Astronomie

Welcher Anteil der Galaxien beherbergt aktive galaktische Kerne?

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Ich habe "einige" gesagt. Ich kann keine Referenz für einen bestimmten Prozentsatz finden.

Dies scheint die Frage in gewissem Maße zu beantworten; https://arxiv.org/abs/astro-ph/0108389 wäre dann "ungefähr 1%" im richtigen Stadion für eine Antwort?

pesa weist darauf hin, dass dies von der Rotverschiebung abhängt. Ich suche eine Baseballfigur des Anteils von AGN bei $z < 1$.


Wie Pela in dem Kommentar sagte, ist es stark von der Rotverschiebung abhängig, sodass es keine eindeutige Antwort gibt. "Einige" ist die sicherste Option.


Titel: Reionisation mit Galaxien und aktiven Galaxienkernen

In dieser Arbeit untersuchen wir die Eigenschaften der Quellen, die das intergalaktische Medium (IGM) im hochrotverschobenen Universum reionisiert haben. Mit einem semi-analytischen Modell, das darauf abzielt, Galaxien und Schwarze Löcher im ersten Jahr zu reproduzieren

1,5 Gyr des Universums betrachten wir die relative Rolle der Sternentstehung und der Akkretion von Schwarzen Löchern bei der Erzeugung ionisierender Photonen, die in das IGM entweichen können. Sowohl die Sternentstehung als auch die Akkretion von Schwarzen Löchern werden durch Supernova-Feedback reguliert, was dazu führt, dass die Akkretion von Schwarzen Löchern in Halos mit geringer Masse gehemmt wird. Wir untersuchen eine breite Palette von Kombinationen für den Austrittsanteil ionisierender Photonen (Rotverschiebungsabhängig, konstant und mit der Sternmasse skalierend) aus beiden Sternentstehungen (|$langle f_< m esc>^ < m sf> angle $|) und AGN (|$f_< m esc>^< m bh>$|), um zu finden: (i) das Ionisierungsbudget wird von stellarer Strahlung geringer stellarer Masse dominiert (|$M_*lt 10^ 9 , < m m M_odot >$|) Galaxien bei z > 6 mit dem AGN-Beitrag (getrieben von |$M_gt 10^6 , < m m M_dot >$| Schwarze Löcher in |$M_* gtrsim 10^9, < m m M_odot>$| Galaxien), die bei niedrigeren Rotverschiebungen dominieren (ii) AGN tragen nur |$10-25<< m per Prozent>>$| . bei zum kumulativen ionisierenden Emissionsgrad um z = 4 für die Modelle, die den beobachteten Reionisationsbeschränkungen (iii) entsprechen, wenn die stellare Massenabhängigkeit von |$langle f_< m esc>^ < m sf> angle$| ist flacher als |$f_< m esc>^< m bh>$|, at z < 7 a Übergangssternmasse existiert, oberhalb derer AGN die Produktionsrate der entweichenden ionisierenden Photonen dominiert (iv) die stellare Übergangsmasse nimmt mit abnehmender Rotverschiebung ab. Während AGN den Emissivitätsgrad oberhalb des Knies der stellaren Massenfunktion bei dominate dominiert z

6.8 übernehmen sie bei Sternmassen, die ein Zehntel der Kniemasse betragen um z = 4.


Titel: AKTIVITÄTEN IN GALAKTISCHEN NUKLEI VON KOMPAKTEN GRUPPENGALAXIEN IM LOKALEN UNIVERSUM

Wir untersuchen die Kernaktivität von Galaxien in lokalen kompakten Gruppen. Wir verwenden eine spektroskopische Probe von 238 Galaxien in 58 kompakten Gruppen aus der Sloan Digital Sky Survey Datenveröffentlichung 7, um den Anteil der aktiven Galaxien des Galaktischen Kerns (AGN) in kompakten Gruppen zu schätzen und ihn mit denen in Haufen- und Feldregionen zu vergleichen. Wir verwenden Emissionslinienverhältnisdiagramme, um AGN-Wirtsgalaxien zu identifizieren und stellen fest, dass der AGN-Anteil kompakter Gruppengalaxien je nach AGN-Klassifizierungsmethode 17%-42% beträgt. Der AGN-Anteil in kompakten Gruppen ist nicht der höchste unter den Galaxienumgebungen. Dieser Trend bleibt bestehen, auch wenn wir mehrere Teilproben verwenden, die nach Galaxienmorphologie und optischer Leuchtkraft getrennt sind. Der AGN-Anteil für Galaxien vom frühen Typ nimmt mit zunehmender Galaxienzahldichte ab, aber der Anteil für Galaxien vom späten Typ ändert sich wenig. Wir finden keine im mittleren Infrarot detektierten AGN-Wirtsgalaxien in unserer Stichprobe kompakter Gruppen, die die Daten des Wide-field Infrared Survey Explorer verwenden. Diese Ergebnisse legen nahe, dass die Kernaktivität kompakter Gruppengalaxien (meist frühe Typen) aufgrund fehlender Gasversorgung nicht stark ist, obwohl sie häufige Galaxien-Galaxie-Wechselwirkungen und Verschmelzungen erfahren, die eine Kernaktivität auslösen könnten.


