
Familiäre Beziehung der AGNs
Interpretation von NGC1068:
Es gibt zwei Regionen aus denen typischerweise Emissionen stammen:
1. Narrow line region (NLR): Ursprung der (vergleichsweise) schmalen
Emissionslinien;
2. Broad line region (BLR): Ursprung der breiten Emissionslinien.
Im Falle von NGC1068 wird die BLR durch einen Gas-Absorber verdeckt.
Der Absorber verdeckt die BLR aber nicht vollständig, nur in unsere
Blickrichtung; die NLR ist klar sichtbar und dominiert Spektrum.
BLR-Emissionen werden durch Staub oder Elektronen teilweise in unsere
Richtung gestreut und dadurch linear polarisiert.
Durch Polfilter wird die dominierende NLR-Emission (unpolarisiert) stark
unterdrückt und wir können die BLR-Emissionen erkennen.
Aktive Galaxienkerne
Familiäre Beziehung der AGNs
Weiter gestützt wird diese Interpretation durch
1. die räumliche Verteilung der Polarisation (nahe beim Zentrum und senkrecht zur Verbindungslinie zum Zentrum);
2. und der Farbe der Strahlung (viel blauer als Sternlicht, da wo Polarisation stark).
Dies lässt Schluss zu: Aus Zahlenverhältnis Seyfert 1 zu Seyfert 2 (~ 1/2) kann Bruchteil des
Raumwinkels abgeschätzt werden, der durch Absorber um die BLR bedeckt
wird.
Verhältnis besagt dann, dass ca. 2/3 des Raumwinkels versperrt sein müssen.
Kann durch Staub erreicht werden, von dem man annimmt, dass er sich als
“dicker Torus” um das SMBH und die Akkretionsscheibe legt.
Aktive Galaxienkerne
Familiäre Beziehung der AGNs
In einigen Fällen ist ein
Staubtorus sichtbar, wie in
der elliptischen Galaxie
NGC 4261.
Aktive Galaxienkerne
Familiäre Beziehung der AGNs
Jet
NLR
Diese Beobachtungen führten zur
Entwicklung des Vereinheitlichten
Modell der AGN-Typen
(“Unified Model”).
BLR
NLR
Urry, C.M. & Padovani, P., 1995, PASP,107, 803
Aktive Galaxienkerne
Familiäre Beziehung der AGNs
ESO 005-G004
2007 wurde neue Klasse von AGNs
entdeckt, die anscheinend fast
vollständig durch Staub verhüllt sind.
Entdeckung wurde möglich, da ein
kleiner Teil der Röntgenstrahlung vom
Zentrum die Staubhülle durchdringt.
röntgen
Aurore Simmonet; SWIFT/NASA ISAS/JAXA/Sazuku
optisch (Spiralgalaxie)
DSS/UK Schmidt Teleskope/
AAT Board
Aktive Galaxienkerne
Materie-Jets
der
Aktiven Galaxien
Aktive Galaxienkerne
AGN Jets
Die Beschleunigung der Jets auf
nahezu Lichtgeschwindigkeit wird
vermutlich durch Kombination
starker Gravitationsfelder und
Magnetfelder hervorgerufen.
Die Magnetfelder sind in der
Akkretionsscheibe “verankert” und
müssen deshalb dort schnell
mitrotieren.
Quelle: Ann Field, STSI/NASA
Stoßfronten innerhalb des Jets
beschleunigen Elektronen (und
Positronen?) auf relativistische
Geschwindigkeiten, die dann als
“Blobs” sichtbar werden.
Aktive Galaxienkerne
AGN Jets
Jets sind nicht nur im Radiobereich sichtbar, sondern manchmal auch bei
anderen Wellenlängen wie z.B. im Röntgenbereich.
Röntgenstrahlung geschieht vermutlich durch inverse Compton-Streuung
der CMB Photonen an den relativistischen Elektronen des Jets.
3C273
Quasar
optisch
Canada-France-Hawaii Teleskop
röntgen
Chandra-Aufnahme;
NASA/CXC/SAO, Marshall et al.
Aktive Galaxienkerne
Absorptionslinien
in
Spektren der AGNs
Aktive Galaxienkerne
Absorptionslinien in AGN
AGNs sind zum wesentlichen Teil durch starke Emissionslinien
charakterisiert, aber QSO Spektren zeigen auch Absorptionslinien.
