Tasse, C.
Citation
Tasse, C. (2008, January 31). Host galaxies and environment of active galactic nuclei : a study of the XMM large scale structure survey. Leiden Observatory, Faculty of Science, Leiden University. Retrieved from https://hdl.handle.net/1887/12586
Version: Corrected Publisher’s Version
License: Licence agreement concerning inclusion of doctoral thesis in the Institutional Repository of the University of Leiden
Downloaded from: https://hdl.handle.net/1887/12586
Note: To cite this publication please use the final published version (if applicable).
Nederlandse samenvatting
De kernen van actieve sterrenstelsels (AGN) vormen ongetwijfeld ´e´en van de interessantste onderzoeksgebieden binnen de sterrenkunde (zie Figuur 8.1). In de gangbare AGN theorie wordt hier energie op de meest effici¨ente manier opgewekt, via materie die zich op een super zwaar zwart gat (van zo’n 106−9 zonsmassa’s) stort. Ofschoon we nog niet de details van dit proces kennen, weten we wel dat hierbij veel licht van korte golflengten wordt geproduceerd, en ook bundels van relativistische deeltjes. Rondom de schijf van waaruit massa op het punt staat naar het zwarte gat te vallen (de zogenaamde accretieschijf) zit nog een dikke ring van stof die dit centrale deel van de AGN verhult. Al deze onderdelen samen vormen wat bekend staat als de “overkoepelende theorie”
van actieve sterrenstelsels (zie Figuur 8.2).
Figuur 8.1: Het sterrenstelsel NGC 7742, dat ge- classificeerd is als een Seyfert 1-type sterrenstelsel, vertoont tekenen van activiteit in zijn centrale deel.
Men denkt dat hier energie wordt opgewekt doordat massa op een super zwaar zwart gat valt.
Figuur 8.2: Een afbeelding van hoe de kern van zo’n sterrenstelsel er van dichtbij uit zou kun- nen zien volgens de overkoepelende theorie van AGN. Rondom het zwarte gat in het centrum van het sterrenstelsel bevindt zich een dikke stofring die dit centrale deel verhult. Ioniserende straling en relativistische deeltjes bewegen zich loodrecht op deze ring weg van de kern.
De overkoepelende theorie van AGN kan echter niet verklaren waarom het vermogen op radio golflengten van sommige radio-luide AGN niet al te groot is. Ook ontbreken heldere emissielijnen in het spectrum van deze sterrenstelsels, terwijl de overkoepelende theorie die juist wel voorspelt.
Bij deze sterrenstelsels wordt meestal ook geen warmtestraling waargenomen die afkomstig is van de stofring rond het centrum van de AGN, en ook niet de R¨ontgenstraling die afkomstig is van de accretieschijf. Sommige wetenschappers hebben daarom voorgesteld dat er twee klassen van AGN zijn: ´e´en waarbij straling op een effici¨ente manier door de accretieschijf wordt uitgezonden (de zogenaamde “quasar groep”), en ´e´en waarbij straling niet effici¨ent kan worden uitgezonden (de “radio groep”). Die laatste groep past nog niet binnen het kader van de overkoepelende AGN
Figuur 8.3: Linker 2×2 plaatjes: Vaak zijn heldere AGN in het nabije deel van het heelal geassocieerd met botsende sterrenstelsels. Door zo’n botsing komt koud gas in het centrum van een sterrenstelsel terecht, waar het kan worden opgeslokt door het super zware zwarte gat in het centrum van dat stelsel. Hierdoor zal de AGN gaan stralen. In het rechter paneel laat de linker kolom van 3 plaatjes heet gas zien dat in de buurt van 3 sterrenstelsels koelt en R¨ontgenstraling uitzendt, terwijl de rechter kolom de sterrenstelsels zelf laat zien in het zichtbare deel van het spectrum. Volgens veel onderzoekers is het koelen van heet gas in de buitenste delen van een sterrenstelsel een alternatieve manier om een AGN aan de praat te krijgen.
theorie. Volgens deze wetenschappers ligt de oorzaak voor deze tweedeling bij de temperatuur van de materie die richting het zwarte gat beweegt. Hun idee is dat als de materie koud genoeg is, deze materie een accretieschijf kan vormen rond het zwarte gat, van waaruit straling makkelijk kan worden weggetransporteerd (de quasar groep). Heet gas kan geen accretieschijf vormen, en daardoor zal straling niet op een effici¨ente manier uitgezonden kunnen worden (de radio groep).
De temperatuur van het gas zou inderdaad bepaald kunnen worden door de manier waarop gas in centrale deel van het sterrenstelsel, waar het super zware zwarte gat zich bevindt, terecht komt.
Voor heldere AGN is er behoorlijk duidelijk bewijs dat botsingen en interacties van sterrenstelsels een rol spelen. Quasars die zijn geselecteerd op grond van hun eigenschappen in het zichtbare of infrarode deel van het spectrum worden bijvoorbeeld vaker aangetroffen in vervormde sterren- stelsels (Zie Figuur 8.3). Het idee hierbij is dat door een botsing van sterrenstelsels koud gas in de buurt van het zwarte gat komt, en daarbij kan gemakkelijk energie worden uitgestraald. Heet gas dat van nature voorkomt tussen sterrenstelsels (het IGM) koelt af in de buitendelen van zware elliptische sterrenstelsels (Zie Figuur 8.3), en dit is volgens sommigen een andere manier om een normaal sterrenstelsel te veranderen in een actief sterrenstelsel. Recent onderzoek toont aan dat AGN met een laag radio vermogen, en dan vooral van de “radio groep”, door dit mechanisme ont- staan. Het koelen van heet gas produceert dan heet gas dat maar heel lastig straling kan uitzenden als het naar het zwarte gat beweegt.
Figuur 8.4: Een aantal telescopen die voor het onderzoek in dit proefschrift zijn gebruikt. Van links naar rechts, en van boven naar beneden: de Very Large Array en Giant Meterwave Radio Telescope radio in- terferometers, die zich respectievelijk in New Mexico (VS) en Pune (India) bevinden, de Spitzer infrarood satelliet, de Canada France Hawaii Telescope, en de XMM-Newton R¨ontgensatelliet.
Dit proefschrift
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 omgeving 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
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.