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Forschungsergebnis : Beitrag zur Zeitschrift › Artikel

T1 - Atomare Gasfraktionen in aktiven Galaxien des Galaxienkerns

N2 - Die Rückkopplung von einem aktiven galaktischen Kern (AGN) wird häufig als Mechanismus genannt, durch den Gas erhitzt oder aus einer Galaxie entfernt werden kann. Gasfraktionsmessungen in AGN-Hosts haben jedoch gemischte Unterstützung für dieses Szenario ergeben. Hier betrachten wir die Bewertung von fgas (= MHI/M) in z < 0,05 AGN-Hosts im Sloan Digital Sky Survey (SDSS) unter Verwendung zweier komplementärer Techniken. Zunächst untersuchen wir fgas für 75 AGN-Wirtsgalaxien im erweiterten GALEX Arecibo SDSS Survey (xGASS), deren atomare Gasanteile zu wenigen Prozent vollständig sind. Zweitens konstruieren wir H I-Spektralstapel von 1562 AGN aus der Arecibo Legacy Fast ALFA (ALFALFA)-Durchmusterung, die es uns ermöglicht, die AGN-Probe auf geringere Sternmassen auszudehnen. Beide Techniken stellen fest, dass AGN-Hosts mit log (M/M) 10,2 bei festem M um einen Faktor von 2 H I-reich sind. Dieser Gasfraktionsüberschuss verschwindet jedoch, wenn die Sternentstehungsrate (SFR) der Kontrollprobe zusätzlich angepasst wird, was darauf hinweist, dass diese AGN-Wirte tatsächlich H I-normal sind. Bei niedrigerer Sternmasse zeigt die Stapelanalyse, dass AGN-Wirte bei fester Sternmasse H I-arm sind. Im niedrigsten von unserer Stichprobe untersuchten M-Regime, 9 < log (M/M) < 9,6, beträgt das HI-Defizit in AGN-Wirten einen Faktor von 4 und bleibt bei einem Faktor von ∼2, selbst wenn die Kontrollprobe zusätzlich abgeglichen wird im SFR. Unsere Ergebnisse helfen, zuvor widersprüchliche Ergebnisse in Einklang zu bringen, indem sie zeigen, dass die Übereinstimmung von Kontrollproben nach mehr als nur der Sternmasse für einen strengen Vergleich entscheidend ist.

AB - Die Rückkopplung von einem aktiven galaktischen Kern (AGN) wird häufig als Mechanismus genannt, durch den Gas erhitzt oder aus einer Galaxie entfernt werden kann. Gasfraktionsmessungen in AGN-Hosts haben jedoch gemischte Unterstützung für dieses Szenario ergeben. Hier betrachten wir die Bewertung von fgas (= MHI/M) in z < 0,05 AGN-Hosts im Sloan Digital Sky Survey (SDSS) unter Verwendung zweier komplementärer Techniken. Zunächst untersuchen wir fgas für 75 AGN-Wirtsgalaxien im erweiterten GALEX Arecibo SDSS Survey (xGASS), deren atomare Gasanteile zu wenigen Prozent vollständig sind. Zweitens konstruieren wir H I-Spektralstapel von 1562 AGN aus der Arecibo Legacy Fast ALFA (ALFALFA)-Durchmusterung, die es uns ermöglicht, die AGN-Probe auf geringere Sternmassen auszudehnen. Beide Techniken stellen fest, dass AGN-Hosts mit log (M/M) 10,2 bei festem M um einen Faktor von 2 H I-reich sind. Dieser Gasfraktionsüberschuss verschwindet jedoch, wenn die Sternentstehungsrate (SFR) der Kontrollprobe zusätzlich angepasst wird, was darauf hinweist, dass diese AGN-Wirte tatsächlich H I-normal sind. Bei niedrigerer Sternmasse zeigt die Stapelanalyse, dass AGN-Wirte bei fester Sternmasse H I-arm sind. Im niedrigsten von unserer Stichprobe untersuchten M-Regime, 9 < log (M/M) < 9,6, beträgt das HI-Defizit in AGN-Wirten einen Faktor von 4 und bleibt bei einem Faktor von ∼2, selbst wenn die Kontrollprobe zusätzlich abgeglichen wird im SFR. Unsere Ergebnisse helfen, zuvor widersprüchliche Ergebnisse in Einklang zu bringen, indem sie zeigen, dass die Übereinstimmung von Kontrollproben nach mehr als nur der Sternmasse für einen strengen Vergleich entscheidend ist.


