Pobierz Akrecja w aktywnych jądrach galaktyk i więcej Prezentacje w PDF z Astrofizyka i kosmologia tylko na Docsity!
Akrecja w aktywnych jądrach galaktyk
1. Rys historyczny
(a) BL Lac (“gwiazda zmienna” w gwiazdozbiorze Jaszczurki) ~ 1920 (b) C. Seyfert, 1943, “ Nuclear emission in spiral nebulae“ (NGC 4151, NGC 1068, NGC 7469, NGC 3516 i NGC 1275) – bardzo jasne jądra oraz szerokie linie emisyjne c) M. Schmidt, 1963, “3C 273: a star-like object with large red-shift” (wcześniej:identyfikacja optyczna po wyznaczeniu pozycji 3C 273 z zaćmienia radioźródła przez Księżyc) – wyłącznie jasne jądra i szerokie linie emisyjne. Od początku sugerowano związek kwazarów i galaktyk Seyferta, ale powszechnie przyjęło się dopiero w latach 80'tych obejmować wszystkie obiekty wspólną nazwą:
aktywne jądra galaktyk.
2. Dygresja o liniach emisyjnych
(a) widmo atomu wodoru
W obserwacjach linie te są bardzo silne ze względu na dużą obfitość wodoru oraz niezbyt wysokie temperatury w zewnętrznych częściach dysku akrecyjnego oraz otaczającej go materii (obłoki, wiatr ?). Poziomy energetyczne atomu wodoru mogą być wyznaczone z równania Schrődingera w formie niezależnej od czasu: Zaniedbując efekty spinu i efekty relatywistyczne mamy równanie określające poziomy energetyczne:
H = E
H =
h^2 2 m
∇^2 e^2 r
R r Y , ; En = e^2 2 ao
n^2
= 13.6 eV
n^2
Widmo kwazara 3C 273 z pracy Schmidta (1963)
2. Dygresja o liniach emisyjnych c.d.
Przejścia między poziomami określa się podając energię (eV lub Rydberg) albo długość fali ( λ = c/ ν; E = h ν; 1 Å = 10-8^ cm). Dla wodoru obowiązują dodatkowo tradycyjne nazwy: Lyα – 1216 Å Lyman UV Hα - 5563 Å Balmer opt Hβ - 4861 Å “ opt Hγ - 4340 Å “ opt Paα - Paschen IR Dla innych pierwiastków określanie poziomów energetycznych jest bardzo skomplikowane i konieczny rachunek zaburzeń. Dobrze policzony hel, ale atom żelaza policzony w miarę porządnie dopiero niedawno.
(b) Formowanie się linii emisyjnych
Fotony z przechodzącego kontinuum są wydajnie absorbowane: wyemitowany foton zaabsorbowany foton deekscytacja zderzeniowa
Nawet w tym pierwszym przypadku mogą się skutkiem absorpcji wytwarzać linie emisyjne i absorpcyjne, w zależności od linii widzenia, co ilustruje rysunek z prawej. Z lewej widmo Mrk 335, Zheng et al. 1995
3. Linie emisyjne w aktywnych jądrach galaktyk (a) szerokie linie emisyjne v ~ 10 000 km/s (b) wąskie linie emisyjne v ~ 1 000 km/s
Wyrażnie rozdzielone obszary o innej kinematyce. Prawdopodbne wyjaśnienie: obecność pyłu
Seyfert 1 – galaktyka z szerokimi i wąskimi liniami emisyjnymi Seyfert2 – galaktyka tylko z wąskimi liniami
3. Linie emisyjne w aktywnych jądrach galaktyk – linie
rentgenowskie
Lee et al. 2002, the K a profile in
MCG –6-15-30)
Badania linii żelaza Kα metodą rewerberacji będzie doskonałą metodą badania geometrii przepływu tuż przy czarnej dziurze. Sądzi się, że umożliwi planowany instrument – Constellation X. Badanie AGN będzie bardziej korzystne niż badanie GBH, ponieważ liczba zliczeń na jedną skalę dynamiczną jest typowo o cztery rzędy wielkości większa (ze względu na długie skale!) niż dla obiektów galaktycznych.
