Astronomi

Analisis spektral AGN (penyebaran halaju penyerapan galaksi, pergeseran doppler)

Analisis spektral AGN (penyebaran halaju penyerapan galaksi, pergeseran doppler)


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Saya tertanya-tanya parameter apa yang perlu saya ketahui / mengukur untuk mengira penyebaran halaju galaksi, khususnya AGN.

Juga, saya mempunyai spektrum di mana terdapat komponen blueshift dan redshift ke saluran pelepasan tertentu dalam unit km / s.

Sebagai contoh, saya mempunyai [O III] 5007Å tetapi saya mempunyai pusat komponen blueshift pada 5002Å dan komponen redshift pada 5011Å. Saya tertanya-tanya bagaimana saya mengira peralihan doppler sekali lagi dalam unit km / s.

Terima kasih banyak.


Dari semua galaksi di alam semesta, hanya sebahagian kecil yang aktif, yang bermaksud bahawa mereka mempunyai sumber tenaga yang tidak berkaitan dengan proses bintang. Pusat galaksi aktif ini dikenali sebagai nukleus galaksi aktif (AGN) dan digerakkan oleh pertambahan gas ke lubang hitam supermasif (SMBH). AGN pada asasnya adalah objek panjang pelbagai gelombang, memancarkan cahaya di seluruh spektrum elektromagnetik. Mereka biasanya dikelaskan mengikut pelepasan optiknya.

AGN dikelaskan sebagai Jenis 1 atau Jenis 2 berdasarkan lebar garis spektrum dalam spektrum optiknya. Jenis 1 AGN mempunyai garis pelepasan sempit dan luas. Garis lebar diciptakan oleh pergeseran Doppler kerana gas mengorbit dekat dengan SMBH tengah di kawasan garis luas (BLR). Walau bagaimanapun, untuk Jenis 2 AGN, hanya garis pelepasan sempit yang dilihat. Model penyatuan AGN kanonik menunjukkan bahawa ini disebabkan oleh torus berdebu yang menghalang pandangan kita mengenai BLR.

Terdapat sekumpulan kecil objek, yang dikenali sebagai AGN berubah-ubah (CL-AGN), yang berubah dari Jenis 1 ke Jenis 2 atau sebaliknya. Dalam beberapa tahun kebelakangan ini, jumlah penemuan CL-AGN baru telah meningkat kerana tinjauan spektroskopi diperluas. Beberapa penjelasan yang dicadangkan termasuk mengubah pengaburan BLR, penambahan pemboleh ubah ke SMBH, atau bahkan kejadian gangguan pasang surut di mana bintang dipisahkan dan meningkat ke SMBH. Apa pun penyebabnya, CL-AGN memberikan gambaran unik mengenai kerumitan aktiviti AGN. Dalam makalah hari ini, penulis menggunakan spektroskopi medan integral dari MaNGA untuk mengkaji galaksi tuan rumah CL-AGN ini untuk memahami apa peranan (jika ada) persekitaran mereka.


Analisis spektral AGN (penyebaran halaju penyerapan galaksi, pergeseran doppler) - Astronomi

Sebilangan besar pemahaman kita mengenai fizik AGN bergantung pada mengetahui sifat mutlaknya (cahaya, skala ukuran) dan jaraknya. Terdapat sekolah kecil tetapi vokal yang mendakwa bahawa banyak pergeseran merah QSO (sekurang-kurangnya) timbul bukan dalam aliran Hubble tetapi dalam proses fizikal eksotik, dan dengan itu jarak pergeseran merah ke (beberapa?) QSO tidak masuk akal. Pandangan ini telah dipertahankan dalam buku Arp (Quasars, Redshift, dan Kontroversi, Interstellar Media, Berkeley, kemudian bergabung dengan Melihat Merah: Pergeseran Merah, Kosmologi dan Sains Akademik), dengan beberapa kes terbaiknya.

Kecurigaan pemerhatian bahawa beberapa AGN berada pada jarak nonkosmologi nampaknya muncul pertama kali ketika Arp (1967 ApJ 146, 321) menyatakan adanya hubungan antara beberapa galaksi dan kuasar pergeseran merah rendah dalam arti pasangan yang kasar, dengan pasangan QSO di setiap sisi galaksi. Pencarian dua warna khusus membawa kepada pengenalpastian banyak QSO di ladang galaksi berdekatan (lihat, misalnya, Arp 1981 ApJ 250, 31 dan rujukan di dalamnya).

Telah banyak perbincangan yang tidak berbuah mengenai apa yang mungkin muncul sebagai masalah statistik langsung - adakah atau tidak ada QSO yang berlebihan dalam arah galaksi terang? Kesukarannya terletak pada kenyataan bahawa carian QSO masih terlalu tidak homogen di atas langit, dan oleh itu carian mungkin cukup mendalam untuk memberitahu kita sesuatu tetapi menutupi sudut pepejal yang terlalu sedikit, atau menutupi seluruh langit dengan terlalu sedikit QSO. Sebagai contoh, terdapat empat pasangan galaksi-QSO dekat dalam katalog 3C (Burbidge, Burbidge, Solomon, dan Strittmatter 1971 ApJ 170, 233). Ini adalah pasangan yang cukup terkenal sekarang - iaitu NGC 3067 / 3C 232, NGC 4651 / 3C 275.1, NGC 4138 / 3C 268.4, dan NGC 5832 / 3C 309.1. Tetapi dengan hanya kira-kira 100 kuarsa di atas separuh langit, statistiknya terlalu jarang untuk dilakukan. Mungkin tinjauan automatik berskala besar akan dapat menyelesaikannya (menggunakan bukan sahaja pemilihan optik pelbagai warna, tetapi pengenalan sumber tinjauan ROSAT). Metodologi yang sering digunakan oleh Arp tidak membantu - bermula dari galaksi dan mencari ke luar sehingga quasar muncul, maka jika "menarik" dekat terus berjalan ke luar. Ini dijamin akan menghasilkan kelebihan yang nyata, berdasarkan prinsip "cari dan kamu akan mencari". Masalah terakhir dengan analisis statistik adalah bahawa tidak selalu jelas apakah kemungkinan yang ingin kita menilai. Beberapa makalah membicarakan pasangan QSO-galaksi, beberapa lagi mengenai pasangan QSO dengan pergeseran merah, garis kuarsar. Statistik demi fakta mempunyai reputasi buruk. Seolah-olah memburukkan lagi keadaan, kami menjangkakan jumlah quasar yang berlebihan dalam arah galaksi pada beberapa pergeseran merah dari lensa graviti, selagi jumlah QSO meningkat dengan cepat dengan besarnya, bahkan gambar konvensional yang membosankan.

Sekiranya salah satu tuntutan ini ditahan, astronomi ekstragalaktik akan mengejutkan. Kami akan mengkaji masalah langsung secara berasingan, dengan harapan dapat mengelakkan nada "oh ya itu - oh tidak bukan" dari banyak makalah yang diterbitkan.

Persatuan galaksi dengan pergeseran merah yang berbeza. Terdapat beberapa kes objek yang menakjubkan dengan pergeseran merah yang sangat berbeza tetapi menunjukkan penampilan interaksi langsung. Tidak ada dua yang sama, dan ada lebih kurang masuk akal ad hoc tafsiran konvensional bergantung pada seberapa banyak kebetulan statistik yang sanggup dipercaya daripada sejumlah galaksi tertentu. Beberapa kes yang paling terkenal adalah Stephan's Quintet, NGC 4319 / Mkn 205, dan NGC 7603.

Quintet Stephan adalah kumpulan padat (mungkin yang pertama dijumpai) di mana empat anggota mempunyai peralihan merah cz = 5700 - 6700 km / s, sementara anggota selebihnya NGC 7320 memiliki pergeseran merah hanya 800 km / s, hampir dengan lingkaran NGC 7331 yang terang hanya 1/2 & # 176 jauhnya. NGC 7320 mempunyai ukuran sudut yang lebih besar daripada anggota yang lain, tetapi hanya kurang daripada faktor 2. NGC 7320 menunjukkan ekor dengan permukaan yang rendah kecerahan kira-kira bertentangan dengan ahli kumpulan yang lain. Pengesanan struktur yang lebih samar digagalkan oleh pantulan "cirrus" galaksi yang kuat di kawasan ini. Ukuran wilayah H II telah digunakan untuk membantah jarak yang jauh, tetapi seperti yang ditunjukkan oleh Kennicutt, ukuran linier adalah petunjuk jarak yang tidak boleh dipercayai. Pembahagian wilayah H II telah dipertimbangkan (Arp 1966 ApJ) sebagai bukti interaksi dengan anggota yang lain, tetapi Hodge menunjukkan dalam sekumpulan makalah kemudian bahawa kawasan H II yang paling terang berpasangan tidak semestinya berlaku di antara galaksi yang dimaksudkan. Penyebaran supernova dan halaju selaras dengan jarak pergeseran merah untuk anggota pergeseran merah yang lebih tinggi. Ujian penting adalah penyelesaian langsung ke bintang, kecuali jika seseorang bersedia menggunakan beberapa mekanisme ajaib di mana bintang-bintang semua menjadi samar dalam galaksi sistem anomali sehingga galaksi benar-benar tidak dapat dibezakan dari yang jauh. Ini mungkin telah diselesaikan (secara harfiah) oleh pengimejan HST, seperti mosaik WFPC2 yang dikeluarkan oleh ESA dan diterbitkan semula di bawah, di mana besarnya bintang-bintang terang jelas berbeza di NGC 7320 dan anggota lain.