Zusammenfassung

Wenn Galaxien vergleichbarer Größe kollidieren und verschmelzen, nennen wir das eine Verschmelzung, aber wenn eine kleine Galaxie von einer viel größeren verschluckt wird, spricht man von galaktischem Kannibalismus. Kollisionen spielen eine wichtige Rolle bei der Entwicklung von Galaxien. Wenn an der Kollision mindestens eine Galaxie beteiligt ist, die reich an interstellarer Materie ist, führt die resultierende Kompression des Gases zu einem Ausbruch von Sternentstehung, der zu einer Starburst-Galaxie führt. Fusionen waren viel häufiger, als das Universum jung war, und viele der am weitesten entfernten Galaxien, die wir sehen, sind Starburst-Galaxien, die an Kollisionen beteiligt sind. Aktive galaktische Kerne, die von supermassereichen Schwarzen Löchern in den Zentren der meisten Galaxien angetrieben werden, können große Auswirkungen auf die Wirtsgalaxie haben, einschließlich der Abschaltung der Sternentstehung.


Alle Codes der Science Journal Classification (ASJC)

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In: Astrophysikalisches Journal, Vol. 2, No. 789, Nr. 2, 112, 10.07.2014.

Forschungsergebnis : Beitrag zu Zeitschrift › Artikel › peer-review

T1 - Versetzte aktive Galaxienkerne als Tracer von Galaxienverschmelzungen und supermassivem Wachstum von Schwarzen Löchern

N2 - Versetzte aktive Galaxienkerne (AGNs) sind AGNs, die sich in laufenden Galaxienverschmelzungen befinden, die kinematische Versätze in den AGNs relativ zu ihren Wirtsgalaxien erzeugen. Offset-AGNs sind auch enge Verwandte von dualen AGNs. Wir führen eine systematische Suche nach Offset-AGNs im Sloan Digital Sky Survey durch, indem wir AGN-Emissionslinien auswählen, die statistisch signifikante Offsets der Sichtliniengeschwindigkeit relativ zum systemischen aufweisen. Aus einer Stammstichprobe von 18.314 Typ-2-AGNs bei z < 0,21 identifizieren wir 351 Offset-AGN-Kandidaten mit Geschwindigkeits-Offsets von 50 km s-1 < |Δv| < 410 km s-1. Wenn wir Projektionseffekte in den beobachteten Geschwindigkeiten berücksichtigen, schätzen wir, dass 4–8 % der AGNs ausgeglichene AGNs sind. Wir haben unsere Auswahlkriterien entworfen, um Geschwindigkeitsversätze zu umgehen, die durch rotierende Gasscheiben, AGN-Ausflüsse und den gravitativen Rückstoß supermassereicher Schwarzer Löcher erzeugt werden, aber Folgebeobachtungen sind noch erforderlich, um unsere Kandidaten als versetzte AGNs zu bestätigen. Wir stellen fest, dass der Anteil der AGNs, die Offset-Kandidaten sind, mit der bolometrischen Helligkeit von AGN von 0,7% auf 6% über den Helligkeitsbereich 43 < log (L bol) [erg s –1] <46 steigt. Wenn sich herausstellt, dass diese Kandidaten echte Offset-AGNs sind, dann wäre dies ein direkter Beobachtungsbeweis dafür, dass Galaxienverschmelzungen bevorzugt AGNs mit hoher Leuchtkraft auslösen. Schließlich stellen wir fest, dass der Anteil der AGNs, die versetzte AGN-Kandidaten sind, von 1,9 % bei z = 0,1 auf 32 % bei z = 0,7 steigt, im Gleichschritt mit dem Wachstum des Anteils der Galaxienverschmelzung über denselben Rotverschiebungsbereich.

AB - Versetzte aktive Galaxienkerne (AGNs) sind AGNs, die sich in laufenden Galaxienverschmelzungen befinden, die kinematische Versätze in den AGNs relativ zu ihren Wirtsgalaxien erzeugen. Offset-AGNs sind auch enge Verwandte von dualen AGNs. Wir führen eine systematische Suche nach Offset-AGNs im Sloan Digital Sky Survey durch, indem wir AGN-Emissionslinien auswählen, die statistisch signifikante Offsets der Sichtliniengeschwindigkeit relativ zum systemischen aufweisen. Aus einer Stammstichprobe von 18.314 Typ-2-AGNs bei z < 0,21 identifizieren wir 351 Offset-AGN-Kandidaten mit Geschwindigkeits-Offsets von 50 km s-1 < |Δv| < 410 km s-1. Wenn wir Projektionseffekte in den beobachteten Geschwindigkeiten berücksichtigen, schätzen wir, dass 4–8 % der AGNs ausgeglichene AGNs sind. Wir haben unsere Auswahlkriterien entworfen, um Geschwindigkeitsversätze zu umgehen, die durch rotierende Gasscheiben, AGN-Ausflüsse und den gravitativen Rückstoß supermassereicher Schwarzer Löcher erzeugt werden, aber Folgebeobachtungen sind noch erforderlich, um unsere Kandidaten als versetzte AGNs zu bestätigen. Wir stellen fest, dass der Anteil der AGNs, die Offset-Kandidaten sind, mit der bolometrischen Helligkeit von AGN von 0,7% auf 6% über den Helligkeitsbereich 43 < log (L bol) [erg s –1] <46 steigt. Wenn sich herausstellt, dass diese Kandidaten echte Offset-AGNs sind, dann wäre dies ein direkter Beobachtungsbeweis dafür, dass Galaxienverschmelzungen bevorzugt AGNs mit hoher Leuchtkraft auslösen. Schließlich stellen wir fest, dass der Anteil der AGNs, die versetzte AGN-Kandidaten sind, von 1,9 % bei z = 0,1 auf 32 % bei z = 0,7 steigt, im Gleichschritt mit dem Wachstum des Anteils der Galaxienverschmelzung über denselben Rotverschiebungsbereich.


