Astronomia pozagalaktyczna Wykład 4 Galaktyki aktywne i kwazary

Astronomia
pozagalaktyczna
Wykład 4
Galaktyki 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: potwierdzenie
obserwacji Fatha
1927 – Hubble: j/w + odkrycie
dwóch podobnych galaktyk,
NGC 4051 i NGC 4151
1932 – Humason: następny podobny
obiekt, NGC 1275, ma jądro
podobne 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
[N II]
[O II]
Hβ
[O III]
Hγ
[S II]
Galaktyka „normalna” i Seyferta: porównanie
Hα
[N II]
[O II]
Hβ
Hγ
[O III]
[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 linie
Typ 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 to
galaktyki 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
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, 773
A 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
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 Region
zdefiniowane przez Heckmana (1980, A&A 87, 152).
NGC 4261
AGN: zunifikowany model
Radiogalaktyki
Moce promieniowania w dziedzinie radiowej: 1037 – 1039
W (dla porównania „normalna” galaktyka: 1033 W)
RADIOGALAKTYKI
Cygnus A
Cygnus A
Centaurus A
Centaurus A
Centaurus A
Centaurus A
M 87
M 87
M 87
M 87
Radiogalaktyki
Radiogalaktyki
Typ Faranoff-Riley (FR)
Kwazary: odkrycie
1960 – Mathews i Sandage (107th Meeting of AAS), S&T 21,148
– identyfikacja źródła radiowego 3C48 z gwiazdowym
obiektem 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
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 !!!
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 odległości
4,3 Mpc, nie da się jej jądra rozdzielić nawet na obrazach z
HST (0.05”). Wniosek: rozmiary liniowe mniejsze niż 1,0 pc.
R  Δt · c
Δt – 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.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
Widma galaktyk są widmami złożonymi. Zależą od widm
świecących obiektów: gwiazd, obszarów H II i in.
Szerokości linii w widmach galaktyk są wynikiem dyspersji
prędkości radialnych świecących obiektów (efekt Dopplera).
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).
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.
Wszystkie galaktyki aktywne mają zwarte, jasne i aktywne jądro –
AGN.
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.
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.
9.
10.
11.
12.
13.
14.
Punktowa natura AGN-u i skala zmienności sugerują, że obszar
emitujący promieniowanie jest mniejszy niż rozmiary Układu
Słonecznego.
Centralne żródło typowego AGN-u zawiera SMBH o masie rzędu
108 Mʘ i promieniu Schwarzschilda rzędu 2 AU.
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.
Dżety są prawdopodobnie prostopadłe do płaszczyzny dysku
akrecyjnego.
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.
Różnica pomiędzy radiowo spokojnym i głośnym AGN-em może
wynikać z różnicy momentów pędu centralnych BH. Szybciej
rotujące BH mogły powstać wskutek kolizji galaktyk.
Kwazary były najpowszechniejsze w epoce z = 2-3, po czym ich
liczba stopniowo spadała.
Dygresja: mikrokwazary
Dygresja: mikrokwazary
Dygresja: mikrokwazary