Markarian 205 dilaporkan oleh Weedman sebagai nukleus Seyfert yang muncul di lengan galaksi spiral pergeseran merah bawah NGC 4319. Sebilangan besar hujah di sini berpusat pada apakah terdapat hubungan yang jelas antara keduanya. Gambar diterbitkan dengan dan tanpa jambatan (Arp pernah mengatakan bahawa dia mempunyai gambar yang tidak menunjukkan jambatan juga, dan tidak ingin dianggap kurang dalam kemahiran pemerhatian). Terdapat beberapa perbincangan awal mengenai kesan jarak fotografi yang membuat jambatan palsu antara objek terang, tetapi tidak hilang dengan pengesan linier. Pelbagai laporan diberikan oleh Arp 1971 (ApLett 9,1), Lynds dan Millikan 1972 (ApJLett 176, L5), Stockton et al 1979 (ApJ 231, 673), dan Sulentic 1983 (ApJLett 265, L49). Cecil dan Stockton (1985 ApJ 288, 201) menggunakan data CCD dari Mauna Kea untuk menunjukkan bahawa pasti ada semacam objek bercahaya antara Mkn 205 dan NGC 4319, yang menyatakan bahawa "Arp betul dalam desakannya bahawa plat lebarnya menunjukkan bahan campur tangan bercahaya. Kesimpulan yang bertentangan dari pengkritiknya adalah - bergantung pada tahap kelayakan mereka - sama ada salah, menyesatkan, atau tidak relevan. " Mereka terus mengatakan bahawa Mkn 205 sendiri mempunyai pendamping 3.3 arcseconds, dan bahawa ciri pasang surut disebabkan oleh ini interaksi mungkin menyumbang kepada banyak hubungan bercahaya. Lebih bermasalah adalah bukti bahawa hubungan ini menjalar ke inti NGC 4319 (Sulentic 1983). Selanjutnya, ia termasuk dalam kumpulan galaksi yang sangat terpilih dengan pengionan gas pelik dan bukan bintang di seluruh cakera (Sulentic dan Arp 1987 ApJ 319, 693). Saya harus menunjukkan bahawa NGC 4319 mempunyai rakan elips yang terang yang biasanya berada di luar kawasan gambar yang diterbitkan dan mungkin bertanggungjawab terhadap beberapa masalah morfologinya. Sistem ini diperlihatkan dengan baik (walaupun tidak banyak yang baru muncul yang berkaitan dengan masalah pergeseran merah) dalam gambar Hubble Heritage, yang ditunjukkan di bawah sebagaimana adanya dan dengan kecerahan yang terang untuk mengeluarkan bahan campur tangan.

NGC 7603 adalah galaksi Seyfert dengan bentuk terganggu dan pendamping yang jelas di sepanjang lengan atau ekor yang memanjang. NGC 7603 mempunyai pergeseran merah 8700 km / s dan pengiringnya pada 17,000 km / s. Sharp (1986 ApJ 302, 245) menunjukkan gambar bertumpuk dalam yang memperlihatkan struktur yang lebih luas di sekitar NGC 7603, dan menunjukkan bahawa penyebaran halaju pendamping memberikan hasil yang tidak jelas mengenai jaraknya (tepat di tengah dengan bar ralat besar). Tidak seperti beberapa kes lain, galaksi pergeseran merah tinggi mempunyai sifat spektroskopi yang cukup normal.

Terdapat kes-kes tambahan yang kadang-kadang dibincangkan lihat senarai di hlm. 86 buku Arp. Seseorang juga boleh menambahkan galaksi pergeseran merah-merah dalam rantai atau kumpulan ringkas VV172.

Statistik Quasar-Galaxy. Inilah inti perbahasan mengenai pergeseran merah quasar. Pertama, adakah bukti kuat mengenai quasar yang berlaku ke arah galaksi berdekatan? Dan kedua, adakah kelebihan seperti itu dapat dijelaskan oleh sesuatu seperti mikrolensa graviti?

Arp melakukan banyak carian menggunakan warna U-B untuk quasar berhampiran galaksi terang, dan menyimpulkan bahawa jenis galaksi pendamping tertentu kemungkinan besar mempunyai QSO yang berkaitan. Taburan radial objek ini tidak terlalu berbeza dengan spheroid (profil de Vaucouleurs), seperti yang ditunjukkan oleh Keel 1982 (ApJLett 259, L1) dalam memeriksa bukti lensa:

Walau bagaimanapun, sebahagian daripada ini adalah artifak prosedur carian tengah-luar Arp. Kemajuan sebenar di sini memerlukan sampel QSO yang besar dan dipilih secara objektif yang meliputi sudut pepejal yang ketara. Juga, analisis statistik untuk persatuan sering dikaburkan oleh ketidakpastian mengenai apa yang sedang diuji. Kita perlu tahu bukan hanya kemungkinan melihat apa yang kita lakukan, tetapi juga melihat sesuatu yang "cukup menarik", sama ada pasangan, garis, pergaulan dalam sudut, atau apa sahaja. Pelbagai makalah mempertikaikan kebarangkalian oleh faktor 10 7.

Terdapat jelas beberapa objek tunggal yang sangat mencolok, seperti tiga quasar yang dilihat di sepanjang garis pandang ke NGC 1073 (Arp dan Sulentic 1979 ApJ 229, 496) dan tiga lagi berhampiran NGC 3842 (Arp dan Gavazzi 1094 A&A 139, 240). Baru-baru ini kita dapat menambahkan penemuan bahawa pendamping pergeseran merah rendah ke objek BL Lac AO 0235 + 164 itu sendiri adalah BAL QSO (Burbidge et al. 1996 AJ 112, 2533) dan penemuan sinar-X QSO di z= 0.40,0.65 di kedua sisi NGC 4258 (Burbidge 1995 A&A 298, l1 kedua-dua petikan terakhir ini tidak sesuai dengan Burbidge). Walau bagaimanapun, penyelesaian masalah ini mesti bergantung pada statistik yang dapat diukur yang jelas bahawa kawasan langit yang luas dengan dan tanpa galaksi terang telah dicari. Arp dan Hazard telah memeriksa beberapa "medan kosong" dan melaporkan struktur menarik dalam taburan quasar walaupun di sana. Dengan bukti baru-baru ini mengenai struktur skala besar di galaksi, mungkin kita menjadi anggapan mudah bahawa taburan quasar jauh lebih seragam pada pergeseran merah sederhana z= 1-2 daripada yang sebenarnya. Perhatikan juga bahawa ada literatur kecil sekarang mengenai penjelasan lensa graviti, mengenai apakah objek di galaksi galaksi secara wajar dapat menjelaskan lebihan besaran yang dituntut - lihat misalnya Canizares 1981 (Nature 291, 620). Kajian kebolehubahan arkib menunjukkan bahawa dalam setiap kes kita dapat memeriksa quasar yang ada pada pergantian abad ini (Keel 1982) sehingga ini bukan disebabkan oleh lensa oleh objek berjisim rendah gerakan yang betul akan menghancurkan penjajaran tepat yang diperlukan dalam beberapa dekad . Sekiranya objek Arp ternyata menunjukkan kelebihan yang kuat, tidak ada ketumpatan jisim yang cukup pada galaksi khas untuk melakukan semua itu melalui pensensilan mikro (seperti yang ditunjukkan juga untuk QSO dalam arah kluster oleh Rodrigues-Williams & Hogan 1994 AJ 107, 451). Statistik terus bertambah baik dalam isu ini (lihat, misalnya, hasil yang agak membingungkan oleh Thomas et al. 1995 MNRAS 273, 1069, mungkin disebabkan oleh lensa dan sekali lagi mungkin tidak). Untuk beberapa contoh pasangan yang sedang dibincangkan, berikut adalah dua pasangan QSO / galaksi dari data ESO 3.6m:

Peralihan warna merah tanpa galaksi di galaksi. Terdapat kekhasan tertentu, yang dituntut atau diterima, yang menunjukkan tingkah laku pergeseran merah yang pelik atau bahawa kita tidak tahu bagaimana mengukurnya seperti yang kita fikirkan. Ini mengambil bentuk asimetri yang tidak dapat dielakkan dalam pergeseran merah galaksi binari, dan mendakwa bahawa perbezaan pergeseran merah tersebut dikuantisasi dan sepenuhnya tidak membenarkan penafsiran dinamik.