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Der Anteil aktiver galaktischer Kerne im USS 1558-003 Protocluster bei z = 2,53. / Macuga, Michael Martini, Paul Miller, Eric D. Brodwin, Mark Hayashi, Masao Kodama, Tadayuki Koyama, Yusei Overzier, Roderik A. Shimakawa, Rhythm Tadaki, Ken Ichi Tanaka, Ichi.

In: Astrophysikalisches Journal, Vol. 2, No. 874, Nr. 1, 54, 20.03.2019.

Forschungsergebnis : Beitrag zu Zeitschrift › Artikel › peer-review

T1 - Die Fraktion der aktiven galaktischen Kerne im USS 1558-003 Protocluster bei z = 2,53

N1 - Herausgeber Copyright: © 2019. The American Astronomical Society. Alle Rechte vorbehalten.

N2 – Das Vorkommen von aktiven galaktischen Kernen (AGNs) in der lokalen Umgebung ist eine potenziell wertvolle Untersuchung der Mechanismen, die die Akkretion auf supermassive Schwarze Löcher auslösen und Brennstoff für die Akkretion liefern. Während die Korrelation zwischen AGN-Anteil und Umgebung im Lokaluniversum gut untersucht wurde, wurden AGN-Anteile für relativ wenige dichte Umgebungen bei hoher Rotverschiebung gemessen. In diesem Artikel präsentieren wir eine Messung des Röntgen-AGN-Anteils im USS 1558-003-Protocluster, der mit der z = 2,53-Radiogalaxie 4C-00,62 assoziiert ist. Unsere Messung basiert auf einer 100-ks-Chandra-Beobachtung, Folgespektroskopie vom Multi-Object Double Spectrograph am Large Binocular Telescope und Breitband- und Schmalbandphotometrie. Diese Daten sind empfindlich für AGNs, die heller sind als L X > 2 × 10 43 erg s –1 im Rest-Frame-Hart-Röntgenband (2–10 keV). Wir haben zwei Röntgen-AGNs bei der Rotverschiebung der USS 1558-003 identifiziert, von denen eine die Radiogalaxie ist. Wir haben festgestellt, dass es sich bei den Hα-Emittern im Protocluster um Röntgen-AGNs handelt. Im Gegensatz zu den meisten anderen hochrotverschobenen Haufen-Vorläufern, die mit ähnlichen Techniken untersucht wurden, hat USS 1558-003 keinen signifikant höheren Anteil an AGNs als Feldgalaxien bei ähnlichen Rotverschiebungen. Dieser niedrigere AGN-Anteil stimmt nicht mit der Erwartung überein, dass die höheren Gasanteile bei hoher Rotverschiebung, kombiniert mit den hohen Galaxiendichten und bescheidenen Relativgeschwindigkeiten in Protoclustern, höhere AGN-Anteile erzeugen sollten.

AB - Das Auftreten von aktiven galaktischen Kernen (AGNs) in der lokalen Umgebung ist eine potenziell wertvolle Untersuchung der Mechanismen, die die Akkretion auf supermassive Schwarze Löcher auslösen und Brennstoff für die Akkretion liefern. Während die Korrelation zwischen AGN-Anteil und Umgebung im Lokaluniversum gut untersucht wurde, wurden AGN-Anteile für relativ wenige dichte Umgebungen bei hoher Rotverschiebung gemessen. In diesem Artikel präsentieren wir eine Messung des Röntgen-AGN-Anteils im USS 1558-003-Protocluster, der mit der z = 2,53-Radiogalaxie 4C-00,62 assoziiert ist. Unsere Messung basiert auf einer 100-ks-Chandra-Beobachtung, Folgespektroskopie vom Multi-Object Double Spectrograph am Large Binocular Telescope und Breitband- und Schmalbandphotometrie. Diese Daten sind empfindlich für AGNs, die heller sind als L X > 2 × 10 43 erg s –1 im Rest-Frame-Hart-Röntgenband (2–10 keV). Wir haben zwei Röntgen-AGNs bei der Rotverschiebung der USS 1558-003 identifiziert, von denen eine die Radiogalaxie ist. Wir haben festgestellt, dass es sich bei den Hα-Emittern im Protocluster um Röntgen-AGNs handelt. Im Gegensatz zu den meisten anderen hochrotverschobenen Haufen-Vorläufern, die mit ähnlichen Techniken untersucht wurden, hat USS 1558-003 keinen signifikant höheren Anteil an AGNs als Feldgalaxien bei ähnlichen Rotverschiebungen. Dieser niedrigere AGN-Anteil stimmt nicht mit der Erwartung überein, dass die höheren Gasanteile bei hoher Rotverschiebung, kombiniert mit den hohen Galaxiendichten und bescheidenen Relativgeschwindigkeiten in Protoclustern, höhere AGN-Anteile erzeugen sollten.


