Kosmische Hintergrundstrahlung (CMBR)

WH
Kosmische Hintergrundstrahlung (CMBR)
5.3.19
Zeit
• frühes Universum ist undurchsichtig und
strahlungsdominiert (SK-Strahlung)
Universum der Galaxien
• Entkopplung von Strahlungsfeld und baryonischer
Materie bei Rekombination
• Photonen erfahren extreme Rotverschiebung
durch kosmische Expansion
• Das Spektrum der „Hintergrundstrahlung“
bleibt aber das eines Schwarzen Strahlers
1 1
T ~ ~
l max 1+z
T
abs
(1+z )
abs
Tabs
em
(1+z )
em
• d.h. Mikrowellenstrahlung
=
T
T
~ em ~ 3 K
1000
(Wiensches Gesetz)
Epoche der Galaxienentstehung
Universum wird durchsichtig
T = 3000 K: Rekombination
H-Atom
„Epoche der letzten Streuung“
Plasma (undurchsichtig)
Proton
Elektron
Temperatur

WH
Kosmische Hintergrundstrahlung (CMBR)
5.3.23
Horizontproblem
5.3.27
• Licht benötigt endliche Zeit, um
Beobachter zu erreichen
• Universum hat endliches Alter
• Das einem Beobachter
zugängliche Universum ist
räumlich begrenzt
(„Beobachtungshorizont“)
R H

WH
Kosmische Hintergrundstrahlung (CMBR)
5.3.23
Horizontproblem
• Radius des Horizonts bei
z = 1000: R ~ 1.8°
H
• = maximale Größe
kausal zusammenhängender
Gebiete
Warum ist CMBR auf
großen Skalen isotrop?
Lösung des Problems:
Modell des inflationären
Aufblähens des frühen
Universums
R H
5.3.27
Kein kausaler Zusammenhang
Mikrowellenhorizont
----------
----------
Beobachter
----------
z = 0
Kausal zusammen
hängendes Gebiet:
Winkel ~1.8 o
z = 1000
----------

WH
Kosmische Hintergrundstrahlung (CMBR)
5.3.23
Allgemeine Überlegung zur Dimension der Strukturen bei z = 1000
5.3.27
• Verdichtung im Plasma erfolgt mit Schallgeschwindigkeit
• Größe des Gebietes, das zwischen z = 4 ... 1000 von Schallwellen
durchquert werden konnte ist begrenzt (wegen endlicher Zeit)
• Es gibt eine maximale Größenskala für Dichteunterschiede bei z = 1000
(„Schall-Horizont“).
• Dichteunterschiede machen sich als Maxima („Akkustische Peaks“) im
CMBR-Leistungsspektrum bemerkbar.

WH
Kosmische Hintergrundstrahlung (CMBR)
5.3.23
Schall-Horizont bei z = 1000
Plasma durch Druck der
Photonen dominiert
à „relativistisches Gas“
à v
schall
= c / w3
à max. Wellenlänge der
Schallwellen:
l
max
= R / w3
H
à = Skala R
H,s
der
größten Dichtestörung
R
5.3.27
R
Mikrowellenhorizont
----------
----------
Beobachter
H, s
z = 0
H
Gebiet, das von Schallwellen
durchlaufen werden konnte:
Winkel ~ 1
Kausal zusammen
o
hängendes Gebiet:
Winkel ~1.8 o
----------
z = 1000
----------

WH
Kosmische Hintergrundstrahlung (CMBR)
5.3.23
Azimutales Leistungsspektrum
~ 180° / 230 ~ 0.8°
= 1 Mpc bei z ~ 1000
= Wellenlänge der Grundwelle,
die Plasma verdichtet oder
verdünnt (Schall-Horizont)
l ~
max 230
Oberschwingungen