Asimetri perubahan merah terdapat di hampir semua sampel galaksi berpasangan dengan pergeseran merah yang tepat, terutamanya di mana lingkaran terlibat. Kecenderungannya adalah galaksi yang lebih lemah memiliki pergeseran merah yang sedikit lebih besar, dengan puncak pengedarannya pada 50-80 km / s. Bentuk sebaran menunjukkan bahawa ini tidak bergantung kepada pencemaran latar belakang. Penjelasan konvensional telah memfokuskan pada masalah dalam mengukur pergeseran merah cakera berputar berdebu (contohnya, jika debu lebih kuat di bahagian dalam atau di luar lengan, halaju nuklear mungkin terdistorsi) atau, untuk kumpulan kecil, mengenai pengembangan dan kesan perspektif dalam pengelompokan tidak terikat (Byrd dan Valtonen 1985 APJ 289, 535 1986 ApJ 303, 523). Masalah ini tidak berkaitan langsung dengan AGN, tetapi membiarkan satu ekor unta masuk ke khemah Hubble mungkin melemahkan pertahanannya untuk aplikasi lain. Kajian terperinci tentang bagaimana seseorang mengukur pergeseran merah dari spektrum optik dalam medan halaju yang rumit menunjukkan bahawa beberapa kesan ini berasal dari pemberat yang berbeza dari sinaran garis lurus dan garis pelepasan (Keel 1996 ApJS 106, 27).

Tifft telah mendakwa bahawa perbezaan pergeseran merah pada pasangan galaksi adalah dikuantifikasikan, dengan selang waktu antara 12-72 km / s bergantung pada ukuran sampel (misalnya, Tiffy 1982 ApJ 257, 442 257, 442). Kesan seperti itu mesti membatalkan pergeseran halaju Doppler kerana, di bawah dinamika konvensional, mereka akan menghilangkan struktur halus lain dalam pengedaran halaju menjadi tidak kelihatan. Pengedaran ini secara semula jadi menjadi topik perbahasan yang kuat (itulah kata sopan). Terdapat dakwaan bahawa berkala seperti itu tidak dapat dijumpai dari sampel ukuran yang digunakan (Newman et al 1989 ApJ 344, 111), dan mungkin paling merosakkan, penemuan bahawa walaupun set data yang berbeza menunjukkan serupa & DeltaV sebaran, sepasang tunggal boleh bergerak dari satu puncak ke puncak bergantung pada pengukuran tertentu (Sharp, prosiding Trieste 1985). Yang terakhir ini menunjukkan bahawa berkala wujud dalam data tetapi tidak di langit, walaupun menyedihkan bagi orang yang ingin melakukan tinjauan pergeseran merah yang tepat. Terkini, Tifft telah memusatkan perhatian pada peralihan merah 21 cm, mengenal pasti beberapa sumber ralat tahap rendah yang sebelumnya diabaikan. Namun, ada batasan bagaimana seseorang dapat mempertimbangkan beberapa saat profil H I sebagai mewakili pergeseran galaksi "the" - lihat saja peta M101 21 cm. Masalahnya bukanlah persoalan pengukuran yang tepat dan berulang, tetapi seberapa baik pengukuran itu berkaitan dengan kuantiti fizikal tertentu dalam sistem yang kompleks. Bermula dari celah spektrum, saya membandingkan tujuh cara yang masuk akal untuk mengekstrak "pergeseran merah" galaksi lingkaran, dan mendapati sebaran besar yang mesti disebabkan oleh struktur dalaman (1996 ApJS 106, 27, yang sama menunjukkan beberapa perbezaan sistematik di antara mereka yang mungkin berkaitan dengan asimetri pergeseran merah secara berpasangan). Contoh rajah berkala diambil di sini dari gambar 1 Tifft 1982 (ApJ 257, 442, milik AAS):

Mana-mana fenomena di atas memerlukan penjelasan melalui beberapa jenis fizik baru, jenis orang yang dapat bertemu dengan Raja Sweden untuk bersenam. Sebilangan besar dorongan asal untuk pergeseran merah nonkosmologi muncul, cukup aneh, dari fizik konvensional - "malapetaka sinkrotron", di mana cahaya bercahaya akan terlalu tinggi untuk menahan penyerapan diri synchrotron mereka sendiri. Walau bagaimanapun, galaksi Seyfert tahu bagaimana melakukannya dengan sangat baik pada jarak yang lebih kecil dan ditentukan dengan lebih baik, jadi ini nampaknya masalah kami dan bukan masalah alam semesta. Selanjutnya, orang-orang seperti Hoyle yang menemukan alam semesta keadaan stabil menarik dengan alasan falsafah memerlukan beberapa jalan lain untuk membuat objek yang muncul pada pandangan pertama untuk menunjukkan evolusi kosmologi. Apa yang kita perlukan daripada mekanisme yang dapat meniru pergeseran Doppler? Ia mesti

Beberapa penjelasan tentatif untuk pelbagai karya telah muncul. Kita tidak memerlukan kerangka teori yang lengkap untuk mewujudkan kesan empirikal, tetapi hanya sedikit yang dapat diperoleh dengan melompat dan menjerit "Oh tidak, tidak" kepada setiap aspek teori yang mapan tanpa beberapa skema baru. Hoyle dan Narlikar telah membincangkan idea-idea yang melibatkan penciptaan jisim dan pertukaran graviton yang terbatas, mungkin menghasilkan latar belakang gelombang mikro yang homogen semasa mereka berada. Beberapa idea yang melibatkan pancaran mundur dari quasars bergerak juga telah dibincangkan untuk mengelakkan peralihan biru.

Dalam bukunya, Arp menetapkan skema evolusi yang menurutnya dapat diterima dari tafsirannya. Objek dikeluarkan dari nukleus galaksi, mungkin pada halaju yang sangat tinggi, dengan kepadatan pada mulanya, suhu tinggi, dan pergeseran merah besar (quasar dan objek BL Lac). Seiring bertambahnya usia, bintang kelihatan bermula dengan jenis awal dan pergeseran merah menurun. Akhirnya, ciri lingkaran atau lingkaran yang berpanjangan muncul, dan pergeseran merah nonkosmologi hampir lenyap. Ini memberikan semacam paparan bunga api mengenai sejarah galaksi. Sebilangan besar QSO kemudiannya tidak terlalu besar atau terang - lebih seperti supergiant paling terang daripada monstrositi yang menyembunyikan galaksi.

Oleh itu, apakah dalil yang secara langsung menyokong jarak kosmologi konvensional untuk quasar? Kami mungkin memeriksa galaksi yang berkaitan dan host, lensa graviti, dan sistem garis penyerapan.

Galaksi diketahui mempunyai kaitan dengan QSO pergeseran merah rendah di sekitar QSO itu sendiri dan berdekatan (lihat kuliah mengenai tuan rumah AGN). Tampaknya terlalu banyak untuk meminta bahawa seluruh kumpulan galaksi dapat berkongsi penyakit yang sama dan meniru jarak yang tepat, atau bahawa terdapat dua populasi QSO yang dibuat sedemikian rupa sehingga tidak memiliki jarak yang dapat dilihat tetapi cahaya yang sangat berbeza. Anehnya, kabur yang diselesaikan di sekitar QSO pergeseran merah tinggi yang baru-baru ini dilaporkan oleh Lehnert et al (1992 ApJ 393, 68) tidak mengukuhkan hujah ini - yang (1+z) Kekurangan permukaan yang redup pada 4 menjadikan galaksi normal tidak dapat dilihat pada pergeseran merah besar, jadi ini mestilah sesuatu yang khas oleh standard apa pun. Kami perlahan-lahan mengetahui bahawa galaksi host QSO tidak perlu sama seperti rakan sejawat (seperti dalam 3C 48). Hubungan luas antara magnitida galaksi inang dan pergeseran merah dapat ditafsirkan sebagai menunjukkan bahawa galaksi mempunyai jarak yang berkaitan dengan pergeseran merah, dan banyak tentunya galaksi yang mengandungi bintang seperti yang ditunjukkan oleh spektroskopi langsung.

Lensa graviti akan berfungsi hanya jika lensa dan QSO berada pada jarak jarak hukum-Hubble mereka, argumen ini telah dinyatakan secara eksplisit oleh Dar 1991 (ApJLett 382, ​​L1). Paling tidak, QSO mesti berada di luar galaksi lensa, yang sudah mempunyai peralihan merah 0,5. Sekali lagi, seseorang mesti meminta kebetulan sebaliknya. Huchra telah mengaku secara lisan bahawa pemikiran pertamanya untuk menemui salib Einstein adalah pemikiran yang menggigil yang Arp mungkin benar selama ini.

Sistem garis penyerapan sekali lagi mensyaratkan bahawa QSO berada di luar semua bahan penyerap kecuali semua bahan yang bersangkutan mempunyai pergeseran merah bukan kosmologi juga. Dalam kes ini, kebetulan yang kuat diperlukan untuk membuat pengedaran pergeseran merah pelbagai jenis penyerap masuk akal sama sekali dalam model konvensional. Alat cukur telah melakukan ujian menarik pasangan QSO pada jarak yang berbeza apabila penyerapan dilihat pada satu pergeseran merah QSO, ia selalu merupakan pergeseran bawah-merah berbanding yang tinggi-z ahli. Banyak perkara yang sama dijumpai dengan kaitan QSO dan galaksi pergeseran merah rendah, walaupun gas penyerap nampaknya cukup tambal sulam sehingga beberapa garis penyerapannya agak lemah dan seseorang harus bekerja keras untuk mendapatkan pengesanan yang ketara.