Abhängig von ihrer Rotverschiebung, dem Wellenlängenbereich des
Spektrums und der spektralen Auflösung können QSO-Spektren eine
Vielzahl von Absorptionslinien aufweisen.
Mögliche Quellen der Absorption sind:
1. Absorption durch Material im AGN selbst (wie z.B. in Seyferts);
2. Absorption durch Material in der Host-Galaxie (assoziierte Linien);
3. Absorber entlang der Sichtlinie zwischen dem QSO und uns.
Wir werden sehen, dass 1. und 3. tatsächlich relevant ist.
Aktive Galaxienkerne
Absorptionslinien in AGN
Da Linien prinzipiell von Absorbern beliebiger Rotverschiebung vor dem
QSO stammen können, ist die Identifikation der Linie (Element,
Ionisationsgrad, Übergang, Rotverschiebung) i.A. nur möglich, wenn
mindestens zwei Linien bei gleicher Rotverschiebung vorkommen.
Daher sind Doublets besonders nützlich, wie z.B. MgII (λ=279,5 nm und
280,2 nm) oder CIV (λ=154,8 nm und 155,1 nm), die praktisch in jedem
QSO mit großem z vorkommen.
Bei Wellenlängen kürzer als die Lyα Emissionslinie des QSOs (λ=(1+z) 121,6 nm) gibt es zahllose schmale Absorptionslinien, der
sogenannte Lyα-Wald (“Lyα forest”).
In ca. 15% aller QSOs findet man sehr breite Absorptionslinien, deren Breite
die charakteristische Breite der BLR-Emission überschreiten kann
(broad absorption line (BAL) QSOs).
Aktive Galaxienkerne
Absorptionslinien in AGN
Damped Lyα
des Absorbers
Lyα des QSO
Quelle:
Chaffee et al., 1998, ApJ, 335, 584
Beispielspektrum des QSOs MC 1331+17 bei zQSO = 2.081 mit einem
absorbierenden Metall-System bei zabs = 1.776.
Die Lyα-Linien des Absorbers ist sehr breit. Sie gehört zu dem “damped Lyα” Linien.
Aktive Galaxienkerne
Absorptionslinien in AGN
Metall-Systeme:
I.A. schmale Absorptionslinien mit Rotverschiebungen kleiner als die
Emissionsquelle (am häufigsten MgII und CIV).
System besteht in der Regel aus vielen verschiedenen Linien verschiedener
Ionisationsgrade bei gleicher Rotverschiebung.
Aus der Linienstärke kann die Säulendichte der absorbierenden Ionen
abgeleitet werden (siehe Wachstumskurve).
Für eine angenommene typische chemische Zusammensetzung kann dann die
entsprechende Säulendichte NH des Wasserstoffs bestimmt werden.
Man erhält typischerweise 1017 cm-2 <~ NH <~ 1021 cm-2
(untere Grenze hängt von der Empfindlichkeit des Spektrographens ab).
Aktive Galaxienkerne
Absorptionslinien in AGN
Assoziierte Metall-Systeme:
Wie normale Metall-Systeme, aber mit Rotverschiebungen vergleichbar
denen des QSOs.
Frage ist, ob sie nur ähnliche Rotverschiebungen haben oder tatsächlich
physikalisch mit dem QSO verbunden sind.
Assoziationen kommen statistisch signifikant häufiger vor, als man aufgrund
der z-Verteilung der Metall-Systeme durch Zufall erwarten würde.
➠ man findet eine positive Korrelation der Systeme mit der Rotverschiebung
des QSOs.
➠ deshalb interpretiert man, dass zumindest Teil der Systeme Absorption in
der Host-Galaxie oder in Nachbargalaxien darstellt.
Aktive Galaxienkerne
Absorptionslinien in AGN
Lyα-Wald:
Bei λ < (1+zQSO) 121,6 nm findet man eine Vielzahl von Absorptionslinien
durch Wasserstoff entlang der Sichtlinie zum QSO.
Statistische Eigenschaften (z.B.Verteilung der Linienstärken) dieser Linien ist
in jedem QSO gleich und scheint nur von ihrer Rotverschiebung und nicht
zQSO abzuhängen.
Interpretation wird unterstützt durch Tatsache, dass man für jede Lyα auch
zugehörige Lyβ-Linie der Serie findet, wenn Empfindlichkeit der Beobachtung
ausreicht.