WH
Kosmologische Parameter
5.3.23
• W = r / r : relative Energiedichte der Materie (baryonisch und DM)
m
m,0
• W = r / r : relative Energiedichte der baryonischen Materie
b b,0
• W = r / r : relative Dichte der Dunklen Energie
L L,0
crit
crit
crit
• W = r / r = W + W : relative Gesamtdichte
0 crit m L
Wobei r = r
crit
(kritische Dichte) sowie W = 1 dem Grenzfall
eines „flachen“ Universums (Raumkrümmung = Null) entspricht
Strukturen im CMBR erfordern:
• W = W + W = 1
m
• W 0.04
b ~
L

WH
Kosmologische Parameter
5.3.29
3 wichtigste kosmologische Tests
1
• CMBR:
W = 1 - W
• Galaxienhaufen: W = 0.2...0.65
• Supernovae Ia: W = 0.7 (W +W )
L
m
m
L m L
W
L
W = 2.3 W
L
m
konsistente Ergebnisse
Parameter des
kosmologischen
„Standardmodells“
0
0
W m
1

WH
Kosmologische Parameter
5.3.29
3 wichtigste kosmologische Tests
• CMBR:
konsistente Ergebnisse
W = 1 - W
• Galaxienhaufen: W = 0.2...0.65
• Supernovae Ia: W = 0.7 (W +W )
L
m
L m L
W = 2.3 W
L
m
m
Parameter des
kosmologischen
„Standardmodells“

6. Aktive Galaxienkerne (AGN)
6.0
AGN (Active Galactic Nucleus):
Phänomen erhöhter Energiefreisetzung in
Kernen oder kernnahen Gebieten von
Galaxien, die nicht direkt durch Sterne
erklärt werden kann.

6.1 Mit Galaxienkernen verbundene Radioquellen
6.1.0
6.1.1 Kompakte und ausgedehnte Quellen
Radiokontinuum
Optisch + Radiokont.
NGC 5128 = Cen A
Kern im NIR

Quelle:
Winkelausdehnung
Lineare Größe
im Optischen
Spektrum
Variabilität
kompakt
6.1.1
< 1´´
< 0.1 pc
kleiner
flach (a = 0...0.3)
stark
ausgedehnt
> 1´´
> 10 kpc
größer
steil (a = 0.7...1.2)
schwach
Gesamtenergie des
emittierenden Gases
45 51 51 54
10 ... 10 Ws
10 .... 10 Ws
Anmerkung:
• beide Typen können in einem Objekt auftreten (z.B. Cen A)
• ausgedehnte Quellen bevorzugt in E-Galaxien

6.1.2 Strahlungsprozesse
6.1.2
Thermisches und nicht-thermisches Radiokontinuum (RK)
Thermisches RK:
frei-frei-Strahlung geladener Teilchen mit Maxwell´scher Geschw.verteilung
Nicht-thermisches RK:
Strahlung geladener Teilchen, die nicht im thermischen Gleichgewicht sind
- (a) Synchrotronstrahlung
- (b) inverse Comptonstrahlung

6.1.2 Strahlungsprozesse
6.1.3
(a) Synchrotronstrahlung (Alven 1950)
-
2
Relativistische Elektronen e der Energie E = m c = g m c
-1/2
0
2 2
g = (1 - v / c ) (Lorentz-Faktor)
im Magnetfeld mit Flussdichte B
x
à Lorentzkraft F % v
à Elektron spiralt um Magnetfeldlinien
mit Zyklotronfrequenz w c % B
Abstrahlung in Raumwinkel J .1 / g
L
B
2
Beobachter registriert kontinuierliches Spektrum mit Frequenz
3
2
der maximalen Abstrahlung n
z
max
% g w % E B
è nicht-themisches Kontinuum hoher Frequenzen (z.B. optisch)
verlangt sehr große Teilchen-Energie (großer Lorentz-Faktor)
c

6.1.2 Strahlungsprozesse
6.1.4
(b) Compton-Effekt und inverser Compton-Effekt
(wahrscheinlich) wichtiger Prozess:
Inverse Compton-Streuung der CMBR-Photonen an relativistischen Elektronen
à CMBR-Photonen (Mikrowellen) werden zu Röntgen(!)-Photonen