AGN tanpa lubang hitam?

Pisau cukur Occam telah mendorong banyak orang untuk membuat skema alternatif untuk pengeluaran tenaga AGN, walaupun kebanyakannya berakhir tidak jauh dari lubang hitam besar. Perhatian baru-baru ini tertumpu pada kejadian letusan bintang yang ganas, apabila beberapa bintang menjadi objek WR yang melampau dengan suhu berkesan hampir 10 5 K (bunyi biasa?). Terlevich dan Melnick (1985 MNRAS 213, 841) telah mengemukakan gambaran di mana "Warmers" yang disebut ini meniru spektrum undang-undang kuasa dan oleh itu sesuai dengan tahap pengionan yang dilihat dalam AGN. Mereka mencadangkan ledakan rentetan - Sy 1 - Sy 2 sebagai supernova mendorong pelepasan garis luas dan mati. Filippenko sebenarnya telah menemukan satu supernova yang mencari masa seperti inti Sy 1, dengan garis terlarang yang sempit dan pelepasan Balmer dan Fe II yang luas. Gambar ini menghadapi masalah dengan jet dan kebolehubahan yang cepat, tetapi merupakan peringatan berguna mengapa teori-teori didorong ke objek besar-besaran.

Dalam keadaan yang sama, Condon baru-baru ini berpendapat bahawa beberapa kuasar adalah ledakan bintang yang kuat dan terbatas di kawasan kecil. Saya tidak pasti bahawa ledakan bintang dengan 10 12 cahaya luminositi di rantau yang hanya 100 pc lebih kurang eksotik daripada lubang hitam besar. Selain itu, bagaimana sekumpulan bintang menguruskan jet bersekutu? Sekurang-kurangnya cakera penambahan memberikan semacam corong semula jadi.

Menyambungkan gambar-gambar ini, Weedman (1983 ApJ 266, 479) menyatakan bahawa bintang-bintang neutron yang tersisa setelah ledakan bintang yang terkurung secara spasial mungkin mengalami keruntuhan yang cepat dan memberikan konfigurasi kecil yang meniru dalam beberapa aspek objek tunggal. Perubahan dan kesan kolektif menimbulkan cabaran di sini.

Bukti yang memihak kepada gambar standard tidak begitu menarik (akan sangat mengagumkan apabila benar-benar melihat cakera penambahan pada skala yang lebih besar daripada bintang biner yang dahsyat). Ini bertahan terutamanya kerana tidak ada yang lebih baik yang menunjukkan sekatan kelantangan dari kebolehubahan, walaupun ketika diturunkan oleh faktor Doppler, sangat sukar untuk apa pun kecuali objek yang relatif padat. Batasan ukuran objek di Pusat Galaksi juga menolak beberapa idea eksotik selain lubang hitam, seperti bola neutrino yang merosot atau konfigurasi quark.


1. Pengenalan

LINER (Kawasan Garis Pelepasan Nuklear Ionisasi Rendah) pada mulanya diklasifikasikan di antara Nukleus Galaktik Aktif (AGN) kerana nisbah garis pelepasan mereka tidak dapat dijelaskan seperti yang dihasilkan oleh proses pembentukan bintang (Heckman, 1980) mereka menunjukkan spektrum optik yang dikuasai oleh garis pelepasan dari pengionan rendah spesies [(OI), (NII), (SII)] dan garis pelepasan pengionan tinggi samar. Pengukuran sifat ini diberikan oleh kedudukan yang mereka duduki dalam diagram diagnostik menggunakan optik (Veilleux dan Osterbrock, 1987 Kewley et al., 2006) atau nisbah garis pelepasan inframerah pertengahan (Sturm et al., 2005, 2006 Bendo et al. , 2006 Dale et al. 2006 Rupke et al. 2007 Smith et al. 2007). AGN diakui secara meluas sebagai sumber yang diionisasi oleh sebuah kontinum undang-undang (Halpern dan Steiner, 1983). Walaupun begitu, karya perintis menunjukkan bahawa spektrum LINER juga dapat dijelaskan oleh model pengionan kejutan (Dopita dan Sutherland, 1995 Franceschini et al., 2005) dan fotosionisasi oleh bintang pasca-AGB, terutama dalam hal LINER lemah dalam elips ( Binette et al., 1994). Beberapa inti LINER menunjukkan saluran pelepasan yang dibenarkan luas (jenis-1 LINER, sekitar 25% daripada semua LINER tempatan, lihat Ho 2002) yang, jika disahkan dihasilkan oleh Jalur Jalur Lebar (BLR), secara pasti akan menghubungkan jenis-1 LINER ke keluarga AGN. Dalam kes jenis LINER jenis-2, perdebatan masih terbuka, dengan penafsiran semua jenis LINER jenis-2 sebagai AGN bercahaya rendah masih kontroversial, kerana sumbangan bintang-bintang (pasca-AGB) yang berkembang, sinar-X massa rendah binari atau plasma terma tersebar mungkin mempunyai peranan penting (lihat Ho et al. 1997a untuk perbincangan penuh mengenai topik tersebut. lihat juga Eracleous et al. 2002 Stasi & # x00144ska et al. 2008 McKernan et al. 2010).

Sudah berada dalam karya mani Heckman & # x00027s, LINER didapati mempunyai kecerahan yang lebih rendah daripada inti Seyfert dan umumnya dikenal pasti pada inang jenis awal, hasil yang tidak kira dari kelas interaksi, dalam arti mencari morfologi yang sama dalam keadaan terpencil dan berinteraksi Galaksi LINER (M & # x000E1rquez dan Masegosa, 2010 M & # x000E1rquez et al., 2010). LINER sering dijumpai di antara galaksi berdekatan. Sebagai contoh, sekitar 40% galaksi dalam Kajian Spektroskopi Palomar (Ho et al., 1997a, dan rujukan di dalamnya) termasuk dalam kategori ini. Dalam karya terbaru oleh Leslie et al. (2016), 6.5% daripada 202708 galaksi dalam sampelnya dikelaskan sebagai LINER. Bukti juga memikat pada LINER yang mungkin menjadi host AGN (tebal Compton) yang sangat kabur (Gonz & # x000E1lez-Mart & # x000EDn et al., 2009a, dan rujukan di dalamnya) yang mungkin menunjukkan bahawa mereka mungkin lebih banyak daripada yang disimpulkan sebelumnya dari pilihan optik . Oleh itu, kajian mereka nampaknya relevan untuk memahami demografi AGN berdekatan. AGN LINER didapati berada di hujung paling lemah dari hubungan asas antara kadar pembentukan bintang dan akresi, yang mewakili sistem penambahan yang tidak cekap (Satyapal et al. 2004 Dudik et al. 2005 Satyapal et al. 2005 Ho 2008 tetapi lihat Netzer 2009) . Ho (2009) meletakkannya dalam urutan penurunan Lbol/ LEdd yang bergerak dari Seyferts ke LINER, dan objek peralihan, ke sistem garis penyerapan pasif. Oleh itu, memahami LINER penting untuk pemahaman yang lebih baik mengenai proses penambahan kecekapan rendah dan kaitannya dengan aktiviti AGN yang lebih tinggi. Dengan syarat bahawa jisim lubang hitam supermasif pusat dan jisim tonjolan galaksi hosting berkorelasi dan bahawa terdapat hubungan yang diharapkan antara AGN dengan pembentukan galaksi dan proses evolusi (contohnya, Leslie et al. 2016), kajian mengenai LINER adalah relevan untuk menyimpulkan peranan mereka sebagai produk akhir dalam evolusi galaksi (lihat misalnya Wang et al. 2008).

Bersama dengan pencemaran inang, kehadiran kepupusan akhirnya dan pembentukan bintang sirkumuklear menghalang pengesanan dan pencirian sumber samar seperti itu, masih ada hingga kini. Setelah lebih dari 30 tahun penyelidikan, jelas bahawa sifat sumber pengionan dalam LINER harus dikaji melalui pendekatan panjang gelombang (kajian oleh Ho, 2008 dan rujukan di dalamnya).

Makalah ini difokuskan pada sumbangan kumpulan kami dalam penyelidikan panjang gelombang mengenai LINER yang kami mulakan lebih dari satu dekad yang lalu, dan yang terutama merujuk kepada (i) kajian sifat sinar-X dan kebolehubahan LINER, (ii ) analisis inframerah pertengahan mereka Spitzer spektroskopi, (iii) morfologi galaksi terionisasi di kawasan nuklear dengan pencitraan HST beresolusi spasial tinggi, (iv) kajian garis pelepasan optik pada jenis-1 LINER tempatan dan (v) penentuan sifat pembentukan bintang LINER pada peralihan merah rendah (dari 0.04 hingga 0.11). Sebelum mendalami lebih terperinci, kami ingin menekankan bahawa kami menggunakan maklumat yang ada untuk meminimumkan dalam sampel kami pencemaran dari LINER yang tidak boleh menjadi milik keluarga AGN, seperti yang dijelaskan dalam bahagian berikut.


