Benutzer:As2Wi/Sandkiste:Aktiver galaktischer Kern

Dies hier ist die Sandkastenversion des Lemmas aktiver Galaxienkern - die bereits weitgehend fertigen Abschnitte wurden am 27.11. in das Lemma selbst übertragen. Hier sind einige angefangene/noch nicht fertige Abschnitte, die beim Umzug zurückgelassen wurden und darauf hoffen, noch fertiggestellt und dann in das Lemma eingefügt zu werden:

Zeitliche Entwicklung

• Quasare sehr viel häufiger bei z=1,2; geht mit Sternentstehungsrate einher
• Verweis auf Abschnitt Evolution
• Erste Quasare - wann? (z=4 müssten schon seit Urknall mit Eddington-Limit-Rate akkretiert haben)

Weitere Themen

Statistik der verschiedenen Typen

• Häufigkeit der verschiedenen Typen; Schwierigkeit statistischer Studien
• Entwicklungseffekte: Verweis auf Abschnitt Evolution

Typ 1 versus Typ 2

Zur Häufigkeit von Typ 1 und Typ 2 Galaxien: Viele Arbeiten beschäftigen sich mit der Frage, wie groß der relative Anteil von Typ-1- und Typ-2-Objekten an der Gesamtzahl der AGNs ist. Eine einfache Antwort auf diese Frage gibt es nicht, denn das Ergebnis scheint sowohl von Leuchtstärke des AGN als auch von der Selektionsmethode abzuhängen: So gibt es etwa in Infrarot oder optisch ausgewählten AGNs keine Abhängigkeit der Typ-2-Häufigkeit von bolometrischer Helligkeit (z.B. Elvis+ 1994), im Röntgenbereich scheint dies aber anders zu sein (z.B. Hasinger+ 2008) -- wenngleich ebenfalls umstritten (etwa Eckart+ 2006). Darüberhinaus gibt es Hinweise, dass die Typ-2-Häufigkeit auch von der Rotverschiebung abhängt. Eine möglichst genaue Abschätzungen der Gesamthäufigkeit von Typ-1- zu Typ-2-Objekten kann Rückschlüsse auf den typischen Öffnungswinkel (in statistischen Torus-Modellen: dem typischen Bedeckungsanteil) des AGN-Torus zulassen. Umgekehrt kann z.B. der Röntgen-Hintergrund zur näherungsweisen Bestimmung der AGN-Klassen-Häufigkeiten verwendet werden: Röntgenlicht, das uns gestreut erreicht (wie in Typ-2-Objekten) ist spektral von direkter Röntgenbeleuchtung unterscheidbar (Compton-Streuung). Darüberhinaus gibt es mehr und mehr Hinweise darauf, dass die starre Einordnung eines AGN in eine AGN-Klasse oft nicht zulässig ist. So haben z.B. Risaliti+ (2002, 2008) beobachtet, wie die Röntgenabsorption in AGNs zeitlich variiert und sich der Typ der Galaxie dabei (im Röntgenbereich) entsprechend von "Typ 1" zu "Typ 2" ändert (die AGN-Klassifizierung nach Typ 1 und Typ 2 wird allerdings im Optischen vorgenommen). Dies wurde mit sehr schnell vor dem AGN vorbeiziehenden dichten Gasklumpen erklärt, einer Art "Schwarzes-Loch-Finsternis". (© iLeo ;-)) Lawrence und Elvis (2010) fassen die derzeitige Lage so zusammen: Etwa 30% aller AGNs sind nicht verdeckt (obscured), 15% ein bißchen und 55% sehr stark verdeckt. Andere Studien finden in radioselektierten AGNs (etwa Lawrence 1991) eine starke Abhängigkeit des Typ-2-Anteils von der Radio-Leuchtkraft: So soll dieser Anteil größer als 90% sein bei niedrigen Radio-Leuchtkräften, bei weniger leuchtstarken Objekten aber auf 50% sinken. Dies führte zum "receding torus paradigm", der Vorstellung, dass AGN-Tori sich "zurückziehen" wenn sie von intensiverer Strahlung getroffen werden. (Verständlich wird das wenn man sich die Sublimationsradien von Staub anschaut, die unter anderem von der Leuchtkraft des zentralen Objekts abhängen. Allerdings ist die Staubabsorption wieder hauptsächlich für die Klassifizierung im optischen Bereich verantwortlich...) In optischen Studien, z.B. aus dem vollständigen Volumen-limitierten Revised Shapley-Ames-Katalog fanden Maiolino und Rieke (1995) ein Typ-2-Verhältnis von (56 +/- 10)%. Die Frage ist aber immer auch, wie genau man AGNs überhaupt klassifizierung kann: In der eben genannten Sammlung gibt es zum Beispiel auch 20% AGNs die je nach Autor als Typ 1R ("rote Typ-1-Galaxien") oder Seyfert 1.8/1.9 bezeichnet werden. In diesen AGNs sind die breiten Emissionslinien (Definition der Typ-1-Galaxien) rotverschoben (aufgrund von moderater Absorption durch Staub). Die im Röntgen gemessenen Gas-Säulendichten in diesen Galaxien liegen zwischen den stark abgeschatteten Typ-2- und den wenig blockierten Typ-1-Galaxien, so dass es Vermutungen gibt, dass zwei verschiedene Regionen für die Abschattung verantwortlich sind: Bei manchen Galaxien (Typ 1/2-Unterteilung) wäre das dann der nukleare Staub (der "eigentlich" Torus?), bei den Typ 1Rs Staub auf größeren (kpc) Skalen der aus den Sternentstehungsgebieten der Galaxie stammt. Nimmt man diese 1R-Galaxien mit den Typ-1-Galaxien erhält man auch aus den optischen Studien einen Typ-2-Anteil von 76%. Darüberhinaus gibt es dann noch die schwachbrüstigen AGNs, LINERs genannt (Low-Ionization Nuclear Emission Regions), die eine mehr oder weniger kontinuierliche Fortsetzung der AGN-Leuchtkraftskalen (von den extrem hellen Quasaren über Radiogalaxien zu Seyferts zu LINERs) zu sein scheinen.

