Relativistische Jets aktiver Galaxien - TU Dortmund

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Relativistische Jets aktiver Galaxien - TU Dortmund

Relativistische Jets

aktiver Galaxien

Branislav Ristic

10.06.2011

10.06.2011 Branislav Ristic - TU Dortmund 1


Jets

● Intensive kollimierte Teilchenstrahlung

● Bulk Lorentzfaktoren von Γ > 10 ( β > 0.995)

● Halber Öffnungswinkel Θ = 1/Γ < 5°

● Teilchenenergien bis in den TeV-Bereich

● Erreichte Ausdehnungen ~Mpc

(Vgl. ∅Milchstraße ≈ 30,6kpc)

● Strahlungsabgabe größtenteils als

γ-Strahlung

● Hohe und schnelle Veränderlichkeit

● Bildung ausgedehnter Strukturen

im Radiobereich

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Cyg A bei 74 MHz

Cyg A bei 5 GHz

Aufbau von Jets

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Historisches

● 1918 (Curtis): Merkwürdiger Strahl auf einem Foto von M87

● 1960er: Viele Radioquellen ohne optischen Gegenpart

• Prägung des Begriffs „Quasar“

● 1964 (Salpeter, Zeldovich): SMBH als Energiequelle für QSOs

● 1968 (Felten): Quelle der Strahlung sind relativistische

Beschleunigung der Hauptmasse oder lok. Beschleunigungen

● 1974: (Scheuer et al.): Jets stellen ständige Energieversorgung

lauter Radioquellen dar

● 1977: Blandford-Znajek-Prozess

● 1982: Blandford-Payne-Prozess

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Entstehungsprozesse

Blandford-Payne-Mechanismus

● Beschleunigte Teilchen des Plasmas der

Akkretionsscheibe erzeugen Magnetfelder

● Rotation der Akkretionsscheibe führt zu Rotation der

Magnetfeldlinien

● Magnetfeld zieht Teilchen aus der Akkretionsscheibe

● Beschleunigung der Teilchen durch

Lorentzkräfte

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Entstehungsprozesse

Blandford-Znajek-Mechanismus

● B-Felder des Plasmas dringen in Ergosphäre ein

● Frame-Dragging lässt B-Felder mit BH rotieren

● Entstehung schlauchförmiger Magnetosphäre

● Rekonnexion

• Entgegengesetzte Feldlinien erzeugen Strom

an Grenzschicht

• Lokaler Zusammenbruch der B-Felder führt zur Freisetzung

kinetischer Energie

● Gravitomagnetismus zieht Teilchen aus Ergosphäre

(Pointing Fluss)

● Penrose-Paarbildung γγ->e + e -

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● Magnetischer Druck

Beschleunigung

● Alfvén-Wellen (Plasma-Wellen)

● Helicales (inhomogenes) Magnetfeld

• Lorentzkraft

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Relativistischer Dopplereffekt

● Dopplerfaktor

1

D=

Γ(1−β cosΘ)

● Luminosität ~ D² → Winkelabhängig

• Scheinbares Fehlen des rückwärtigen Jets

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3C 454.3

● Hohe Spitzenluminosität

10 50 erg/s ≈ 2.6 * 10 17 L ⵙ

Vergleich: Andromeda (M31)

L=2.6 * 10 10 L ⵙ

Luminosität

● Starke Variabilität

Halbierung/Verdoppelung des

Flusses in wenigen Stunden

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Strahlung

● Synchrotonstrahlung

(Radio – UV, teilweise γ-Strahlung)

● Inverser Comptoneffekt

(Strahlung bis TeV)

● Spektrale Energieverteilung

besitzt zwei Maxima

● Verhältnis der Effekte und

Position der Peaks abhängig

von der Gesamtluminosität

● Schocks als Quellen starker

Strahlung

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Shocks

● Grenzschichten zwischen Materie unterschiedlicher

Geschwindigkeit → Hohe Beschleunigung möglich

→ Synchrotronstrahlung

→ Rückläufige Schocks

BL Lac

● Explosiver Auswurf nahe des BH

● Knoten wird auf Spiralbahn beschleunigt

→ Anstieg der Strahlungsleistung

● Ausbildung einer Schockfront

im turbulenten Plasma

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Messung der Jetleistung

● Lobes als Kalorimeter

• Transformieren Jetenergie in magnetische, e - - (und p)

-Energien.