Aktive galaktische Kerne und Sternentstehung

Die Galaxie UGC 5101 enthält einen aktiven Kern (AGN), einen kompakten Kern, der reichlich Strahlung aussendet und möglicherweise die Sternentstehung anregt. In diesem Hubble-Bild deutet der Gezeitenschweif auf der linken Seite darauf hin, dass die Galaxie tatsächlich ein verschmelzendes Galaxienpaar ist. Astronomen, die untersuchten, wie AGN die Entwicklung ihrer Wirtsgalaxie beeinflusst, kamen zu dem Schluss, dass beide zusammenwachsen. Bildnachweis: NASA, ESA, das Hubble Heritage Team STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration und A. Evans University of Virginia, Charlottesville/NRAO/Stony Brook University

Die meisten Galaxien beherbergen in ihrem Kern ein supermassives Schwarzes Loch (SMBH). (Ein supermassereiches Schwarzes Loch ist eines, dessen Masse eine Million Sonnenmassen überschreitet.) Ein zentrales ungelöstes Problem bei der Galaxienentstehung und -entwicklung ist die Rolle, die diese SMBHs bei der Gestaltung ihrer Galaxien spielen. Die meisten Astronomen sind sich einig, dass es aufgrund der beobachteten Korrelationen zwischen der Masse eines SMBH und der Leuchtkraft, der Sternmasse und den Sternbewegungen in der Galaxie eine starke Verbindung geben muss. Diese Korrelationen gelten sowohl in lokalen Galaxien als auch in früheren kosmischen Epochen. Aber trotz der Fortschritte bei der Erforschung von SMBHs ist noch immer nicht verstanden, wie sie ihre Wirte beeinflussen. In einigen vorgeschlagenen Szenarien unterdrückt das SMBH die Sternentstehung in der Galaxie, indem es Material ausstößt. In anderen, wie dem Verschmelzungsszenario, ist der Effekt umgekehrt: Das SMBH fördert die Sternentstehung, indem es das interstellare Medium aufwirbelt. Computersimulationen wurden durchgeführt, um zu versuchen, diese Unterschiede auszugleichen, und sie zeigen tendenziell, dass kaltes Gas, das aus dem intergalaktischen Medium einströmt, sowohl SMBH als auch Galaxienwachstum nähren kann.

Die Sternentstehung ist einer der Hauptmarker für das Wachstum von Galaxien. Bei Beobachtungen von Galaxien wurde versucht, die Sternentstehung zu messen, indem die Entstehungsrate mit der intrinsischen Leuchtkraft korreliert wurde (die Sternentstehung heizt den Staub auf, dessen Infrarotstrahlung die Leuchtkraft dominieren kann). Die Emission aus der Region um ein aktiv akkretierendes supermassereiches Schwarzes Loch, einen aktiven galaktischen Kern (AGN), kann jedoch leicht mit der Emission der Sternentstehung verwechselt werden. Röntgenstrahlen oder die Emission hochangeregter Ionen können verwendet werden, um die AGN-Beiträge unabhängig zu bestimmen, aber diese Messungen können durch dazwischenliegende Staubextinktion oder andere Effekte erschwert werden. Darüber hinaus gibt es Hinweise darauf, dass in kleinen oder weniger leuchtenden Galaxien oder in solchen früherer kosmischer Epochen andere Faktoren wie die Elementhäufigkeit die Entwicklung der Galaxie stark beeinflusst haben.

Die CfA-Astronomen Belinda Wilkes und Joanna Kuraszkiewicz und fünf Kollegen untersuchten 323 Galaxien, von denen bekannt ist, dass sie AGN aufgrund ihrer starken Röntgenstrahlung beherbergen (gemessen mit dem XMM-Newton-Teleskop) und auch aktive Sternentstehung im Gange haben, wie durch ihre Ferninfrarot-Emission bestimmt ( gemessen mit dem Herschel-Weltraumteleskop). Die Galaxien sind alle so weit voneinander entfernt, dass ihr Licht zwischen zwei und elf Milliarden Jahren zurückgelegt hat. Ihre statistische Analyse der Probe ergab, dass das AGN im Durchschnitt etwa 20 % zur Infrarotleuchtkraft beiträgt, obwohl es manchmal mehr als 90 % betragen kann. Sie kommen zu dem wichtigen Schluss, dass es zumindest in dieser Objektgruppe keine Beweise für eine starke Korrelation zwischen den beiden gibt oder dass AGNs die Sternentstehung unterdrücken. Tatsächlich scheint beides zusammenzuwachsen.


Was sind aktive galaktische Kerne?