6.1.5
( c ) Unterscheidung von thermischer und nichtthermischer Strahlung
Thermisch:
S
n
. const für optisch dünn (n groß)
S . n
2
für optisch dick (n klein)
n
6.1.2 Strahlungsprozesse
Nichtthermisch:
S . n
-0.8
für optisch dünn
n
S . n
2.5
für optisch dick
n

6.1.3 Ausgedehnte
6.1.6
Synchrotronquellen
Hauptkomponenten:
• Kern
• Jet(s)
• Radio-
“keulen“ (lobes)
Kern
Jet(s)
Keulen
(lobes)
heißer Fleck
Ausdehnung 100...300 kpc, mitunter > 1 Mpc (unabhängig von L)

6.1.3 Ausgedehnte Synchrotronquellen
6.1.7
Klassifikation nach Fanaroff & Riley (FR)
Röntgenquelle
Radio-
Leuchtkraft
Rand der
Keulen
Hot spots
FR I
gering
dunkel
-----
FR II
groß
hell
ja
Jet
sonstiges
symmetrisch
-----
Oftmals
nur 1 Jet

6.1.3 Ausgedehnte Synchrotronquellen
Radio-Jets
6.1.8
• weit verbreitetes Phänomen bei AGNs
• Jets mitunter auch im optischen, UV, Röntgen
Röntgen
• = Verbindungsstück von Kern mit Keulen
à Materietransport entlang Jets
• starke Kollimation über große Entfernungen
6 7
à stabil über 10 ... 10 a
• FR II: oft nur 1 Jet (bzw. 2. Jet schwach)
• knotige Struktur
Optisch
Radio

6.1.3 Ausgedehnte Synchrotronquellen
6.1.8 Radio-Keulen
• Abbremsung des Jets durch
intergalakt. Medium
à Stoßfront
• ausgeworfene Materie wird
abgebremst und fällt zurück
à Radio-Keulen

6.1.4 Kompakte Synchrotronquellen
6.1.10
(a) Spektrum
Beobachter
Überlagerung mehrerer, unterschiedlich ausgedehnter Komponenten auf Sichtlinie
à erzeugt flaches Spektrum

(b) Variabilität
6.1.4 Kompakte Synchrotronquellen
6.1.11
Beobachtung: starke Variabilität, kurze Zeitskalen
Prinzipiell: Zeitskala der Variabilität
setzt Grenzen für Ausdehnung der Quelle!
Zeitintervall Dt var kann nicht kürzer sein als Zeit,
die Licht benötigt, um Quelle zu durchqueren
D
Für Quelle mit Durchmesser D gilt
D # Dt Ac
Dt
...wichtiges diagnostisches Mittel

6.1.5 Scheinbare Überlichtgeschwindigkeit in Radio-Jets
6.1.12
• hochauflösende Radiobeobachtungen (VLBI): Bewegung von Knoten in Jets
• z.B. 3C273: 0.00076 arcsec/yr und z = 0.158 à v . 10 c
t

6.1.5 Scheinbare Überlichtgeschwindigkeit in Radio-Jets
6.1.13
Speziell-relativistischer Effekt, wenn Jet (nahezu) auf Beobachter zeigt
(Q)
v : Geschwindigkeit am Ort der Quelle
(B)
v : vom Beobachter gemessene Geschwindigkeit
v
(B)
= v
(Q)
sin j
v
(Q)
1 - cos j
c
à Für 3C273 mit v
(B)
= 10c folgt:
v (Q) < c für j < 12°
(z.B. bedeutet j < 6° für 3C273
v (Q) . 0.995 c bzw. g . 10)