Ucapan terima kasih

Kami mengucapkan terima kasih kepada semua ahli JAXA yang telah menyumbang dalam projek ASTRO-H (Hitomi). Semua anggota AS mengucapkan terima kasih atas sokongan melalui Direktorat Misi Sains NASA. Anggota Stanford dan SLAC mengakui sokongan melalui kontrak DoE kepada SLAC National Accelerator Laboratory DE-AC3-76SF00515 dan NASA memberikan NNX15AM19G. Sebahagian daripada karya ini dilaksanakan di bawah naungan DoE AS oleh LLNL di bawah kontrak DE-AC52-07NA27344 dan juga disokong oleh pemberian NASA kepada LLNL. Sokongan dari Badan Angkasa Eropah diakui dengan bersyukur. Anggota Perancis mengakui sokongan dari CNES, Center National d'Etudes Spatiales. SRON disokong oleh NWO, Organisasi Penyelidikan Ilmiah Belanda. Pasukan Switzerland mengakui sokongan dari Sekretariat Switzerland untuk Pendidikan, Penyelidikan dan Inovasi SERI dan program PRODEX ESA. Agensi Angkasa Kanada diakui atas sokongan anggota Kanada. Kami mengiktiraf sokongan daripada JSPS / MEXT KAKENHI nombor pemberian 15H02070, 15K05107, 23340071, 26109506, 24103002, 25400236, 25800119, 25400237, 25287042, 24540229, 25105516, 23540280, 25400235, 252470, 252400, 252400, 252400 15H00773, 23000004, 15H02090, 15K17610, 15H05438, 15H00785 dan 24540232. H. Akamatsu mengakui sokongan NWO melalui pemberian Veni. M. Axelsson mengakui JSPS International Research Fellowship. C. Selesai mengakui pembiayaan STFC di bawah geran ST / L00075X / 1. P. Gandhi mengiktiraf JAXA International Young Young Fellowship dan UK Science and Technology Funding Council (STFC) geran ST / J003697 / 2. H. Russell, A. C. Fabian dan C. Pinto mengakui sokongan daripada ERC Advanced Grant Feedback 340442. Kami mengucapkan terima kasih atas sumbangan banyak syarikat, termasuk, khususnya, NEC, Mitsubishi Heavy Industries, Sumitomo Heavy Industries dan Japan Aviation Electronics Industry. Akhirnya, kami mengiktiraf sokongan kuat daripada jurutera berikut. JAXA / ISAS: C. Baluta, N. Bando, A. Harayama, K. Hirose, K. Ishimura, N. Iwata, T. Kawano, S. Kawasaki, K. Minesugi, C. Natsukari, H. Ogawa, M. Ogawa, M. Ohta, T. Okazaki, S.-i. Sakai, Y. Shibano, M. Shida, T. Shimada, A. Wada, T. Yamada JAXA / TKSC: A. Okamoto, Y. Sato, K. Shinozaki, H. Sugita Chubu U: Y. Namba Ehime U: K Ogi Kochi U of Technology: T. Kosaka Miyazaki U: Y. Nishioka Nagoya U: H. Nagano NASA / GSFC: T. Bialas, K. Boyce, E. Canavan, M. DiPirro, M. Kimball, C. Masters, D. Mcguinness, J. Miko, T. Muench, J. Pontius, P. Shirron, C. Simmons, G. Sneiderman, T. Watanabe Noqsi Aerospace Ltd: J. Doty Stanford U/KIPAC: M. Asai, K. Gilmore ESA (Netherlands): C. Jewell SRON: D. Haas, M. Frericks, P. Laubert, P. Lowes U of Geneva: P. Azzarello CSA: A. Koujelev, F. Moroso.


Metals in-and-around stars

Stars

To constrain the metal processing operated by stars the understanding of stellar formation and evolution, for both high- and low-mass stars, needs to be improved.

High-mass stars are crucial for a wide range of astrophysical aspects: the starburst events, the chemical enrichment of the Universe, and the multi-messenger astronomy via gravitational wave (GW) events. These stars have a strong impact on their Galactic environment through their winds and explosions as supernovae. When in binaries, they are the progenitors of double-compact systems which finally merge, emitting GWs. Soft X-rays in massive stars arise in shocks linked to their winds (e.g. [75]). X-ray line morphologies are sensitive probes of the properties of these winds (e.g. [76]), providing crucial information on many aspects of these outflows. The limited sensitivity of existing facilities and the limited spectral resolution in the soft X-ray domain of forthcoming calorimeters are insufficient to resolve these lines and to study their temporal evolution. A high-resolution and high-efficiency spectrometer in soft X-rays will not only help constrain the mass-loss rates of massive stars, but will allow tracing the impact of small and large-scale wind structures. Doppler tomography of resolved X-ray lines will map the plasma in the co-rotating magnetosphere of magnetic massive stars. The proposed mission will further allow studying the propagation of photospheric pulsations throughout the stellar wind, investigating the formation of radiative recombination continua, and constraining the fraction of the stellar wind that is under the form of plasma.

Low-mass stars are the most common and longest living stars. Their evolution is substantially affected by their exchange of mass and angular momentum with their ambient medium during their life. During their formation, low-mass stars accrete mass from their circumstellar disc via magnetically channelled streams. At the stream footpoints, the accreting material impacts with the stellar atmosphere producing shocked plasma at (sim ) 3 MK. The current generation of X-ray spectrometers demonstrated that soft X-rays are a powerful probe of the shock region [75, e.g.]. The shocked plasma is expected to move inward with (vsim ) 100 km s − 1 . The rotational monitoring of its line-of-sight velocity would tightly constrain the accretion geometry. The limited spectral resolution in soft X-rays of calorimeters will prevent these kind of studies. Conversely, the proposed mission concept will allow to systematically measure the shocked-plasma velocity [78, this measure is nowadays achievable only for the nearest young accreting star TW Hya,], and to perform Doppler-imaging of the shocked plasma on the stellar surface for the nearest sources (Fig. 7). This X-ray tomography of the extended shocked emission will be valuable for comparison with the results of Zeemann-Doppler imaging of stellar photospheres [79]. In addition, the HiReX mission concept will allow to resolve line widths, and hence to constrain the turbulent motions in the post-shock region.

Kinematics of a point-like accretion-shock at the surface of the young accreting star TW Hya. Left panel: predicted stellar rotational-phase vs. line-of-sight velocity of shocked-plasma at the accretion-stream base. The top-right insert displays the phase-dependent shock position on the sky-projected stellar photosphere. Right panel: simulated X-ray spectra of the Ne ix He-like triplet with a very high-resolution high-effective area soft X-ray spectrometer (Δϕ= 0.05, corresponding to 15 ks), compared to Athena X-IFU [77]. The rms errors on the velocity fitted value (estimated from 500 simulated spectra) are provided between parentheses and as horizontal error-bars in the left panel

When accretion ends, low-mass stars enduringly lose mass and angular momentum via stellar winds and coronal mass ejections (see Section 4.2). These phenomena are governed by the stellar magnetic activity, that is best studied by probing coronal phenomena in X-rays. Flares are the main manifestation of energy transfer from the magnetic field to the coronal plasma. Studying the motions of plasma within flaring structures is important to constrain flare physics, and improve coronal modelling. Plasma located near the flaring loop footpoints (where (Tsim ) 10 MK and the emission measure is maximum) is expected to move with v (sim ) 100–500 km s − 1 . Such motions, almost unexplored nowadays in stars, can be systematically studied with HiReX by monitoring the evolution of line profiles during stellar flares. Athena/X-IFU will likely allow to monitor line shifts (without yet resolving line profiles) only in the extreme cases of very hot flares occurring in extremely active stars.

Planets

Exoplanet energetic photon radiation environments

The rate at which gas is lost from an exoplanet’s atmosphere is critical for the survivability of surface water. Atmospheric mass loss can be driven by both thermal and non-thermal processes, which depend upon the radiation and winds of their host stars. The dominant thermal process is hydrodynamical outflow energised by extreme ultraviolet (EUV 100–912 Å) and X-radiation (0.1–100 Å) that heats the exoplanet’s thermosphere and levitates gas against the exoplanet’s gravitational potential (e.g., [80]).

Most of the thermospheric heating is by EUV photons but this radiation cannot be observed directly because of interstellar H absorption. The chromospheric UV and FUV are inadequate EUV proxies. The strength and spectral energy distribution of a star’s EUV emission instead arises from the transition region and corona. The 30–60 Å range contains many lines from the same ionisation stages. Observing these soft X-ray lines enables prediction of the EUV spectrum and thereby constrains the atmospheric mass loss.

Detecting the relevant lines in exoplanet hosts requires very sensitive high-resolution (R ≥ 5000) spectroscopy that is not feasible with any existing or planned future missions, including Chandra, XMM-Newton or Athena. Observations through flares and other stochastic variability are also required to understand how EUV fluxes vary in time.

