astronomia pozagalaktyczna wykład 4 galaktyki aktywne i kwazary

AstronomiaAstronomiapozagalaktycznapozagalaktyczna

Wykład 4Wykład 4

Galaktyki aktywne i kwazaryGalaktyki aktywne i kwazary

Widma galaktyk: galaktyki „normalne”

Linie emisyjne [pochodzące od otoczek młodych gwiazd i gorącego gazu (obszary H II)] są wąskie

Galaktyki aktywne: pierwsze odkrycia

Cechy odróżniające je od „normalnych” galaktyk:- osobliwe widmo,- jasne jądro.

1908 – Fath, praca doktorska: silne linie emisyjne w jądrze NGC 1068

1917 – Slipher: potwierdzenieobserwacji Fatha

1927 – Hubble: j/w + odkryciedwóch podobnych galaktyk,NGC 4051 i NGC 4151

1932 – Humason: następny podobnyobiekt, NGC 1275, ma jądropodobne do gwiazdy

1943 – Carl Seyfert: oddzielna klasa galaktyk z niezwykle jasnymi,skoncentrowanymi jądrami

Seyfert, 1943, ApJ 97,28

Galaktyki Seyferta

Galaktyka aktywna NGC 4151

Galaktyka Seyferta NGC 5548

Linie emisyjne w galaktykach Seyferta są silne i szerokie !+ niebieskie kontinuum

Galaktyka „normalna”: identyfikacja linii emisyjnych

Hα

Hβ

Hγ

[O III]

[N II][O II]

[S II]

Galaktyka „normalna” i Seyferta: porównanie

Hα

Hβ

Hγ[O III]

[N II][O II]

[S II]

szerokie linie emisyjne (do 10,000 km/s)wąskie linie emisyjne (do 400 km/s)

Galaktyki Seyferta: typ 1 i 2

1974 – Khachikian & Weedman,ApJ 192, 581

Typ 1: szersze linieTyp 2: węższe linie

Pośrednie przypadki są możliwe

Linie emisyjne w Sy1: seria Balmera, He II (4686 Å),He I (5876 Å), Ly α (1212 Å),C IV (1549 Å), [C III] (1909 Å),

Mg II (2800 Å)

Widmo w UV

Kriss et al. (1992)

Odkrywanie galaktyk Seyferta

Pierwsze odkrycia – przypadkowe.

Pierwszy regularny przegląd: Markarian (1962-1981), 1,3-m teleskop Obserwatorium w Biurakanie (Armenia)+ pryzmat obiektywowy

1500 galaktyk z niebieskimi kontinuami (ok. 10% z nich togalaktyki Seyferta).

Inny sposób: przeglądy rentgenowskie (raczej galaktyki Seyferta typu 1)

(Ariel 1, HEAO-1, Einstein, ROSAT, XMM-Newton, Chandra)Galaktyki aktywne są też jasne w IR: pył w galaktykach aktywnych ma temperatury rzędu 100-300 K, w normalnych – rzędu 30 K.

Radiowo – nie, bo są to obiekty radiowo spokojne.

Najlepsza metoda wykrywania:Optyczna spektroskopia jąder galaktycznych

Obrazy galaktyk Seyferta

NGC 4303: obraz optyczny i rentgenowski (Chandra)

NGC 1068: obraz optyczny i rentgenowski

NGC 1068: podczerwień

Galaktyki Seyferta: katalog

Véron-Cetty M.-P., Véron P., 2006, A&A 455, 773A catalogue of quasars and active nuclei: 12th edition

Zawiera listę:• 85,221 kwazarów,• 1,122 blazarów,• 21,737 galaktyk Seyferta

(w tym 9,628 typu 1)

Czym są galaktyki Seyferta ?

Zwyczajna galaktyka spiralna +

aktywne jądro (AGN = active galactic nucleus)

AGN: zunifikowany model


1. Centralny obiekt: supermasywna czarna dziura (SBH), M = 107 – 109 Mʘ. Żródło energii.

2. Dysk akrecyjny wokół SBH.3. Torus materii.4. Dżety.5. Obszary powstawania szerokich (BLR)

i wąskich linii (NLR).6. Radioobłoki (lobes)

Model ten (w różnej skali) stosuje się do:- galaktyk Seyferta,- kwazarów,- blazarów (BL Lac + OVV),- LINER-ów,- mikrokwazarów.