Künstlerische Darstellung eines aktiven galaktischen Kerns (AGN) im Zentrum einer Galaxie. Bildnachweis: NASA/CXC/M.Weiss

In den 1970er Jahren wurden Astronomen auf eine kompakte Radioquelle im Zentrum der Milchstraße aufmerksam, die sie Schütze A nannten. Nach vielen Jahrzehnten der Beobachtung und zunehmender Beweise wurde die Theorie aufgestellt, dass die Quelle dieser Radioemissionen tatsächlich ein Supermassereiches Schwarzes Loch (SMBH). Seitdem sind Astronomen zu der Theorie gekommen, dass SMBHs im Herzen jeder großen Galaxie im Universum liegen.

Meistens sind diese Schwarzen Löcher still und unsichtbar und können daher nicht direkt beobachtet werden. Aber während der Zeit, in der Material in ihre massiven Schlund fällt, lodern sie vor Strahlung und geben mehr Licht ab als der Rest der Galaxie zusammen. Diese hellen Zentren sind als aktive galaktische Kerne bekannt und der stärkste Beweis für die Existenz von SMBHs.

Es sollte beachtet werden, dass die enormen Helligkeitsausbrüche, die von Aktiven Galaktischen Kernen (AGNs) beobachtet werden, nicht von den supermassiven Schwarzen Löchern selbst stammen. Wissenschaftler haben seit einiger Zeit verstanden, dass nichts, nicht einmal Licht, dem Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs entkommen kann.

Stattdessen kommt der massive Strahlungsausbruch – der Emissionen in den Radio-, Mikrowellen-, Infrarot-, optischen, ultravioletten (UV), Röntgen- und Gammastrahlen-Wellenbändern umfasst – von kalter Materie (Gas und Staub), die das Schwarze umgibt Löcher. Diese bilden Akkretionsscheiben, die die supermassereichen Schwarzen Löcher umkreisen und sie allmählich mit Materie füttern.

Die unglaubliche Schwerkraft in dieser Region komprimiert das Material der Scheibe, bis es Millionen von Kelvin erreicht. Dies erzeugt helle Strahlung, die elektromagnetische Energie erzeugt, die ihren Höhepunkt im optischen UV-Wellenband hat. Auch über der Akkretionsscheibe bildet sich eine Korona aus heißem Material, die Photonen bis zu Röntgenenergien streuen kann.

Ein großer Teil der AGN-Strahlung kann durch interstellares Gas und Staub in der Nähe der Akkretionsscheibe verdeckt werden, aber dies wird wahrscheinlich im Infrarotwellenband wieder abgestrahlt. Als solches wird der größte Teil (wenn nicht das gesamte) des elektromagnetischen Spektrums durch die Wechselwirkung von kalter Materie mit SMBHs erzeugt.

Die Wechselwirkung zwischen dem rotierenden Magnetfeld des supermassiven Schwarzen Lochs und der Akkretionsscheibe erzeugt auch starke magnetische Jets, die Material über und unter dem Schwarzen Loch mit relativistischen Geschwindigkeiten (d. h. einem erheblichen Bruchteil der Lichtgeschwindigkeit) abfeuern. Diese Jets können sich über Hunderttausende von Lichtjahren erstrecken und sind eine zweite potenzielle Quelle beobachteter Strahlung.

Normalerweise teilen Wissenschaftler AGN in zwei Kategorien ein, die als "radioleise" und "radio-laute" Kerne bezeichnet werden. Die Kategorie "radio-loud" entspricht AGNs, deren Funkemissionen sowohl von der Akkretionsscheibe als auch von den Jets erzeugt werden. Funkstille AGNs sind einfacher, da jegliche Strahl- oder Strahl-bezogene Emission vernachlässigbar ist.

1943 entdeckte Carl Seyfert die erste Klasse der AGN, weshalb sie heute seinen Namen trägt. "Seyfert-Galaxien" sind eine Art funkstiller AGN, die für ihre Emissionslinien bekannt sind und nach ihnen in zwei Kategorien unterteilt werden. Seyfert-Galaxien vom Typ 1 haben sowohl schmale als auch verbreiterte optische Emissionslinien, was auf die Existenz von Wolken aus hochdichtem Gas sowie Gasgeschwindigkeiten zwischen 1000 – 5000 km/s in der Nähe des Kerns schließen lässt.

Seyferts vom Typ 2 hingegen haben nur schmale Emissionslinien. Diese schmalen Linien werden durch Gaswolken geringer Dichte verursacht, die sich in größeren Abständen vom Kern befinden, und Gasgeschwindigkeiten von etwa 500 bis 1000 km/s. Neben Seyferts gehören zu anderen Unterklassen funkstiller Galaxien funkstille Quasare und LINER.

Galaxien mit niedriger Ionisationslinie der Kernemissionslinie (LINERs) sind Seyfert-2-Galaxien sehr ähnlich, mit Ausnahme ihrer niedrigen Ionisationslinien (wie der Name schon sagt), die ziemlich stark sind. Sie sind die AGN mit der niedrigsten Leuchtkraft, die es gibt, und es wird oft gefragt, ob sie tatsächlich durch Akkretion auf ein supermassives Schwarzes Loch angetrieben werden.

