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 [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 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 Centralny obiekt: supermasywna czarna dziura (SBH), M = 107 – 109 Mʘ. Żródło energii. Dysk akrecyjny wokół SBH. Torus materii. Dżety. 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 Silna zmienność we wszystkich obszarach promieniowania, od radiowego, poprzez optyczne do γ. Jasne jądra. Silnie spolaryzowana emisja w dziedzinie optycznej. Nietermiczne widmo w całym zakresie, od radiowego do γ. Widma prawie bez linii, lub bardzo słabe. 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

Najwięcej kwazarów jest dla z < 2 ! 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: Swoiste (intrinsic) – powstające blisko kwazarów (zwłaszcza w kwazarach z BAL), Stowarzyszone (associated) – linie H, Ca i Mg, powstają dla z zbliżonych do z kwazara, ale są węższe. 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 Na obrazach optycznych ich jądra wyglądaja jak gwiazdy (QSO = quasi-stellar objects). Czasami widać otoczkę albo dżet. Szerokie linie emisyjne w widmach (szersze niż dla normalnych galaktyk i w szerszym zakresie jonizacji). Radiowe struktury o rozmiarach dziesiątków sekund łuku. Czasami widać ich ekspansję. Widmo promieniowania dość płaskie od IR do γ, spadek w dziedzinie radiowej. Przesunięcia ku czerwieni, z = 0,1 ÷ 6. Zmienność w skali czasowej od dni do miesięcy (do 40%). Moce promieniowania do 1014 Lʘ. Promieniowanie radiowe 90% kwazarów jest słabe. 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

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