Galakser 2014 F8

I dag Hvad adskiller aktive galakser fra normale galakser? Hvad er en quasar og hvordan ser spektret fra sådan en ud? Hvilke andre typer af aktive galakser findes der, og hvad er deres karakteristika? Hvilken betydning for en aktiv galakse har det centrale sorte hul? Hvilken betydning har skiven omkring det sorte hul? Kan stråling i en jet fra en aktiv galaksekerne bevæge sig hurtigere end lyset? Er der en øvre grænse for lumi-nositeten for en aktiv galakse? Kan vi beskrive alle aktive galakser ud fra en overordnet model?

Aktive galaksekerner Normale galakser lyser primært i det optiske og IR. Men der findes også galakser med emission i alle bølgelængder. Det er de aktive galakser, og emissionen stammer primært fra centrum. Derfor betegnes de aktive galaksekerner = AGN. Aktiv galaksekerne

Aktive galaksekerner Quasarer er en type AGN og kan ses helt ud til z=9! Luminositeten kommer fra et lille område < 1 pc og kan overgå normale galakser med en faktor 1000. Optiske spektre er typisk domi-neret af brede emissionslinjer fra kraftigt ioniserede atomer. Processerne bag AGN er blandt de mest energirige i universet og skyldes formentligt et super-massivt sort hul.

Aktive galaksekerner Quasarer blev først identificeret som radiokilder med en optisk punktkilde (selvom de udsender i alle λ). I det optiske spektrum lyser de kraftigt i blåt med en meget lav U-B<-0.3. Kontinuum-spektret kan estimeres som en potenslov 𝑆 ν ∝ ν −𝛼 på tværs af bølgelængder.

Aktive galaksekerner I radioområdet ser vi ofte emission svarende til en kompakt central kilde samt to radiolobes symmetrisk omkring kilden. De to lobes er som regel forbundet til centrum med jets, som transporterer energi fra den centrale kilde.

Aktive galaksekerner Den totale længdeskala kan nå op til 1 Mpc! Den centrale kilde derimod er typisk mindre end 1 pc! Radiostrålingen som udsendes er synkrotron-stråling med 𝛼~0.7 for jets+lobes og 𝛼~0 for kernen. For jets+lobes skyldes det formentlig Fermi-acceleration. I kernen spiller absorption ind og giver 𝛼~0.

Aktive galaksekerner - zoologi Typiske QSO spektre Quasarer er blot en blandt mange typer AGN: Quasi-Stellar Objects (QSO) Meget høj luminositet Lyser kraftigt i B-filter Svage radiokilder Stærke/brede emissionslinjer Minder om quasarer, som blot lyser mere i radio. Fra nu af er QSO = QSO + quasarer. Vi skelner mellem radiosvage og radiostærke QSO

Aktive galaksekerner - zoologi Seyfert galakser Mindre luminositet end QSO Brede emissionslinjer (Seyfert 1) Smalle emissionslinjer (Seyfert 2) Spiralgalakser med en lysstærk kerne Flydende overgang mellem Seyfert 1 og QSO

Aktive galaksekerner - zoologi

Aktive galaksekerner - zoologi Radiogalakser Elliptiske galakser med en aktiv kerne Minder om Seyfert galakser: Smalle emissionslinjer (NLRG) Brede emissionslinjer (BLRG)

Aktive galaksekerner - zoologi Optically Violent Variables Kraftig variation i optisk Undergruppe af QSO Også variation ved andre λ BL Lac Objekter AGN med kraftig variation Ingen kraftige emissionslinjer eller absorptionslinjer (svært at bestemme z) OVV+BL Lac kaldes tilsammen for blazarer, som foruden i radio også lyser kraftigt i 𝛾-området.

Det centrale sorte hul Energiproduktionen i AGN skyldes det centrale sorte hul. Bemærkninger: Radiokilderne i AGN kan være så store som 1 Mpc Det tyder på, at de er gamle da Δt=1 Mpc/c ~107 yr. Luminositeten af QSO kan nå LBOL~1047 erg/s. ETOT~LBOL Δt~3∙1061 erg! For nogen AGN varierer L med op til 50% i løbet af en dag. Sådan en variation kan kun lade sig gøre, hvis hele kilden varierer – dvs. den skal være i kausal kontakt. Dvs. R < 1 lysdag eller R < 3∙1015 cm. Centaurus A

Det centrale sorte hul 4 1 H → 4 He +27 MeV Det kan kun forklares, hvis energiproduktionen er en gravitationel effekt. Hvis det skyldtes fusion ville det kræve over 1 mia. solmasser af lave 1061 erg. Det kan ikke lade sig gøre. Energien kommer fra, at objekter lægger sig i en skive omkring det sorte hul. Energibevarelse sikres af, at bindingsenergien er negativ. 4 1 H → 4 He +27 MeV Udsendt energi Hvileenergi ~6% (Normalt sort hul) Udsendt energi Hvileenergi = 27 MeV 4×938 MeV ~1% Udsendt energi Hvileenergi ~42% (Roterende sort hul)

Accretion Gas, som falder ind mod et sort hul, taber EPOT, som omdannes til EKIN. Hvis ikke indfaldet bremses, bliver gassen ædt af det sorte hul – uden udstråling. Men gassen har et impuls-moment (L) og falder ikke i en lige linje. Pga. friktion og L vil gassen sætte sig i en skive omkring det sorte hul vinkelret på L. Pga. differentiel rotation i skiven oplever gassen en friktion, hvorved det bremses og flytter sig indad. Energien går til at opvarme skiven (kinetisk energi).