BL Lacertae

BL Lacertae: zmienność

Obiekty typu BL Lac: charakterystyka

1. Silna zmienność we wszystkich obszarach promieniowania, od radiowego, poprzez optyczne do γ.

2. Jasne jądra.3. Silnie spolaryzowana emisja w dziedzinie optycznej.4. Nietermiczne widmo w całym zakresie, od radiowego do

γ.5. Widma prawie bez linii, lub bardzo słabe.6. Dla niektórych obserwowany jest ruch nadświetlny.

Nietermiczne widmo produkowane jest przez:- promieniowanie synchrotronowe (od radiowego do UV),- odwrotny efekt Comptona (dla promieniowania γ).

OVV = Optically violent variables są obiektami podobnymi do BL Lac, ale mają silniejsze i szersze linie, zwykle też większe przesuniecia ku czerwieni.

BL Lac + OVV = blazary

Obiekty typu BL Lac: widmo

Promieniowanie synchrotronowe

Promieniowanie nietermiczne

Promieniowanie nietermiczne: widma AGN-ów i kwazarów

LINER-y: NGC 4261

LINER = Low Ionization Nuclear Emission-line Regionzdefiniowane przez Heckmana (1980, A&A 87, 152).

NGC 4261

Radiogalaktyki

Moce promieniowania w dziedzinie radiowej: 1037 – 1039

W (dla porównania „normalna” galaktyka: 1033 W)RADIOGALAKTYKI

Cygnus A

Centaurus A

Radiogalaktyki

Typ Faranoff-Riley (FR)

Kwazary: odkrycie

1960 – Mathews i Sandage (107th Meeting of AAS), S&T 21,148 – identyfikacja źródła radiowego 3C48 z gwiazdowymobiektem 16m.

1962 – Matthews & Sandage (PASP 74,406) – 3C196, 18m.1962 – Hazard i in. (Nature 197,1037) – dokładna pozycja

radioźródła 3C273 z zakrycia przez Księżyc: obiekt 13m.

3C273: dżet

3C273: dżet

zakres optyczny zakres radiowy

prom. γ (Chandra)

3C273: dżet

3C273: widmo

1963 – Maarten Schmidt – identyfikacja z liniami wodoru i tlenu, ale przesuniętymi o 15,8% (z = 0.158)

1963 – 3C48, z = 0.37.1965 – dla 3C9 z = 2.01 (wtedy najdalsza galaktyka, 3C295,

miała z = 0.46).1973 – z > 3,1987 – z > 4,1998 – z > 5.

Najwięcej kwazarów jest dla z < 2 !

Najdalszy kwazar

Widma kwazarów

Widma kwazarów dla różnych z

Widma kwazarów dla różnych z : emitowane λ

Widma kwazarów dla różnych z : obserwowane λ

Las Ly α

Powstawanie lasu Lyman α

Prawdziwe widmo kwazara: APM 08279+5255

Linie absorpcyjne w kwazarach

Występują we wszystkich kwazarach z z > 2.

Trzy rodzaje linii absorpcyjnych:

1. Swoiste (intrinsic) – powstające blisko kwazarów (zwłaszcza w kwazarach z BAL),

2. Stowarzyszone (associated) – linie H, Ca i Mg, powstają dla z zbliżonych do z kwazara, ale są węższe.

3. Nie związane z kwazarem (interviening), z mniejsze niż dla kwazara:- tłumione (damped) Lyα,- pośrednie (z liniami metali i/lub granicą serii Lymana),- las Lyα (Lyα forest).

Efekt Gunna-Petersona

Rejonizacja w młodym Wszechświecie

Obfitość kwazarów w funkcji czasu / z

Kwazarów już nie ma !!!Kwazarów już nie ma !!!

Przeglądy kwazarów

2dF – Australia, 3.9-m AAT, do B = 21m , 25,000 kwazarów.SDSS – 100,000 kwazarów.