Radio-laute Galaxien können auch in Kategorien wie Radiogalaxien, Quasare und Blazare unterteilt werden. Wie der Name schon sagt, sind Radiogalaxien elliptische Galaxien, die starke Sender von Radiowellen sind. Quasare sind die leuchtkräftigste Art von AGN, deren Spektren denen von Seyferts ähnlich sind.

Sie unterscheiden sich jedoch darin, dass ihre stellaren Absorptionsmerkmale schwach sind oder fehlen (was bedeutet, dass sie wahrscheinlich weniger dicht in Bezug auf Gas sind) und die schmalen Emissionslinien schwächer sind als die breiten Linien, die in Seyferts zu sehen sind. Blazare sind eine stark variable Klasse von AGN, die Radioquellen sind, aber keine Emissionslinien in ihren Spektren zeigen.

Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops eines 5000 Lichtjahre langen Jets, der aus der aktiven Galaxie M87 ausgestoßen wurde. Bildnachweis: NASA/The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Historisch gesehen wurden in den Zentren von Galaxien eine Reihe von Merkmalen beobachtet, die es ihnen ermöglichten, sie als AGNs zu identifizieren. Wenn beispielsweise die Akkretionsscheibe direkt zu sehen ist, sind nuklearoptische Emissionen zu sehen. Immer wenn die Akkretionsscheibe in der Nähe des Kerns durch Gas und Staub verdeckt wird, kann ein AGN durch seine Infrarotstrahlung nachgewiesen werden.

Dann gibt es die breiten und schmalen optischen Emissionslinien, die mit verschiedenen AGN-Typen verbunden sind. Im ersteren Fall entstehen sie immer dann, wenn sich kaltes Material in der Nähe des Schwarzen Lochs befindet, und sind das Ergebnis davon, dass sich das emittierende Material mit hohen Geschwindigkeiten um das Schwarze Loch dreht (wodurch eine Reihe von Dopplerverschiebungen der emittierten Photonen verursacht werden). Im ersten Fall ist weiter entferntes kaltes Material schuld, was zu schmaleren Emissionslinien führt.

Als nächstes gibt es Radiokontinuums- und Röntgenkontinuumsemissionen. Während Radioemissionen immer das Ergebnis des Jets sind, können Röntgenemissionen entweder vom Jet oder der heißen Korona stammen, wo elektromagnetische Strahlung gestreut wird. Schließlich gibt es noch Röntgenlinienemissionen, die auftreten, wenn Röntgenemissionen das kalte schwere Material beleuchten, das zwischen ihm und dem Kern liegt.

Diese Anzeichen, allein oder in Kombination, haben Astronomen dazu veranlasst, zahlreiche Entdeckungen im Zentrum von Galaxien zu machen und die verschiedenen Arten von aktiven Kernen dort draußen zu unterscheiden.

Im Fall der Milchstraße haben laufende Beobachtungen ergeben, dass die Menge an Material, die auf Sagitarrius A angelagert wird, mit einem inaktiven galaktischen Kern übereinstimmt. Es wurde theoretisiert, dass es in der Vergangenheit einen aktiven Kern hatte, aber seitdem in eine funkstille Phase übergegangen ist. Es wurde jedoch auch die Theorie aufgestellt, dass es in einigen Millionen (oder Milliarden) Jahren wieder aktiv werden könnte.

Wenn die Andromeda-Galaxie in ein paar Milliarden Jahren mit unserer eigenen verschmilzt, wird das supermassive Schwarze Loch, das sich in ihrem Zentrum befindet, mit unserem eigenen verschmelzen und ein viel massereicheres und mächtigeres produzieren. An diesem Punkt der Kern der resultierenden Galaxie – die Milkdromeda-(Andrilky-)Galaxie vielleicht? – wird sicherlich genug Material haben, um aktiv zu werden.

Die Entdeckung aktiver Galaxienkerne hat es Astronomen ermöglicht, mehrere verschiedene Klassen von Galaxien zusammenzufassen. Es ermöglicht Astronomen auch zu verstehen, wie die Größe einer Galaxie durch das Verhalten in ihrem Kern bestimmt werden kann. Und schließlich hat es Astronomen auch geholfen zu verstehen, welche Galaxien in der Vergangenheit verschmelzen und was eines Tages für unsere eigenen kommen könnte.


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Galaxienzoo: Sind Balken für die Nahrungsaufnahme aktiver Galaxienkerne bei 0,2 < z < 1,0 verantwortlich? / Cheung, Edmond Trump, Jonathan R. Athanassoula, E. Bamford, Steven P. Bell, Eric F. Bosma, A. Cardamone, Carolin N. Casteels, Kevin R.V. Faber, SM Fang, Jerome J. Fortson, Lucy F. Kocevski, Dale D. Koo, David C. Laine, Seppo Lintott, Chris Masters, Karen L. Melvin, Thomas Nichol, Robert C. Schawinski, Kevin Simmons, Brooke Smethurst, Rebecca Willett, Kyle W.