Aktive Galaxienkerne
Absorptionslinien in AGN
Quelle: Rauch, 1998, ARA&A, 36, 267
Absorptionswald
Lyα des
QSO
zQSO = 3.62
Wellenlänge [Angström]
Untergruppe der schmalen Lyα-Linien wird hervorgerufen von
Säulendichten der Absorber von NH <~ 1021 cm-2.
Aktive Galaxienkerne
Absorptionslinien in AGN
Lyman-Limit
Lyα-Wald
Lyα des QSO
zabs = 3.55
Quelle: Sargent, W.L.W., Steidel, C.C., Boksenberg, A., 1989, ApJS, 69, 703
Untergruppe der Lyman-Limit Systeme
Säulendichten sind NH >~ 1017 cm-2, so dass praktisch gesamte Strahlung mit
Wellenlänge < (1+zabs) 91.2 nm (Lyman-Kante) absorbiert wird
und zur Ionisation des Absorbers führt.
Aktive Galaxienkerne
Absorptionslinien in AGN
Lyman Limit
Lyα des QSO
zQSO~6
Ist Rotverschiebung eines starken
Absorbers nahe der
Rotverschiebung eines weit
entfernten QSOs, dann kann
praktisch das gesamte optische
Spektrum unterdrückt werden.
Hier ist die Lyα-Linie eines z ~ 6
QSOs fast bis ins Infrarote
verschoben.
Sichtlinie geht durch neutralen
Wasserstoff großer Säulendichte bei
praktisch gleicher Rotverschiebung.
Quelle: Laura Pentericci & Hans-Walter Rix
Aktive Galaxienkerne
Absorptionslinien in AGN
Untergruppe der Damped Lyα-Systeme
Wird die Säulendichte NH >~ 1021 cm-2, dann wird die Lyα-Absorptionslinie
sehr breit und läuft in den Dämpfungsbereich des Voigt-Profils.
(Bei kleineren Wellenlängen wird ein Lyman-Limit System erzeugt.)
Ähnliches beobachtet man auch bei anderen Elementen, bei denen sich aber
breite Absorptionslinien (BALs) direkt hinter Emissionslinien gleichen
Übergangs bei etwas kleinerer Wellenlänge anschliessen.
Dies ist auch von Sternspektren mit starken Sternwinden bekannt, allerdings
mit Ausströmgeschwindigkeiten deutlich kleiner als die in AGNs.
Aktive Galaxienkerne
Absorptionslinien in AGN
Spektren dreier BAL
QSOs mit breiten
Absorptionslinien.
Auf der “blauen” Seite
jeder starken
Emissionslinie befindet
sich eine breite
Absorption, wie sie etwa
von ausströmendem
Material erzeugt werden
kann.
BALs haben etwas kleinere
Rotverschiebungen als das
QSO.
Quelle: Turnshek 1998
Aktive Galaxienkerne
Absorptionslinien in AGN
Interpretation
1. Metall-Systeme mit deutlich von zQSO verschiedener Rotverschiebung
stammen entweder aus überdichten Regionen im intergalaktischen Raum
oder sind mit Galaxien(halos) entlang der Sichtlinie assoziiert.
In der Tat scheinen MgII-Systeme stets mit einer Galaxie bei gleicher
Rotverschiebung verbunden zu sein.
Aus Statistik der Winkelabstände dieser Galaxien zum QSO (=Impaktwinkel
des Sehstrahls) und der Rotverschiebungen ergibt sich als charakteristische
Ausdehnung des MgII-Gashalos solcher Galaxien ~ 25 kpc/h.
Bei CIV-Systemen scheint die Ausdehnung mit ~ 40 kpc/h sogar noch größer
zu sein.
Sehstrahl
QSO
Absorber
Aktive Galaxienkerne
Absorptionslinien in AGN
2. Der Lyα-Wald wird durch diffuses intergalaktisches Gas hervorgerufen.
Er wird später noch ausführlicher diskutiert.
3. BALs stammen vom Material des AGN selbst.
Da Rotverschiebung der BALs etwas kleiner als die Emissionslinien
(blauverschoben), müssen sich die Absorber auf uns zu bewegen.
Vorstellung ist: Es handelt sich um mit hoher Geschwindigkeit ausströmendes Material.
BAL-QSOs sind praktisch immer radioruhig.
Stellung der BAL-QSOs innerhalb der AGN-Familie ist aber unklar.
Z.B. hängt die BAL-Eigenschaft von der Orientierung des QSOs ab? Ist also
jeder QSO ein BAL-QSO, wenn man ihn aus der richtigen Richtung
beobachten würde?