• Wissen über Entstehungsdauer und Größe des Lobes lässt

eine untere Grenze für die Jetenergie finden

● VLBI-Messungen der Größe und Geschwindigkeit von Knoten

• Bestimmung des Anteils des Selbst-Compton-Prozesses

• Rückschlüsse auf kinetischen und Poyntingfluss des Jets

● Großteil der Strahlung der Blazare ist γ-Strahlung

• Erfordert Protonen (1 p auf 10 e - ) , da sonst eine zu starke

Abbremsung stattfinden würde

• Robuster unterer Limit für die Jetenergie P j>P r=2 L Obs

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Γ 2


FSRQs

Messung der Jetleistung

● P r reicht zu höheren Energien als P e

und P B

→ Poynting-Fluss nicht für Strahlung

verantwortlich

● Für 1p pro e - errechnet man

1-10% Effizienz für Umwandlung

kinetischer Energie in Strahlung

→ Entstehung großer Radiostrukturen

● L d liegt zwischen P r und P p

→ FSRQ Jets sind Materiedominiert

nahe des BH (r~100r s )

Verteilung der Jetleistungen

P p : Protonen, P e : Elektronen,

P B : B-Felder, P r : Strahlung,

L d : thermale L. der Akkretionsscheibe

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Messung der Jetleistung

● L γ korreliert mit P jet und L d

● Grauer Streifen: Erwartung für P jet ~ Ṁ

● L d ~Ṁ² für niedrige L, L d ~Ṁ ab ca. 10 45 erg/s

In FSRQs:

● Jetleistung P jet ~ Ṁ

→ Akkretion ist ausschlaggebend für

die Energie von Jets

→ Da teilweise P jet > L d ist dies unwahrscheinlich

Wiederspruch? → Zwei Erklärungsansätze

P jet = P p + P e + P B

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Erklärungsansätze

● Großteil der durch Akkretion erzeugten Energie geht

mit hoher Effizienz (η jet ) direkt in den Jet.

Der Prozess zur Erzeugung der Scheibenluminosität

ist dagegen ineffizient η jet >η d

Bisherige Abschätzungen zu η d zu hoch

Jets werden durch die BH-Rotation gespeist

Große Rotationsenergie, ständige Extraktion

notwendig

→ Blandford-Znajek-Prozess mit dem Magnetfeld der

Akkretionsscheibe (Verbindung zw. P jet und L d )

P jet = P p + P e + P B

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● Geringe Luminosität

TeV BL Lacs

● UV bis Röntgen-Synchrotronstrahlung

● TeV-Elektronen geben Aufschluss über Beschleunigungsmechanismen

● γγ->e + e - Erzeugung bei Interaktion mit CMB gibt

Aufschluss über CMB und Absorption

● e + e - - Paare können CMB-Photonen zu GeV-Energien

streuen. Für B ≠ 0 wird der Strahl durch Gyration

aufgefächert → Rückschluss auf B-Felder

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Zusammenfassung

Jets: Intensive, relativistische, kollimierte Teilchenstrahlung

starker Variabilität

● Erzeugung durch magnetische Entfernung von Teilchen aus

der Akkretionsscheibe oder Blandford-Znajek-Prozess

● Beschleunigung und Kollimation über helikales Magnetfeld

● γ-dominiertes Spektrum mit zwei ausgezeichneten Peaks

→ Synchrotronstrahlung und inverser Comptoneffekt

● Messungen der Luminosität lässt Rückschlüsse auf

Bildungsprozesse und Akkretionsprozesse zu

● Strahlung von TeV BL Lacs liefert Hinweise zu Magnetfeldern

im interstellaren Medium und dem CMB

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Quellen

Alan P. Marscher et al. „The inner jet of an active galactic nucleus as revealed

by a radio-to-γ-ray outburst“, doi:10.1038/nature06895

Gabriele Ghisellini, „Extragalactic relativistic jets“, arXiv:1104.0006v1

Christian R. Kaiser, „AGN jet models“, PoS(MQW6)028

D. M. Worrall, „The X-ray jets of active galaxies“, DOI 10.1007/s00159-008-

0016-7

Bildquellen:

http://www.aoc.nrao.edu

http://chandra.harvard.edu

http://www.universetoday.com

http://iopscience.iop.org

http://en.wikipedia.org

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