Forschungsergebnis : Beitrag zu Zeitschrift › Artikel › peer-review

T2 - Sind Balken für die Zufuhr von aktiven galaktischen Kernen bei 0,2 < z < 1,0 verantwortlich?

N1 - Herausgeber Copyright: © 2014 Die Autoren.

N2 - Wir präsentieren eine neue Studie, die untersucht, ob aktive galaktische Kerne (AGN) außerhalb des Lokaluniversums bevorzugt über großflächige Balken gespeist werden. Unsere Untersuchung kombiniert Daten von Chandra und Galaxy Zoo: Hubble (GZH) in den AEGIS (All-wavelength Extended Groth strip International Survey), COSMOS (Cosmological Evolution Survey) und (Great Observatories Origins Deep Survey-South) GOODS-S Surveys zu Erstellen Sie Proben von Face-On-Scheibengalaxien bei 0,2 < z < 1,0. Wir verwenden eine neuartige Methode, um eine Stichprobe von 120 AGN-Wirtsgalaxien, definiert als 1042erg s-1 < LX < 1044 erg s-1, robust mit inaktiven Kontrollgalaxien zu vergleichen, die in Sternmasse, Rest-Frame-Farbe, Größe und Sérsic-Index übereinstimmen , und Rotverschiebung. Unter Verwendung der GZH-Balkenklassifizierungen jeder Probe zeigen wir, dass AGN-Wirte keine statistisch signifikante Verbesserung des Balkenanteils oder der durchschnittlichen Balkenwahrscheinlichkeit im Vergleich zu eng passenden inaktiven Galaxien aufweisen. Im Detail stellen wir fest, dass die AGN-Balkenfraktion nicht um mehr als den Faktor 2 über die Kontroll-Balkenfraktion erhöht werden kann, bei einer Konfidenz von 99,7 Prozent. Ebenso finden wir keinen signifikanten Unterschied im AGN-Anteil zwischen vergitterten und nicht vergitterten Galaxien. Somit finden wir keinen zwingenden Beweis dafür, dass großformatige Barren AGN bei 0,2 < z < 1,0 direkt befeuern. Dieses Ergebnis in Verbindung mit früheren Ergebnissen bei z = 0 impliziert, dass AGN mit mittlerer Leuchtkraft seit z = 1 nicht bevorzugt von großen Balken gespeist werden. Darüber hinaus legen unsere Ergebnisse angesichts der geringen Balkenanteile bei z > 1 nahe, dass große -Skalenbalken waren wahrscheinlich nie direkt ein dominanter Antriebsmechanismus für das Wachstum supermassiver Schwarzer Löcher.

AB - Wir präsentieren eine neue Studie, die untersucht, ob aktive galaktische Kerne (AGN) außerhalb des Lokaluniversums bevorzugt über großflächige Balken gespeist werden. Unsere Untersuchung kombiniert Daten von Chandra und Galaxy Zoo: Hubble (GZH) in den AEGIS (All-wavelength Extended Groth strip International Survey), COSMOS (Cosmological Evolution Survey) und (Great Observatories Origins Deep Survey-South) GOODS-S Surveys zu Erstellen Sie Proben von Face-On-Scheibengalaxien bei 0,2 < z < 1,0. Wir verwenden eine neuartige Methode, um eine Stichprobe von 120 AGN-Wirtsgalaxien, definiert als 1042erg s-1 < LX < 1044 erg s-1, robust mit inaktiven Kontrollgalaxien zu vergleichen, die in Sternmasse, Restrahmenfarbe, Größe und Sérsic-Index übereinstimmen , und Rotverschiebung. Unter Verwendung der GZH-Balkenklassifizierungen jeder Probe zeigen wir, dass AGN-Wirte keine statistisch signifikante Verbesserung des Balkenanteils oder der durchschnittlichen Balkenwahrscheinlichkeit im Vergleich zu eng passenden inaktiven Galaxien aufweisen. Im Detail stellen wir fest, dass die AGN-Balkenfraktion nicht um mehr als den Faktor 2 über die Kontroll-Balkenfraktion erhöht werden kann, bei 99,7 Prozent Konfidenz. Ebenso finden wir keinen signifikanten Unterschied im AGN-Anteil zwischen vergitterten und nicht vergitterten Galaxien. Somit finden wir keinen zwingenden Beweis dafür, dass großformatige Barren AGN bei 0,2 < z < 1,0 direkt befeuern. Dieses Ergebnis in Verbindung mit früheren Ergebnissen bei z = 0 impliziert, dass AGN mit mittlerer Leuchtkraft seit z = 1 nicht bevorzugt von großen Balken gespeist werden. Darüber hinaus legen unsere Ergebnisse angesichts der geringen Balkenanteile bei z > 1 nahe, dass große -Skalenbalken waren wahrscheinlich nie direkt ein dominanter Antriebsmechanismus für das Wachstum supermassiver Schwarzer Löcher.


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