6.1.5 Scheinbare Überlichtgeschwindigkeit in Radio-Jets
6.1.13
„Relativistisches Beaming“ (Doppler-Boosting)
Ausstrahlung vor allem in Bewegungsrichtung
à erklärt außerdem, dass bei FR II nur ein Jet zu sehen ist
(in Richtung auf den Beobachter)
Verbleibendes Problem:
Herkunft des Plasmas mit v ~ c

6.2 Quasare
6.2

6.2.1 Entdeckung der Quasare
• 40er Jahre: Radioastronomie nach 2. WK
• 50er Jahre: Katalogisierung von Radioquellen (3C)
• 60er Jahre: Optische Identifikation der “Radiosterne”
M. Schmidt (1963)

Das Problem mit 3C273
• Spektrum:
– Balmer-Serie
– z = (l-l ) / l = 0.158
0
0
• Bild: sternförmig
Aus Hubble-Relation folgt
d = cz/H0 . 700 Mpc
L = 5 10
12
L
Wie kann etwas, das so weit
entfernt und so kompakt ist, so
hell sein???
u

Heutiger Konsens zum Energieproblem
1. Quasare befinden sich in entfernten Galaxien
(à Rotverschiebung ist kosmologisch)
2. Ein Quasar speist seine Leuchtkraft aus der
Umsetzung potenzieller Energie beim Einfall
von Materie auf ein supermassereiches
Schwarzes Loch

Terminologie
• Quasar = Quasistellar Radio Source
• QSO = Quasistellar Object
• AGN = Active Galactic Nucleus
(QSO und Quasar im Prinzip identisch)

6.2.2 Wichtigste Eigenschaften der Quasare
• große z à enorme Leuchtkräfte (L > 10 L8)
• Emission im gesamten Bereich der el.-mag. Strahlung
• UV/opt. Spektrum: Bright Blue Bump + Em.linien
• (mitunter) Radio-Jets
• generell Variabilität des Strahlungsflusses
12

6.2.2 Wichtigste Eigenschaften der Quasare
Quasare

6.2.2 Wichtigste Eigenschaften der Quasare
(C ) Quasar-Rotverschiebung
Sind die großen Rotverschiebungen der Quasare wirklich kosmologisch ?
• kosmologische Rotverschiebung theoretisch fundiert
• Kontinuität von Quasaren
6.2.17
und Seyfert-Kernen
(Seyferts: z = z )
Kern
Galaxie
• in einigen Fällen möglich, Quasargalaxie zu spektroskopieren,
dann immer z = z
Quasar
Galaxie
• gravitative Rotverschiebung?
1
z = - 1
p 1 – 2Gm/Rc 2
àschmale und breite Linien müssten
unterschiedliche Rotverschiebung zeigen
... das wird aber nicht beobachtet!
à gravitative Rotverschiebung vernachlässigbar

6.2.2 Wichtigste Eigenschaften der Quasare
Quasare
• große z à enorme Leuchtkräfte (L > 10 L8)
• Emission im gesamten Bereich der el.-mag. Strahlung
• UV/opt. Spektrum: Bright Blue Bump + Em.linien
• (mitunter) Radio-Jets
• generell Variabilität des Strahlungsflusses
12

6.2.2 Wichtigste Eigenschaften der Quasare
Quasare
log Frequenz (Hz)
log n fn
10 12 14 16 18
Radiowellen Infrarot opt/UV Röntgen
Synchrotron
thermisch
(Staub)
therm.
(Gas)
Compton,
Synchrotron

6.2.2 Wichtigste Eigenschaften der Quasare
• große z à enorme Leuchtkräfte (L > 10 L8)
• Emission im gesamten Bereich der el.-mag. Strahlung
• UV/opt. Spektrum: Bright Blue Bump + Em.linien
• (mitunter) Radio-Jets
• generell Variabilität des Strahlungsflusses
12

6.2.2 Wichtigste Eigenschaften der Quasare
(B) Optisches Spektrum
• sehr „blaues“ Kontinuum
à energiereiche Quelle
• breite Emissionslinie
à heißes Gas hoher
Geschwindigkeit ( > 0.01c )
• schmale Emissionslinien
à Gaskomponente kleinerer
Geschwindigkeit
• erlaubte und verbotene Linien
Lyman-
Absorptionskante
„Blauer Buckel“
Synchrotron
bzw. Galaxie