Stellar winds coronal mass ejections and exoplanet atmospheric loss

The flow of ionised stellar wind electrons and protons erode an exoplanet’s atmosphere, while coronal mass ejections can enhance the loss rate by an order of magnitude or more [81,82,83,84]. Recent measurements by the MAVEN satellite [85] confirmed that the primary mass-loss mechanism for water on Mars is erosion by the solar wind.

The wind mass loss rates for late-type dwarfs are notoriously difficult to measure as the solar mass-loss rate is only about 1.5 × 10 − 14 M yr − 1 . Radio observations yield only upper limits and the few indirect estimates possible based on Lyα absorption in the “wall” of hydrogen at the stellar analogy of the heliopause [86] are prone to modelling and systematic uncertainty.

Charge-exchange X-ray emission resulting from the interaction of stellar wind ions with ISM neutral H provides a direct means of measuring wind mass loss rates [87]. The charge exchange X-ray spectrum is dominated by K-shell emission from H-like and He-like ions of C, O, N, and Ne. These lines are broadened by the wind outflow velocity of 500–1000 km s − 1 and form broad components underneath the narrower coronal line. A sensitive, low background high-resolution X-ray spectrometer would be able to resolve out this charge-exchange signal and simultaneously measure the wind velocity and mass loss rate. This would be new stellar science not feasible at other wavelengths.

In addition to a relatively steady wind, stars are expected to lose mass in coronal mass ejections (CMEs) accompanying flares. CMEs are also associated with high-energy protons accelerated in the flare and CME shock front. CMEs are very difficult to infer on stars and it is currently unknown how much mass and energy are output in this way on stars other than the Sun, and what CME conditions exoplanets experience.

[88] modeled the effect of a superflare (E ≈ 10 34 erg) and CME impact on a hypothetical Earth-like exoplanet located in the habitable zone (0.16 AU) of the flare star AD Leo (dM3e). High energy protons with energies greater than 10 MeV severely depleted nitrogen oxides, and subsequently ozone, in the atmosphere for 2 years. [89] found CME energetic particles can create important prebiotic molecules and alter atmospheric greenhouse gases potentially important for the Faint Young Sun paradox.

These studies demonstrate the acute need for observations of stellar CMEs. Extrapolations of solar CME-flare relationships (Fig. 8) are uncertain by orders of magnitude and appear to overestimate large stellar CME candidate kinetic energies. High-resolution spectroscopy at X-ray wavelengths could routinely and definitively observe the tell-tale Doppler shifts of CMEs or their coronal compression waves (Fig. 8) and identify their physical properties, including their thermal structure, masses and energies, as recently discovered by Chandra/HETGS [92]. A combination of high throughput and high spectral resolution is critical for mapping out CME frequency and energy vs optical and X-ray flare diagnostics for exoplanet hosts directly, and generally as a function of spectral type and activity level.

Left: The kinetic energy vs. associated flare X-ray fluence for solar CMEs and CME candidate events from the literature [90]. Extrapolating the relation to large events on more active stars is extremely uncertain, requiring definitive CME detections and measurements for characterisation. Right: An MHD CME simulation for a moderately active solar-like star [91]. Plasma is compressed and accelerated outward by the CME front, yielding observable Doppler shifts, ΔUr, of up to 100 km s − 1 or so. Such shifts would be detectable with a sensitive large area grating spectrometer

Transmission spectroscopy of exoplanet atmospheres

X-rays are powerful diagnostics of planetary upper atmospheric gas density structure and chemical composition. The transit of the hot Jupiter HD189733b was detected through X-ray absorption by oxygen in Chandra observations by [93], who found the scale height of X-ray absorbing gas was higher than suggested by optical and UV transits. Hot Jupiters and similar giant close-in planets are important for improving theory and models describing atmospheric loss.

X-ray absorption measures gas bulk chemical composition along the line-of-sight — in this case in the transiting exoplanet atmosphere backlit by the host star’s corona. Such measurements are unique to the X-ray range, but only the very closest hot Jupiters are accessible with Chandra dan XMM-Newton, and then only at low signal-to-noise ratio. A much more sensitive, high spectral resolution observatory will be able to observe HD189733b-like transits out to much greater distances, and by co-adding transits will be able to probe the atmospheres of the nearest terrestrial planets. Absorption edge resonance structure (not resolvable with Athena) will distinguish between atomic and molecular or ionised gas, and provide velocity diagnostics for atmospheric outflow. X-rays in combination with optical/IR data will provide a powerful probe for clouds and hazes that can confuse IR spectroscopic analyses [94].


References

Bolton, A. S., Schlegel, D. J., Aubourg, E., Bailey, S., Bizyaev D., Bhardwaj, V., Brewington, H., Brownstein, J. R., Burles, S., Chen, Y., Dawson, K., Ebelke G., Eisenstein, D. J., Malanushenko, E., Malanushenko, V., Maraston, C., Myers, A. D., Olmstead, M. D., Oravetz, D., Padmanabhan N., Pan, K., Paris, I., Percival, W. J., Petitjean, P., Ross, N. P., Schneider, D. P., Shelden A., Shu, Y., Simmons, A., Snedden, S., Strauss, M. A., Thomas. D., Tremonti, C. A., Wake, D. A., Weaver, B. A., Wood-Vasey, W. M., 2012, AJ, 144, 144.

Shu, Y., Bolton, A. S., Schlegel, D. J., Dawson, K. S., Wake, D. A., Brownstein, J. R., Brinkmann, J., Weaver, B. A., 2012, AJ, 143, 90.

Valdes, F., Gupta, R. Rose, J. A., Singh, J. P., Bell, D. J., 2004, ApJS, 152, 251.


The observations: Imaging and spectroscopy

For some years, a small population of active galactic nuclei were known to be candidate ejected supermassive black holes. Some, like NGC 3718, are spatially offset from the centers of their host galaxies, while others show redshifts distinct from their hosts, indicating that they’re moving away from the cores. However, no AGN had been found that displayed both spatial and velocity offsets — definitive evidence of an ejection.

In 2017, a team of astronomers (Chiaberge et al. 2017) studied 3C 186 using the Hubble Space Telescope, along with data from the Sloan Digital Sky Survey. They looked at both images and spectra of the source, at optical and UV wavelengths. To confirm the spatial offset, they modeled the galaxy’s surface brightness with something called a Sersic profile, a common model for fitting images of galaxies, while modeling the AGN emission via a point spread function, which determines how a source is blurred by an imaging system.

Their image analysis showed that the AGN was separated from the host galaxy’s core by an astonishing 11 kiloparsecs — a distance greater than that between the Sun and the center of the Milky Way, and in fact about one-third the size of the Milky Way’s disk. This is a significant offset, and showed that the supermassive black hole was definitely outside the galactic nucleus. The team followed up by analyzing the spectroscopic data, taking advantage of two sections of the structure of an AGN: the narrow line region and the broad line region.

The narrow line region exists several hundred parsecs from the center of an AGN, and consists of slow-moving gas clouds. Lower velocities mean less Doppler broadening — hence the name. The broad line region, on the other hand, has a radius on the order of a light-year, and holds fast-moving gas clouds with stronger line broadening. Emission from the broad line region is likely connected to the motion of the quasar, while the narrow line region may be more related to the motion of the host galaxy.

The team chose to measure the host galaxy’s redshift using the [O II] and [Ne III] lines from the narrow line region, and found a value of z=1.068. They used Lyman-alpha, C IV, C III] and Mg II lines to study the broad line region, deriving a redshift of z=1.054, corresponding to a velocity difference of -2140 km/s from the host. This is no small discrepancy, and is indeed confirmation that the AGN was moving away from the galaxy at a significant speed.


Astronomy final set

Matter (dark or luminous) changes the path that light travels (acts as a lens). Distant galaxies will be distorted by the "gravitational lens" of a massive foreground cluster.

The Milky Way galaxy is not a loner

We exist in a small group of galaxies called the "local group"

Comprised of about 45 galaxies (most are dwarfs)

There are no galaxies as large as us near us

- Only 2 are even comparable:

1.) M-31: Andromeda
2.) M-33: Triangulum

1.) To get 3D scales of galaxies, we need ________

2.) telescopic surveys try to measure as many spectra as possible, and derive distances using __________

3.) Galaxies are found along vast _________, and clusters appear as ___________

4.) Characteristics of "regular" galaxy clusters

5.) Characteristics of "irregular" galaxy clusters

6.) Galaxy clusters are dominated by _____________

3.) "sheets" or "voids". appear as large concentrations in these sheets

4.) Spherical, centrally centered, very massive, and have ellipticals in their core, spirals outside

5.) smaller, looser, and dominated by spirals

6.) Dark matter. cannot be brown dwarf stars!

Show regular and characteristic changes in brightness

Much brighter than RR lyrae

Characteristic light curve

unique trait: the longer the period, the more luminous the star is

- Measure the period, you learn the intrinsic brightness

For galaxies further away, astronomers have to rely on brighter "standard candles", like a supernova (brightest standard candle)

All Type 1a supernova have the same intrinsic brightness: 5b billion L(.)

