Galaktyki aktywne. (,,galaktyki o aktywnych jądrach'') (,,aktywne jądra galaktyk'') ( active galactic nuclei =AGN)

Transkrypt

1 Galaktyki aktywne (,,galaktyki o aktywnych jądrach'') (,,aktywne jądra galaktyk'') ( active galactic nuclei =AGN)

2 System klasyfikacji Hubble a (1936)

3 Galaktyki normalne / zwyczajne -różnoraka morfologia (sferoida/dysk) -promieniowanie: suma przyczynków od gwiazd, oświetlanego gazu, produktów ewolucji -dominuje IR-Opt-UV -prędkości: kilkaset km/s (typowo)

4 Radiogalaktyki optycznie: zwykle eliptyczne, osobliwe eliptyczne radiowo: rozległe (znacznie większe od obrazu optycznego mln lat św.) promieniujące struktury przynajmniej dla silnych radiogalaktyk dominuje podwójna struktura: źródła promieniowania radiowego znajdują się (symetrycznie) po dwóch stronach galaktyki. (Często połączone z centrum galaktyki widocznymi w radio strugami)

5

6 Struktura radiowa (na czerwono) towarzyszy galaktyce spiralnej Credit: NASA, NRAO/AUI/NSF and W. Keel

7

8 NGC 6251

9 NGC 4486/M87 (E0)

10

11

12

13 Procesy fiz. w aktywnych jądrach Jak powstaje promieniowanie radiowe? Jak możliwa jest,,nadświetlna ekspansja''? Czy są inne argumenty na rzecz wysokich prędkości? Co zasila obłoki promieniujące radiowo?

14 Promieniowanie radiowe Cieplne? (związane z cieplnymi ruchami atomów i in. cząstek) Gdyby przyjąć, że promieniowanie w dziedzinie radiowej jest cieplne, to dla wielu radioźródeł otrzymalibyśmy absurdalnie wysoką ocenę temperatury:

15 Promieniowanie radiowe Cyklotronowe? (wywołane przez ruch naładowanych cząstek niskiej energii w polu magnetycznym) Problem: typowym częstotliwościom promieniowania radiogalaktyk (5 GHz) odpowiada pole tysięcy gaussów (dziesiętne tesli), spotykane w niewielkich obszarach (Jowisz, niektóre białe karły) ale nie w skali galaktyk.

16 Promieniowanie radiowe Synchrotronowe? (związane z ruchem naładowanych cząstek b. wysokich energii w polu magnetycznym) Cząstki są relatywistyczne, co modyfikuje obraz w wielu miejscach. Np częstość kołowa ruchu wokół linii B spada o czynnik gamma. Promieniowanie docierające do obserwatora jest bardzo dalekie od fali sinusoidalnej z powodu efektów kinematycznych.

17 Promieniowanie synchrotronowe

18 Promieniowanie synchrotronowe

19 Promieniowanie synchrotronowe,,produkcja'' fotonów przez elektrony w silnym polu magnetycznym

20 Relatywistyczne cząstki: produkcja Nierelatywistyczna piłka do tenisa zwiększa swoją prędkość dzięki uderzeniu. Relatywistyczne cząstki,,mnożą'' swoją energię (pęd) w zderzeniu z niejednorodnością plazmy. (Częściej,,wpadają na'' niż,,są doganiane'', więc większość czynników >1, netto mamy przyspieszanie. Jest to proces Fermiego II rodzaju) Im więcej rozproszeń nastąpi (czynnik probabilistyczny) tym większa ostateczna energia. Stąd widmo potęgowe.

21 Relatywistyczne cząstki: produkcja Struga namagnetyzowanej plazmy,,przebija się'' przez osrodek międzygalaktyczny. W okolicy gorącej plamy powstają relatywistyczne elektrony, a wypadkowe widmo synchrotronowe jest,,plaskie''. Dalej od plamy, gdzie elektrony docierają w drodze dyfuzji, w skończonym czasie, elektrony najwyższych energii nie są już obecne, a widmo staje się,,strome''.

22 ,,Nadświetlna'' ekspansja Przy danym czynniku Lorentza beta, pozorna prędkość jest maksymalna dla cos(theta)=beta. O ile beta>sqrt(1/2), istnieje pewien zakres Theta, dla ktorych obserwujemy pozorną prędkość>c!