Galaktyki związane z kwazarami

Kwazary są AGN-ami, galaktyki odkryte w latach 80-tych

Własności kwazarów: podsumowanie

1. Na obrazach optycznych ich jądra wyglądaja jak gwiazdy (QSO = quasi-stellar objects). Czasami widać otoczkę albo dżet.

2. Szerokie linie emisyjne w widmach (szersze niż dla normalnych galaktyk i w szerszym zakresie jonizacji).

3. Radiowe struktury o rozmiarach dziesiątków sekund łuku. Czasami widać ich ekspansję.

4. Widmo promieniowania dość płaskie od IR do γ, spadek w dziedzinie radiowej.

5. Przesunięcia ku czerwieni, z = 0,1 ÷ 6.6. Zmienność w skali czasowej od dni do miesięcy (do

40%).7. Moce promieniowania do 1014 Lʘ.8. Promieniowanie radiowe 90% kwazarów jest słabe.9. Dyspersja prędkości w yliczona z szerokości linii

emisyjnych dochodzi do 10 000 km/s.

Własności fizyczne AGN-ów: rozmiary

Najbliższa galaktyka Syferta, NGC 4395, leży w odległości4,3 Mpc, nie da się jej jądra rozdzielić nawet na obrazach z HST (0.05”). Wniosek: rozmiary liniowe mniejsze niż 1,0 pc.

R Δt · cΔt – skala czasowa zmienności

Lee i in. 2002

Własności fizyczne AGN-ów: moc promieniowania

LMW 2 x 1010 Lʘ

Galaktyka Seyferta: LAGN jest kilka razy większa niż L reszty galaktyki (która może mieć L typowe dla normalnych galaktyk).

Kwazar: proporcje LAGN / Lgalaktyka muszą być znacznie większe niż dla galaktyk Seyferta.

Radiogalaktyka: proporcje LAGN / Lgalaktyka są niewielkie w obszarze optycznym, ale analiza świecenia radioobłoków wskazuje, że biorąc pod uwagę całe widmo, wartości te są duże.

Typowo LAGN 5 x 1011 Lʘ (kwazary do 1014 Lʘ) 1038 W

I to wszystko produkowane jest w niewielkim obszarze o rozmiarach rzędu ułamka pc.

ŹRÓDŁO ?

Własności fizyczne AGN-ów: źródło

Jedyne (?) sensowne źródło: akrecja na supermasywną czarną dziurę

Promień horyzontu zdarzeń = promień Schwarzschilda

RS = 2GM/c2

Oszacujmy maksymalną masę BH, która jest w stanie zmieścić się w AGN-ie. Załóżmy Δt = 1 d.

Mamy: M = Δt c3/2G 108 Mʘ

Taka wielka BH zmieści się w AGN-ie, ale czy to ona jest źródłem ?

Własności fizyczne AGN-ów: dysk akrecyjny

Moment pędu w dysku akrecyjnym jest redystrybuowany w ten sposób, że większość gazu w dysku porusza się spiralnie zbliżając

się do BH (potrzebna lepkość)

Gaz rozgrzewa się kosztem energii grawitacyjnej, która uległa zamianie na energię kinetyczną. Wzrost temperatury będzie

większy dla BH o większej masie.

W obszarze o promieniu kilku promieni Schwarzschilda gaz przechodzi szybko przez horyzont wypromieniowując ogromne

ilości energii (E 0,1 · m c2). Dla porównania dla reakcji termojądrowych zachodzących w gwiazdach mamy E 0,007 · m

c2

Zakładając L możemy teraz oszacować tempo akrecji, które jest potrzebne, żeby ją uzyskać. L = 0,1 Q c2, czyli Q = 10 L/ c2. Dla L = 1038 W mamy 0,2 Mʘ/rok.

Istnieje górna granica na Q (i L) związana z tym, że ciśnienie promieniowania będzie hamować akrecję (granica Eddingtona)

LE (1,3 x 1031) M/Mʘ [W]Dla M = 108 Mʘ mamy LE 1039 W

Własności fizyczne AGN-ów: dżety

Dokładny mechanizm formacji dżetów w AGN-ach nie jest jeszcze poznany.