Astronomers also realized further galaxies emission and absorption line spectra shifted towards the red part of the optical spectrum: ("red-shifted")

Astronomers came to the conclusion:

Hubble found that the distance and doppler shift velocity (recessional velocity) are strongly correlated

Look like giant pinwheels

May form 2-5 sun like stars a year

About 1/3 of spiral galaxies have an elongated concentration of stars at their cores

These are called stellar "bars"

Often, gas and dust travel down the bar to their inner-nucleus (to potentially feed a black hole).

- This action can be seen in the dust lanes

Using radio telescopes, it is easy to map HI gas in spiral galaxies

to get masses, simply use doppler shifts to measure the rotational speeds of stars & gas at a wide range of radii in spiral galaxies

This also allows one to determine the distribution of luminous matter vs dark matter

Emission from CO molecules traces the location of molecular hydrogen

Most common galaxy type in the universe

They may be "dinky" galaxies, "burned out" galaxies, or building-blocks of large galaxies

Typically, dwarf galaxies contain up to 1 billion stars

Milky way: 300 billion stars
Giant elliptical galaxy: 1,000 billion stars

Globular clusters: 1 million stars

Dwarf galaxies are commonly found around large spiral or ellipticals

- (milky way has 14 known dwarf galaxy companions)

dwarf galaxies come in 2 styles:

Dwarf ellipticals (dE's) resemble much smaller versions of ellipticals but with:

Often little coherent structure apparent in optical and/or radio images

1.) Galaxies are separate ___________ universes. Many are rich in ________ & __________

2.) 3 techniques of measuring distances to galaxies (explain all 3)

3.) There are only a few basic kinds of galaxies:

2.) a.) Cepheid variable: period-luminosity relationship
b.) Type-1 supernova: all have same peak luminosity
c.) Hubble Law: distance and redshift relationship

3.) a.) Spiral galaxies: rotating disks, rich in atomic gas. 1/3 have "bars". lots of dark matter. Milky Way is a "barred spiral"

b.) Elliptical galaxies: bib balls of stars. lack gas & dust. little star formation. no rotation. great radio emission

c.) S0 galaxies: "in between galaxies"

d.) dwarf galaxies: by far the most common galaxy type. dE's and dI's. (refer back to difference)


Spectral analysis of AGN (velocity dispersion of galaxy absorption, doppler shifts) - Astronomy

AGNs have been observed to vary everywhere from the X-ray to radio regimes. This variability is associated with the continuum (core) sources and the BLR, with NLR variability mild (as would be inferred from its large size). Early work used broad-band photographic data (from archival plates, for example, giving spotty coverage over spans as large as 90 years) or photoelectric observations (accurate but time-consuming). These are sensitive mostly to the continuum (at low redshifts contamination by lines is usually of order 15%). The variations may be episodic (turning on and off, frustrating planning of major campaigns). They are of different kinds - flares, dips, with multiple timescales present. Timescales range from days to decades in the optical. Most QSOs are only slightly variable - 5% or so over a couple of years. Many of these results are summarized in Variability of Active Galactic Nuclei, ed. Miller and Wiita (Cambridge, 1991).

In the continuum, one might look for the spectral shape of the variable component - if nothing else, there should be a nonvariable componant from the surrounding galaxy, and possible from any other large-size continuum components. In Seyferts and QSOs, the bluer wavelengths are generally most variable, and there is little or no variability in the IR. A few violently variable (OVV) QSOs and the Bl Lac objects often show "grey" variations, with no wavelength dependence. Note that these classes show polarization variations intensity, polarization, and its direction may all vary independently. Some objects (especially in the radio) show components marching redward after a flare, as predicted by synchrotron aging theory. Much interpretation has been thwarted by the bewildering variety of forms it takes - there are no general patterns that could provide detailed physical clues beyond the light-time arguments on the general size of the emitting region.

More useful is reverberation mapping, in which the response of emission lines to continuum variations is used to study the radial distributions of line emissivity and radial velocity. Recombination is quite fast at these densities compared to the light-travel times, so that we can think of a volume of BLR gas as responding instantaneously to a change in ionizing intensity. In a first approximation, the delay time between our observation of a continuum pulse (assuming we measure a continuum that comes from the same place as the ionizing continuum) and the pulse of reprocessed line emission gives one measure of the radius of the BLR. In more detail, one determines a transfer function &Psi such that

di mana L is the line intensity and C is the continuum intensity. Various sizes and shapes of BLR give various forms for &Psi. It is straightforward to show from geometrical definitions that the surface probed by any particular t-&tau is a paraboloid (to be pedantic, an ellipsoid) with the continuum source at the nucleus this is another ingredient of Psi. The same mathematics applies to study of the light echoes from novae and supernovae (Couderc 1939 Ann. d'astrophys. 2, 271). In practice, one may try to determine a single moment of &Psi, say via cross-correlation analysis, or do a full-blown and very noisy measurement of &Psi for each emission line and look for ionization structure within the BLR. The first general formulation for this was presented by Blandford and McKee 1982 (ApJ 255, 419) more recently a maximum-entropy solution has been described by Horne and Welsh (in Miller and Wiita p. 332).

The cross-correlation technique is simple and in principle robust, but difficult to apply in the usual case of uneven temporal sampling, compounded by gaps due to solar and lunar interference (to make it worse, these are periodic) plus weather. One generally has to interpolate in time (for one or both members of the correlation Gaskell and Sparke 1986 ApJ 305, 175 Koratkar and Gaskell 1991 ApJSuppl 75, 719) or in time delay (the discrete correlation function of Edelson and Krolik 1988 (ApJ 333, 646). These methods average over time in different ways the second suffers when the source sometimes varies and sometimes not. Note also the problem of statistical dependence of simultaneous measurement of line and continuum flux from the same spectrum - any flux-calibration error will introduce a spurious peak at &DeltaT =0 in the correlation. These techniques may be applied to the wings of emission lines as well, which could in principle specify the dominant kind of motion in the BLR (inward, outward, circular) and lead to a mass measurement for the central object if the motions are ballistic rather than related to some kind of hydrodyanamic driving.

The first systematic spectroscopic studies were done on NGC 4151, in the optical (Antonucci and Cohen 1983 ApJ 271, 564) and UV (Ulrich et al. 1984 MNRAS 206, 221 and 209, 474). From these, it was found that

More extensive IUE monitoring has extended these conclusions (see Clavel in Miller and Wiita p. 301). Much of the apparent size of the Mg II zone may appear there as a dilution of short-time variability some Mg II comes from the C IV region.

The state of the art in variability programs was represented by the campaign to monitor NGC 5548, including 60 regularly-spaced sets of IUE spectra and intensive ground-based observations (Clavel et 56 al. 1991 ApJ 366, 64 Peterson et al. 1991 ApJ 368, 119). The main advances here were in experiment design - regular spacing of data to circumvent the need for interpolation in analysis, and space-based data to decrease the chance of a break in the series. The galaxy also cooperated, showing several strong peaks and dips in brightness over this 8-month period (December 1988 - August 1989). IUE results are shown below for various continum bands and the strong lines, with data from the International AGN Watch.

Detailed analysis suggests that different lines come from regions with different shapes, with higher-ionization features in an inner, nearly spherical configuration, surrounded by a flattened region from which we observe C III] and Mg II. The limits here are set by how helpful the nucleus was in its variability pattern, since quasiperiodic variations can mimic the effects of discrete structures. Followon studies have combined IUE and HST data with X-ray monitoring, trying to sample wide ranges of of luminosity and BLR radius. The NGC 5548 HST campaign yielded time lags (i.e. peak in the response function &Psi slightly under 2 days for the strong UV lines, giving a radial scale of the BLR of 2 light-days. NGC 3783 in another IUE campaign gave a range of delays from 0-5 days for assorted emission lines, haviong shown a more complex variability pattern than the observing strategy could reconstruct. The high-luminosity Seyfert Fairall 9 shows lags 14-20 days, consistent with a broad theoretical suggestion that the BLR should scale roughly as L². NGC 7469 gave 2-3 days for emission-line delays. A campaign on the BLRG 3C 390.3 gave 35-70 day lags for the UV lines, larger than for other objects (Seyfert nuclei) of similar UV luminosity it may be relevant that the BLR profile has a prominent and higholy variable double component in this object. In none of these objects is there a strong signature of either inflow or outflow in the BLR, which would make either the red or blue line wings vary first. References for this series are given in the AGN Watch bibliography.

It is nontrivial that all the UV-optical continuum regimes (including the EUV ionizing continuum) vary closely in step. In a simple accretion-disk model, the outer, cooler parts of the disk take longer to respond to disturbances in the inner parts (on a viscosity timescale). It now appears that transmission must be by photons, perhaps scattered by a hot corona inferred from X-ray line measurements. Usually, the deep-UV continuum varies first, with the X-rays and longer wavelengths following in hours to days.

The most important result has been that the BLR is smaller than simple ionization-parameter arguments suggested, mostly since the densities are higher and not well-determined spectroscopically. This may mean that cloud models must be rethought.