23 Asymetria strug Na ogół jedna ze strug oddala się a druga przybliża do obserwatora Natężenie promieniowania ze zbliżającego się źródła jest wyższe Gdyby v<<c, efekt byłby niezauważalny===> prędkości strug są wysokie (rzędu c)

24 Energia promieniującego obłoku Używając warunku ~ekwipartycji energii można ocenić minimalną energię zmagazynowaną w obłoku pozwalającą mu promieniować w obserwowany sposób. Dla silnej radiogalaktyki Cygnus A mamy: Te wartości pola i czynnika gamma są reprezentatywne.

25 Centralne źródło energii Obłoki promieniujące radiowo nie są (w zasadzie) obserwowane w innych dziedzinach widma Energia jest do nich w sposób ciągły przekazywana za pośrednictwem strug. (Magazynowanie energii w obłokach albo wyrzucanie ich razem z zapasem energii byłoby drastycznie mniej efektywne),,produkcja'' relatywistycznych elektronów podczas oddziaływania strugi z materią obłoku daje się wytłumaczyć jako efekt wielokrotnych rozproszeń Modele powstawania strug są wciąż w stadium wstępnym

26 Galaktyki Seyferta wyraźne, zwarte i jasne jądro silne linie emisyjne Możliwy istotny wkład promieniowania we wszystkich dziedzinach radio - gamma względne prędkości ~tys. km/s zmienność (szybsza dla wyższych energii)

27 Jądro tej galaktyki spiralnej jest aktywne''

28

29

30

31 Gal. Seyferta: linie emisyjne linie dozwolone szerokie (Sy1) lub wąskie (Sy2) linie wzbronione zawsze wąskie (Sy1 i Sy2) zmiany szerokich linii opóźnione w stosunku do continuum o tygodnie miesiące linie wąskie: niezmienne

32

33 Histogramy szerokości lini Halfa dla galaktyk aktywnych wg różnych kryteriów. Bimodalność rozkładu pozwala rozróżnić obiekty o wąskich(v<1200km/s) i szerokich (V>1200 km/s) liniach emisyjnych. Wykorzystano ok. 1/8 danych SDSS r<17.77 mag (Hao et al. SDSS astro-ph/ )

34 Kwazary (QSO) optycznie: źródło punktowe = nierozdzielone (kwazi - gwiazdowe) silne linie emisyjne (właściwości linii jak dla galaktyk Seyferta) znaczące przesunięcia ku czerwieni tylko 10% QSO jest aktywnych radiowo; (choć używana selekcja QSO jako obiektów radiowych / zmiennych / rentgenowskich) wysoka moc: do ~1000x jaśniej od Galaktyki

35 QSO host galaxy...knud Jahnke, Max Planck, Heidelberg

36 z=

37 z=0.65 z=1.53 z=2.16 z=2.24 QSO host galaxy...knud Jahnke, Max Planck, Heidelberg

38 QSO w środku, gwiazda obok. Wyraźna galaktyka spiralna Credit: NASA, ESA, ESO, Frédéric Courbin & Pierre Magain

39

40 Procesy fiz. w aktywnych jądrach Skąd biorą się silne linie emisyjne? Czym różnią się Sy1/Sy2 QSO1/QSO2? Jakie jest pierwotne źródło energii?

41 Fotojonizacyjny model linii emisyjnych Atmosfera podgrzewana z wewnątrz / oświetlana od zewnątrz Opóźnienie zmian linii względem kontinuum Niezmienność wąskich linii emisyjnych Rola zderzeń pomiędzy atomami Związek częstości zderzeń z gęstością ośrodka Implikacje

42 Fotojonizacja

43 Fotojonizacja Wzbudzony atom może (w drodze spontanicznego przejścia elektronu na niższy poziom energetyczny) wyemitować foton; jeśli jednak wcześniej zderzy się z innym atomem, energia wzbudzenia może być zamieniona na energię kinetyczną zderzających się cząstek, co powiększa energię termiczną ośrodka. Jeśli typowy czas emisji jest krótszy od typowego czasu zderzenia, nastąpi raczej emisja. W typowych warunkach obłoku (T ~ 10^4 K) przejścia dozwolone prowadzą do emisji przy koncentracjach atomów aż do ~10^22/m^3, natomiast dla przejść wzbronionych koncentracje muszą być >8 rzędów wielkości mniejsze. Linie wzbronione mogą więc powstawać jedynie w stosunkowo rzadkich obłokach.

44 Szerokie / wąskie linie dozwolone Wąskie linie dozwolone NGC 1068 w świetle spolaryzowanym okazują się szerokie.

45 Szerokie / wąskie linie dozwolone Światło spolaryzowane pochodzi od szerokich linii dozwolonych.

46