Oprócz linii w zakresie optycznym i nadfioletowym bada się też obecnie, o czym mówiliśmy, linie w zakresie rentgenowskim. Obserwuje się (zwykle wąskie i słabe) linie absorpcyjne, powstające w częściowo zjonizowanej materii ( warm absorber ) w odległościach (chyba) ułamka ps od centrum, oraz (wąskie i słabe) linie emisyjne z tego ośrodka i szerokie linie emisyjne z dysku akrecyjnego.
4. Szerokopasmowe widma aktywnych galaktyk z
szerokimi liniami emisyjnymi c.d. Pewien problem stanowi brak obserwacji pomiedzy dalekim UV a miękkim X. Nie było oczywiste, że miękka nadwyżka widziana w X jest kontynuacją składnika dyskowego, dominującego w opt/UV. Nie zawsze zresztą tak musi być – gdy nadwyżka jest bardzo słaba, może wynikać z odbicia od zjonizowanej materii. Gdy jednak jest silna, trudno się doszukiwać czegoś innego niż dysk, ewentualnie z silnym efektem komptonizacji. Argumenty:
Kompozyt dla radiowo głośnych (RL) i radiowo cichych (RQ) Widmo galaktyki Seyferta (NLS1) RE J1034+ kwazarów, Laor i in. 1997
4. Szerokopasmowe widma aktywnych galaktyk z
szerokimi liniami emisyjnymi c.d. W NGC 5548 natura miękkiej nadwyżki jest mniej jasna. Linia żelaza także jest wąska. Udział emisji rentgenowskiej w jasności bolometrycznej jest znacznie większy niż w kwazarach, co wskazuje na podobieństwo tego obiektu (i ogólnie, galaktyk Seyferta) do układów galaktycznych w stanie niskim/twardym. AGN NGC 5548 from Magdziarz et al. 1998 NGC 5548, okolica linii żelaza, porównanie obserwacji z Chandry i z Asca, Yaqoob i in. 2001.
Klasyfikacje oraz Narrow Line Seyfert 1
Radiowo głośne/radiowo ciche: log (F(5 Ghz)/F(B)) >
QSO/Seyfert : jasność absolutna w barwie B w magnitudach MB < -
Sy 1, Sy 1.2, Sy 1.5, Sy 1.8, Sy 1.9, Sy 2: L(szeroka Hβ)/L([OIII]5007) powyżej 5, 5-
2, 2 – 1/3, poniżej 1/3 ale ze śladami w Hα, nic także w Hα
NLS1wyróżniają się także kształtem szerokopasmowego widma, które przypomina bardziej kwazary niż galaktyki Seyferta, nawet dla obiektów o stosunkowo małej jasności bolometrycznej. Ilustruje to zależność nachylenia widma w zakresie rentgenowskim od szerokości połówkowej Hβ. Ogólnie uważa się, że są to obiekty o relatywnie małej masie czarnej dziury, a za to dużym stosunku L/LEdd.
Zależność nachylenia widma w miękkich X od Przykład widma NLS1 szerokości linii Hβ, Brandt i in. (1997)
4. Szerokopasmowe widma aktywnych galaktyk bez
szerokich linii emisyjnych W części obiektów (np. galaktyki Seyferta typu 2, radiogalaktyki z wąskimi liniami emisyjnymi) linii szerokich nie widać, za to wąskie wyglądają podobnie jak w obiektach posiadających oba rodzaje linii. Problem był zagadkowy aż do 1985 r., kiedy to Antonucci i Miller wykonali obserwacje NGC 1068 w świetle spolaryzowanym.
Pytania: co przesłania? co rozprasza?
6. Stany jasnościowe w aktywnych jądrach galaktyk
1 0.3 0.1^ 0.03 1e-
M 1e10^ 1e9^ 1e6-1e8^ 1e6-1e8^ >1.e6?