Propozycja 1: Dysk akrecyjny jest grubszy tuż przy BH tworząc tunel wzdłuż osi rotacji (prostopadle do dysku), w którym ciśnienie promieniowania przyspiesza i wyrzuca materię wzdłuż osi rotacji. Nie pasuje bilans energii.

Inne scenariusze sugerują, że pole magnetyczne dysku odgrywa decydującą rolę w procesie tworzenia dżetów.

Czemu widać czasami tylko jeden dżet? Wskutek efektu zwanego „relativistic beaming” jeden z dżetów, jeśli są skierowane w przybliżeniu w kierunku obserwatora, będzie się wydawał jaśniejszy.

Własności fizyczne AGN-ów: torus

Złożony z gazu i pyłu. Pył redystrybuuje promieniowanie krótkofalowe do podczerwieni. Promień wewenętrzny torusa można oszacować z warunku, żeby grafit nie odparował (Tmax = 2000 K).

R = (L/16πσT4)1/2

Zwyle jest to obszar 4-5 rzędów większy od części dysku, z którego pochodzi emisja.

Galaktyki aktywne i kwazary w modelu AGN

Seyfert 2

Seyfert 1

Problemy

1. Gdzie uformowały się AGN-y ? Czyli, jak powstały supermasywne BH ?

2. Jak długo żyją AGN-y ? Gdzie są „teraz” kwazary?

Większość dużych galaktyk ma supermasywne czarne dziury, ale nie wszystkie (np. M33).

3. Jak wyginęły kwazary ?

4. Czy powrócą ?

Podsumowanie

1. Widma galaktyk są widmami złożonymi. Zależą od widm świecących obiektów: gwiazd, obszarów H II i in.

2. Szerokości linii w widmach galaktyk są wynikiem dyspersji prędkości radialnych świecących obiektów (efekt Dopplera).

3. Widmo galaktyki aktywnej wygląda jak widmo normalnej galaktyki z dodatkowym wkładem (zazwyczaj w emisji) od świecącego gazu z dużą dyspersją prędkości (do 10,000 km/s).

4. Rozkład strumienia (SED) normalnej galaktyki ma maksimum w obszarze optycznym. Galaktyka aktywna promienuje w szerszym przedziale długości fal, czego nie da się wyjaśnić świeceniem gwiazd.

5. Wszystkie galaktyki aktywne mają zwarte, jasne i aktywne jądro – AGN.

6. Galaktyki Seyferta to galaktyki spiralne z jasnymi, punktowymi jądrami zmiennymi w czasie. SED takiej galaktyki wykazuje nadwyżkę m.in. w dalekiej IR. W ich widmach widać szerokie silne linie emisyjne.

7. Radiogalaktyki mają olbrzymie radiowe obłoki zasilane przez jeden albo dwa dżety. Mają jądra podobne do galaktyk Seyferta. Jądro jest zmienne, linie emisyjne mogą być wąskie lub szerokie.

Podsumowanie

8. Punktowa natura AGN-u i skala zmienności sugerują, że obszar emitujący promieniowanie jest mniejszy niż rozmiary Układu Słonecznego.

9. Centralne żródło typowego AGN-u zawiera SMBH o masie rzędu 108 Mʘ i promieniu Schwarzschilda rzędu 2 AU.

10. Spadająca materia tworzy dysk akrecyjny, w którym następuje zamiana energii grawitacyjnej w energię termiczną i promieniowanie. Typową moc promieniowania AGN-u równą 1038

W można wyjaśnić tempem akrecji równym 0,2 Mʘ/rok.11. Dżety są prawdopodobnie prostopadłe do płaszczyzny dysku

akrecyjnego.12. Różne rodzaje galaktyk aktywnych i kwazary daje się wyjaśnić w

obrębie jednego modelu przyjmując różne moce promieniowania i kąt, pod jakim patrzymy na dany obiekt.

13. Różnica pomiędzy radiowo spokojnym i głośnym AGN-em może wynikać z różnicy momentów pędu centralnych BH. Szybciej rotujące BH mogły powstać wskutek kolizji galaktyk.

14. Kwazary były najpowszechniejsze w epoce z = 2-3, po czym ich liczba stopniowo spadała.

Dygresja: mikrokwazary

astronomia pozagalaktyczna wykład 4 galaktyki aktywne i kwazary

Documents