Doel van dit proefschrift is om te onderzoeken of de theorie klopt die hierboven staat beschre-ven, waarin het actief worden van een sterrenstelsel afhangt van de eigenschappen van het gas dat naar het zwarte gat valt, en dat op die manier de waarneembare eigenschappen van de AGN be-paalt. Dit zijn daarbij de belangrijkste vragen. Waar bevinden de verschillende typen AGN zich ten opzichte van de grote-schaal verdeling van andere sterrenstelsels? Waardoor wordt de kern van een sterrenstelsel een AGN? Bestaat er een verband tussen de manier waarop een AGN actief wordt en de toestand waarin gas het zwarte gat bereikt (dus “quasar groep” tegenover “radio groep”)? Hoe veranderen deze eigenschappen gedurende de geschiedenis van het heelal?
Een goede manier om deze vragen te beantwoorden is door de statistische eigenschappen van een groot aantal AGN te bestuderen. In dit proefschrift selecteren we 2 groepen AGN in de XMM-Large Scale Structure survey op grond van (i) hun helderheid op radio golflengten (hoofdstuk 2 t/m 5) en (ii) hun helderheid op R¨ontgen golflengten (hoofdstuk 6). Ons idee daarbij is dat de eerste groep AGN gedomineerd wordt door AGN uit de “radio groep”, en de tweede door AGN uit de “quasar groep”. Van elke AGN in deze dataset bepalen we de interne en omgevings eigenschappen, zoals totale massa aan sterren, roodverschuiving, hoeveelheid sterren die worden gevormd in het sterrenstelsel, teveel aan infrarode emissie, en aantal naburige sterrenstelsels. Door de interne en omgevings eigenschappen te bestuderen van de stelsels die we hebben geselecteerd op grond van hun eigenschappen op radio en R¨ontgen golflengtes kunnen we de vragen die hierboven
zijn gesteld proberen te beantwoorden. Hierna geef ik een gedetailleerdere beschrijving van de verschillende hoofdstukken.
In hoofdstuk 2 beschrijven we een lage-frequentie radio survey van het XMM-LSS veld die we hebben uitgevoerd met de Very Large Array (VLA, figuur 8.4) op frequenties van 74 en 325 MHz. Deze data beslaan 132 en 15.3 vierkante graden aan de hemel respectievelijk. Vanwege de storende invloeden van de ionosfeer en vanwege het grote oppervlak aan de hemel dat we waarnemen, hebben we extra aandacht besteed aan de calibratie van onze data.
Om het aantal radiobronnen dat we kunnen gebruiken te vergroten, en om ook de radio spectra van deze bronnen te kunnen bepalen, gebruiken we in hoofdstuk 3 het grote antenne-oppervlak van de Giant Meterwave Radio Telescope (GMRT, figuur 8.4) om het XMM-LSS veld op 240 en 610 MHz waar te nemen.
We identificeren de radiobronnen die we op frequenties van 74, 240, 325 en 610 MHz hebben waargenomen met sterrenstelsels in het zichtbare deel van het spectrum in hoofdstuk 4. Hierbij maken we gebruik van een catalogus van bronnen in het optische deel van het spectrum, en van afbeeldingen van de hemel. We schatten dat ∼ 75% van de radio bronnen een optische tegenhanger hebben, en we bepalen fotometrische roodverschuivingen voor de 3 miljoen sterrenstelsels in het onderzochte gebied aan de hemel, inclusief de gaststelsels waarin zich radiobronnen bevinden. We ontwikkelen een methode om sterrenstelsels met een verkeerde fotometrische roodverschuiving te verwijderen uit onze bronnenlijst. Deze methode maakt gebruik van 2 verschillende manieren om de fotometrische roodverschuiving te berekenen, in combinatie met een optisch kleur-kleur criterium.
In hoofdstuk 5 bestuderen we met de catalogus van sterke radiobronnen die we in hoofdstuk 4 hebben samengesteld de interne eigenschappen van deze radiosterrenstelsels, en ook hoe hun om-geving eruit ziet. Om de omom-geving van zo’n radiostelsel te karakteriseren defini¨eren we een maat voor de dichtheid van naburige sterrenstelsels, waarbij we rekening houden met de onzekerheden in de fotometrische roodverschuiving. We beargumenteren dat de resultaten van de analyse uit dit hoofdstuk consistent zijn met het beeld dat bij botsingen van sterrenstelsels een accretieschijf ontstaat die effici¨ent energie uitstraalt, en dat de AGN uit de “radio groep” vooral ontstaan doordat gas koelt in de buitendelen van een zwaar elliptisch sterrenstelsel.
In hoofdstuk 6 presenteren we een catalogus van AGN die we hebben geselecteerd in de harde R¨ontgenband (2-10 keV), en we analyseren deze data op een vergelijkbare manier als die we in hoofdstuk 4 en 5 hebben beschreven. We laten in dit hoofdstuk zien dat AGN die op basis van hun R¨ontgenstraling zijn geselecteerd, van hetzelfde type zijn als de AGN die we hebben geselecteerd op grond van hun emissielijnen. Hieruit concluderen we dat het in beide gevallen gaat om AGN uit de “quasar groep”.
Tenslotte presenteren we in hoofdstuk 7 de belangrijkste conclusies van dit proefschrift, en we bespreken mogelijke implicaties. Onze resultaten bevestigen dat er twee verschillende typen AGN zijn (“quasar groep” en “radio groep”), en dat deze AGN worden gevonden in sterk verschil-lende omgevingen. betekenen dat de manier waarop een AGN actief wordt te maken heeft met de manier waarop materie naar een zwart gat in de kern van het sterrenstelsel valt. Volgens dit beeld stroomt bij een botsing van sterrenstelsels koud gas naar het zwarte gat. Dit gas vormt dan een accretieschijf, en kan op die manier heel effici¨ent straling uitzenden. Gas dat koelt in de atmosfeer van een zwaar elliptisch sterrenstelsel is te heet om een accretieschijf te vormen, en het zal daarom veel minder effici¨ent straling kunnen uitzenden. Het aantal botsingen tussen sterrenstelsels en de
Nederlandse Samenvatting 159 hoeveelheid gas die zich in de buurt van een sterrenstelsel bevindt hangt af van het aantal ster-renstelsels dat zich in een bepaald volume van het heelal bevindt. Daarom kan er een heel direct verband bestaat tussen de vorming van sterrenstelsels en groepen van sterrenstelsels enerzijds, en de waargenomen verandering in de helderheidsverdeling van AGN anderzijds.