6.2.8
6.2.2 Wichtigste Eigenschaften der Quasare
Drei-Komponenten-Modell
• Kontinuumsquelle
(i.w. thermisch)
• narrow line region (NLR)
- Vorkommen verbotener Linie
à Gasdichte relativ gering
- Geschwindigkeiten ~ 100 km/s
(B) Optisches Spektrum
Schmale und breite Linien
NLR
100 km/s
10 000 km/s
• broad line region (BLR)
- keine verbotenen Linien
à Gasdichte höher
- Geschwindigkeiten sehr groß
(~ 10 000 km/s) à nahe dynam. Zentrum
1 kpc
BLR
1 pc

Drei-Komponenten-Modell
Beobachtbarkeit
6.2.8
6.2.2 Wichtigste Eigenschaften der Quasare
(B) Optisches Spektrum
Schmale und breite Linien
• Kontinuumsquelle
nicht aufgelöst
100 km/s
10 000 km/s
• narrow line region (NLR)
bei nahen AGN aufgelöst:
„Ionisationskonus“
• broad line region (BLR)
nicht aufgelöst
NLR
1 kpc
BLR
1 pc

6.2.2 Wichtigste Eigenschaften der Quasare
• große z à enorme Leuchtkräfte (L > 10 L8)
• Emission im gesamten Bereich der el.-mag. Strahlung
• UV/opt. Spektrum: Bright Blue Bump + Em.linien
• mitunter helle Radioquellen
• generell Variabilität des Strahlungsflusses
12

(D) Radio-laute 6.2.6 Quasare und radio-leise Quasare
log Frequenz (Hz)
log n fn
log
„radio-laut“
f (5 GHz)
f (2500 A) > 1
„radioleise“
10 12 14 16 18
Radiowellen Infrarot opt/UV Röntgen
• Nur ca. 10% der Quasare sind radio-laut!
• Dichotomie? (unklar)

6.2.2 Wichtigste Eigenschaften der Quasare
• große z à enorme Leuchtkräfte (L > 10 L8)
• Emission im gesamten Bereich der el.-mag. Strahlung
• UV/opt. Spektrum: Bright Blue Bump + Em.linien
• mitunter helle Radioquellen
• generell Variabilität des Strahlungsflusses
12

WH:
6.2.2 Wichtigste Eigenschaften der Quasare
(Zeitintervall Dt
zu durchqueren)
(E) Variabilität
6.2.9
Beobachtung: Quasare sind generell variabel
Zeitskala der Variabilität setzt Grenzen für Ausdehnung der Quelle
var
kann nicht kürzer sein als Zeit, die Licht benötigt, um Quelle
D
Beobachtung:
Dt
à aus D # Dt Ac folgt:
maximal mögliche Ausdehnung der
Kontinuumsquelle < 0.1 pc
à aus Zeitverzögerung zwischen
BLR und Kontinuum folgt:
Abstand der BLR von zentraler
Kontinuumsquelle ~ 1 pc

6.2.11
6.2.3 AGN-Galaxien
Quasare:
Hochauflösende Beobachtung naher (z < 0.3)
Quasare:
• generell Quasar-Galaxie nachweisbar
• Anzeichen gravitativer Wechselwirkung

6.2.11
6.2.3 AGN-Galaxien
Seyfert-Galaxien
(AGN geringerer Leuchtkraft):
• im Allgemeinen in Sa...Sb-Galaxien
• häufig Anzeichen gravitativer WW
• NGC 6240: zwei AGN in merger
• mitunter starbursts

6.2.4 AGN-„Standardmodell“
Modell muss insbesondere erklären:
• enorm starke Energieabstrahlung (L > 2 10 L
u
)
in extrem kleinem Volumen (