Disk yes^ yes^ yes^ yes^ No?
Tin [keV] 0.004^ 0.004^ 0.01^ 0.
Rin [ RSchw]^3 3 3 10 - 20
Disk Compt.
? strong strong yes
x^500 <
W/4p?^ 0.8^ 0.
G^2 2.0-2.7^ 1.
PL/Disk 0.02^ 0.1^ 0.1^ 0.
f 0 [Hz]?^?^ 1e-6 - 1e-8^ 1e-6 - 1e-
Very Bright QSO NLSy1 Sy1 Faint AGN
L/Ledd
moderate-high
Klasyfikacja obiektów widzianych z góry (niezaabsorbowanych, o szerokich liniach emisyjnych) powinna być podobna do klasyfikacji obiektów galaktycznych, ale sprawę komplikuje znaczny zakres mas czarnych dziur.
7. Geometria procesu akrecji dla AGN
Tu można skorzystać z tego samego rysunku, jaki mieliśmy dla obiektów galaktycznych. Poza różnicą w temperaturze dysku akrecyjnego oraz nieco większą zmiennością tych obiektów w optyce/UV niż to się widzi w źródłach galaktycznych w rentgenach, w stanie miękkim, nie widać systematycznych różnic. Dokładniejsze oceny geometrii próbuje się robić też w oparciu o analizę linii żelaza, i chyba ten sam model jest znów najbardziej obiecujący.
8. Wyznaczanie masy supermasywnej czarnej dziury c.d.
Zastosowane wcześniej metody doprowadziły do wporwadzenia obecnie jeszcze jednej, wtórnej, opartej na wykrytym związku masy czarnej dziury z własnościami galaktyki macierzystej. Okazało się, że zarówno dla galaktyk nieaktywnych, jak i aktywnych, mamy dobry statystyczny związek masy centralnej czarnej dziury z ● (^) jasnością centralnego skupienia w mag. ● (^) dyspersją prędkości gwiazd centralnego zgrubienia ● (^) masą centralnego zgrubienia.
Związek masy czarnej dziury z jasnością centralnego zgrubienia galaktyki macierzystej oraz z dyspersją prękości gwiazd centralnego zgrubienia (Camenzind i in. )
Tę ostatnią relację można zapisać jako
M (^) BH = 0.0012 M (^) bulge (McLure & Dunlop (2001). Relacja ta zapewne odzwierciedla jakiś glęboki związek ewolucyjny pomiędzy galaktyką macierzystą a centralną czarną dziurą, ale natury tego związku jeszcze nie znamy. Relacja z najmniejszą dyspersją to log M – log σ. Odwracając tę relację, można próbować oceniać masę czarnej dziury z własności galaktyki.
9. Ewolucja kosmologiczna
Związek masy czarnej dziury z masą ciemnej materii tworzącej halo galaktyki macierzystej, Ferrarese 2002
Jeśli chodzi o ewoluję aktywności galaktyk w skali kosmologicznej, to jak mówiliśmy, maksimum aktywności kwazarów przypada na redshift ok. 2, z tym że nie wiadomo, czy epoka ta poprzedzała okres intensywnej ewolucji galaktyk i silnej aktywności gwiazdotwórczej, czy też po niej następowała.
Obecnie wiadomo, że ewolucja galaktyki musi być silnie powiązana z tym, jak ewoluuje galaktyczne halo ciemnej materii, ponieważ grawitacyjnie ciemna materia dominuje prawie dziesięciokrotnie nad materią barionową. Skoro tak, to narzucało się zbadanie, czy masa czarnej dziury koreluje się bezpośrednio z masą ciemnego halo. Wyniki poniżej wskazują, że tak chyba jest. Może to oznaczać, że czarna dziura nie jest śmietnikiem po fazie formowania gwazd, ale dokładne implikacje poniższego wykresu należy dopiero zbadać.