Overlyshastigheder Når vi måler relative hastig-heder af komponenterne i AGN, ser vi flere tilfælde v>c! Det som måles er tidsvariation i komponenternes vinkel-afstand ved interferometri. Vi kan altså have vapp>c, hvis jetten er ultrarelativistisk.

Overlyshastigheder Hastigheden af jetten ligger omkring undslippelses-hastigheden for kilden. Det eneste sted, som har vund~c er et sort hul. Det er et godt bevis for, at der er SMBH i centre af AGN. Mekanismen, som genererer jetten, er ikke 100% kendt, men det er formentlig relateret til magnetfelter.

Eddingtonluminositeten Pga. energiproduktion nær RS i en AGN vil der være en udadrettet energitransport. Den energi kan vekselvirke med det indfaldende stof ved absorption eller spredning, hvorved der overføres impuls. Derfor svarer det til en udadrettet strålingskraft FRAD. For at stoffet falder helt ind, skal der gælde FGRAV> FRAD. Stråling Tyngdekraften

Eddingtonluminositeten FGRAV> FRAD Gassen er fuldt ioniseret, så vekselvirkning med stråling er spredning af fotoner på frie elektroner = Thompson-spredning Tyngdekraften kan ligeledes estimeres, idet der for hver elektron også er en proton med mp>>me.

Eddingtonluminositeten Eddingtongrænsen er den øvre grænse for lumino-siteten. Desuden kan vi placere en nedre grænse på M• ud fra en observeret luminositet. Lysstærke AGN typisk M• ≥ 108 MSOL Seyfert galakser typisk M• ≥ 106 MSOL. MV kunne producere energi nok til at være en Seyfert galakse. I udledningen antog vi, at strålingsemissionen var isotrop. Det er den ikke nødvendigvis – se fx figuren. Ud fra Ledd kan vi også bestemme hvor hurtigt sorte huller i AGN kan gro.

AGN Standardmodellen ? Der er mange ligheder mellem de forskellige typer af AGN. Det kunne betyde, at de bestod af ensartede komponenter. De observerede forskelle kunne så skyldes geometri eller lysets vej fra kilde til observatør…

AGN Standardmodellen Fælles egenskaber ved AGN: Alle AGN består af et centralt sort hul samt en skive udenom – måske kan vi lave en klassifikation ud fra 𝑀 • og 𝑚 . Måske tyder den flydende overgang mellem Seyfert 1 og radiosvage QSO på, at forskellen kun er den centrale luminositet… Dvs. forskellig 𝑀 • . Credit: CXC/M.Weiss.

AGN Standardmodellen Forskellen kan være værts-galaksens type (Seyfert galakser er spiraler, radiogalakser er ofte elliptiske osv.). Et godt spørgsmål er dog hvordan blazarer passer ind…

AGN Standardmodellen Anisotrop emission Hvad hvis vi nu bare ser AGN fra forskellige vinkler? Fx radiolobes og jets peger på stråling fra AGN som værende anisotrop. Desuden ser vi fx kun vapp>c, hvis bevægelsesretningen er tæt på synslinien. Og AGN viser tydelige tegn på absorption – især Seyfert 2 galakser.

AGN Standardmodellen NGC 1068 Er en Seyfert 2 galakse – dvs. ingen brede emissionslinjer. Men det optiske spektrum af polariseret lys viser tydeligt brede emissionslinjer! Det tolker vi som at området, som producerer brede emissionslinjer, er skjult. Pga. spredning af lys kan det nå observatøren og bliver desuden polariseret.

Her er kontinuumkilden og BLR skjult pga. en tyk torus af støv. AGN Standardmodellen Figuren viser standardmodellen Her er kontinuumkilden og BLR skjult pga. en tyk torus af støv. Her ser vi en blazar. Da jetten er relativistisk forstærkes fluxen og linjeemission drukner i signalet fra jetten (BL Lac). Hvis lidt linjeemission er synlig har vi en OVV. Variationer i signalet skyldes variationer i jetten. Forskellen mellem type 1 og type 2 AGN skyldes alene vinklen mellem synslinjen og symmetriaksen. Her er begge synlige.

Resumé AGN producerer emission i alle bølgelængder. Selve pro-duktionen foregår primært i et lille område nær centrum. Quasarer kan identificeres på deres enorme luminositet og på brede emissionslinjer. Der findes andre typer AGN med forskellige egenskaber (spektrum, emissionslinjer, værtsgalakse, etc. ) Energiproduktionen skyldes indfangning af stof omkring det sorte hul. Energiproduktionen ses ofte i form af Röntgenstråling fra skiven omkring det sorte hul. Standardmodellen for AGN kan forklare alle de forskel-lige typer af AGN ud fra en simpel model: SMBH, skive, torus og jet.