LINER

http://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2009/22/aa12157-09/aa12157-09.html

http://iopscience.iop.org/0004-637X/767/1/12/article

Einfluss von AGN auf die Sternentstehung

• Quasar feedback
• radio mode, quasar mode
• Star formation and BH growth
• Luminosity-mass relations
• Role of mergers?
• Radio galaxies have cavities produced by the radio jets. Birzan et al.: calculate work, convert to "mechanical luminosity"

http://mnras.oxfordjournals.org/content/406/2/822.full

Der Schwerkrafteinfluss des Schwarzen Lochs kann für den Zusammenhang nicht direkt verantwortlich sein: der Bereich, in dem der Gravitationseinfluss des Schwarzen Lochs dominiert, entspricht nur einigen Tausendsteln des Bulge-Radius, entsprechen Bruchteilen eines Millionstels des Bulge-Volumens.

Energetische Betrachtungen versprechen ein günstigeres Bild: Für typische aktive Galaxien

Agn outflows can explain mbh sigma relation - shell in Eddington limit King 2010 Mon. Not. R. Astron. Soc. 402, 1516–1522 (2010) Agn driven outflow: matter expelled by agn

Simulations: http://arxiv.org/abs/1402.4482

Goal of studying feedback: What about higher redshifts? Relation varies, e.g. Hopkins et al. 2007

Massenbestimmung Schwarzes Loch

Bild wie http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/23/image/b/format/web_print/

Probleme und offene Fragen

• Grenzen des Standardmodells?

Modellspektren

Ir: dust, mit break bei 1 mu weil Staub nicht unbegrenzt aufgeheizt werden kann, bevor er zerfällt. Blue bump: Scheibe.

http://esoads.eso.org/abs/1994ApJS...95....1E

Gravitationslinsen

Statistik Galaxie-Galaxie vs. Quasar-Galaxie?

Relativistisches Beaming

Datei:AGN Jet Aberration.png

Aberrationseffekte sorgen dafür, dass selbst isotropische Strahlung von einem Objekt (links) gebündelt erscheint, wenn sich das Objekt bewegt (rechts; Bewegung erfolgt nach rechts).