X-ray variability is known in both intensity and spectral shape. There is evidence of changes in the soft X-ray cutoff produced by H photoelectric absorption (Barr et al 1977 MNRAS 181, 438), probably as clouds drift across the line of sight to the tiny central X-ray source the variations observed would be Poisson fluctuations. There would be typically 100 clouds in front of the nucleus, with column densities typically 5 × 10 22 cm -2 and velocities 1000 km/s. This may be direct detection of BLR clouds.

Strong, rapid, and continual X-ray variability has proven to be a hallmark of a subset of AGN with the slightly oxymoronic designation of narrow-line Seyfert 1 galaxies (NLSy1). Their optical spectra show all the usual high-density lines, but with widths of 1000 km/s or so instead of the 5000 which is more usual (I Zw 1 is a prime example). This may indicate that these objects have simultaneously lower central masses and higher accretion rates relative to the Eddington luminosity than more usual Seyferts (the combination being likely from observational selection effects), as noted by Leighly 1999 (ApJS 125, 297). NLSy1 thus pose an interesting puzzle in that they seem to be trying to remedy their previous violation of the usual bulge/black hole mass relation.

Rapid X-ray variability has been seen on timescales as small as 100 seconds (where they disappear into the noise) in numerous AGN. No characteristic timescale has been found, with much of the variability appearing as 1/f "noise" the variations are strongest at higher energies (maybe a surrounding softer disk component dilutes the variable part?). This behavior has been reported for Mkn 421, Mkn 1310, MCG -6-30-15, NGC 5506, Mkn 335, NGC 6814 - about every bright AGN observed.

This implies that the hard X-rays come from a VERY small region a black hole of 10 8 solar masses has Schwarzschild radius of 980 light-seconds. Beaming of relativistically-moving blobs might relax this problem somewhat. This also makes it easier to understand how some AGN (especially BL Lac objects) can generate enormously powerful gamma-ray flares.

Still unknown: where does the radio continuum come from? Just what is the role of jets? They might be an important mode of energy transport from the core to the surroundings, rather than radiation being the whole story.

Evidence for accretion disks

Since most AGN models agree that the action is controlled by some kind of accretion disk around a massive black hole, it would be highly desirable to see some direct evidence of such a disk. This has so far been equivocal (at best). There are several different conceptual matters here - do such disks exist, do are they important in channeling the energetics of the nuclei, and can we see the disks directly in some way? Direct evidence of accretion disks in AGN is in short supply. Some of the approaches that have been reported include a quasi-thermal excess in the UV, polarized emission scattered off a disklike structure, two-peaked disk-like emission line profiles, and a search for the expected Lyman limit absorption due to a disk sufficient to produce the UV bump. The results indicate either disks on the wrong scale, inconclusive evidence, or no such signature as predicted.

The UV excess (or big blue bump, to distinguish it from the little blue bump mostly due to Fe II and blended Balmer lines) appears as an excess above the broader-band power-law continuum at frequencies approaching the Lyman limit, and perhaps as a soft X-ray excess on the other side of the hydrogen absorption curtain. It is especially prominent in an energy per wavelength &nu F&nu plot, and may be responsible for the excess ionizing radiation indicated by Zanstra arguments. The characteristic temperature of the emission peak would be of order 10 5 K. An extensive analysis was given by Malkan and Sargent (1982 ApJ 254,22) and Malkan 1983 (ApJ 268, 582). The bump may be fit with a fat blackbody (or multiple blackbodies) and has been considered as direct evidence for radiation from the accretion disk. This kind of spectral decomposition is illustrated by Fig. 2 of Malkan 1983 (courtesy of the AAS):

These results are rather sensitive to model details Sun and Malkan have more recently (1989 ApJ 346, 68) examined the effect of relativistic light propagation and disk inclination on the observed spectrum.

The Lyman-limit test described by Antonucci et al. 1989 (ApJ 342, 64) throws a disk interpretation of the UV bump into doubt. For any reasonable disk structure, stellar atmosphere theory may be applied and predicts a substantial drop in flux at the Lyman edge - these are basically funny shaped supergiant stars. Even smeared out by mildly relativistic Doppler motions, such an edge should be detectable - and it isn't in high-redshift QSOs.

There have been claims that certain multicomponent broad-line profiles are well fit by a central (NLR) peak plus the characteristic velocity signature of a rotating disk, complete with Doppler boosting of the blue component. The type example is Arp 102B, as shown by Halpern and Filippenko 1988 (Nature 331, 46). A fit to a detailed model was given by Chen et al. 1989 (ApJ 339, 742) in their Fig. 2 (ADS, by permission of the AAS):

There are several objects with profiles of this general kind: also included are 3C 309.3 and 3C 382 (Osterbrock et al 1976 ApJ 206, 898), and 3C 332 (Halpern 1990 ApJLett 354, L1). Even the LINER NGC 1097 and the LINER and low-level Seyfert 1 nucleus in M81 show this behavior at least occasionally, especially in the UV lines. However, a disk interpretation for these profiles has both immediate and philosophical problems. There exists a large variety of BLR profiles, so that a few of the thousands of objects known will fit almost any theory. Why should only a few oddball objects show this signature of what should be a general phenomenon? More immediately, the specific properties that are regarded as fitting the model (such as higher "Doppler-boosted" blue peak) are not constant over episodes of variability, and the two peaks may represent independent kinematic entities (Miller and Peterson 1990 ApJ 361, 98). Sulentic et al (1990 APJLett 355, L15) show that double-horned profiles do not show the expected systematic redshift relative to indicators of systemic velocity that would be expected for relativistic accretion disks. As a judge in Scotland might say, the verdict is "not proven".

Some kind of disk structure, though far too large to be the much-sought active accretion disk (that is, the one which is hot enough to be radiuating energy and shedding angular momentum), has been detected in many cases by spectropolarimetry. The classic case is NGC 1068, in which Antonucci and Miller (1985 ApJ 298, 935) found that a Seyfert 2 nucleus becomes a Seufert 1 in polarized intensity. Something is scattering light from a nucleus that we don't see. Fragmentary statistics suggest that the disks are geometrically thin in Type 1 Seyferts and thick for type 2s, as expected for the direct visibility or invisibility of the BLR (Antonucci 1983 Nature 303, 158 1984, ApJ 276, 499). The argument rests on polarization parallel to the smallest-scale radio structure in Sy 1 and most radio galaxies, and perpendicular for Sy 2. This disk must be much larger than the BLR, of scale perhaps a parsec, and is thus not the accretion disk around the central object. Its existence is the key to so-called unified schemes for joining broad-line and narrow-line objects into a single physical class.

Many active nuclei show dust or emission-line disks at high resolution, on a scale of parsecs. These are much too large to be the radiating disks discussed earlier, but they are systematically aligned perpendicular to radio jets, and may provide evidence of the expected angular momentum as well as mass transport. The best example is NGC 4261 (see Ferrarese et al. 1996 ApJ 470, 444). These turn out to be reasonably common in nearby radio galaxies, and even borderline Seyferts like M51. The disk in NGC 4261 is shown below, from the HST PC image and with my attempted 3D reconstruction.

The variety of classifications of AGN has led to several efforts to bring order to the field by asking whether any of these distinctions are only artifacts of how we happen to view particular objects. Two such schemes have been strongly supported by observations - the unified scheme for QSOs, radio galaxies, and BL Lac objects, and an orientation pictures for Seyfert nuclei of types 1 and 2.Both kinds of unified models are discussed at length by Antonucci (1993, ARA&A 31, 473).

For Seyfert galaxies, much evidence indicates that most nuclei are surrounded by dusty, massive tori, optically thick to the nuclear radiation until one gets to the far-infrared and much larger than the BLR. Pole-on configurations are seen as type 1, edge-on as type 2. Strong support comes from spectropolarimetry of many Sy 2 nuclei, whch show in polarized (scattered) light the broad lines and strong Fe II emission of type 1 objects this must be present in integrated intensity as well but is swamped by the direct components. Also, the NLR configuration is often quite elongated, typically with the highest-ionization material in a biconical configuration centered at the nucleus. This is interpreted as the illumination pattern of radiation escaping the torus.

The tests for both hypotheses amount to either comparing isotropic quantities for two allegedly different classes, usually using some such quantity to scale for luminosity, or comparing isotropic and anisotropic quantities versus some proxy for orientation angle. For radio-loud objects, the core dominance R is often used (defined as the core-to-lobes flux ratio). By now, perhaps the biggest puzzle is what distinguished radio-loud and radio-quiet objects.

The lack of strong evidence for luminous active accretion disks has strengthened the case for advection-dominated accretion flows (ADAFs), which basically means accretion at such low rates that a steady disk doesn't form. There is some hope that the SIM interferometer can resolve the scales of the active disk in such objects as M87 in which we clearly expect to see one.

Evidence for central supermassive objects

More or less direct mass determinations of the central objects in AGN have been used to support the notion of accretion onto (super)massive black holes. The techniques have included

Iwasawa et al. (1996 MNRAS 282, 1038) and Lee et al. (1999 MNRAS 310, 973) report that the Fe K line in MCG -6-30-15 shows a significant excess redshift compared to other features produced at lower temperatures, and that this component remains and is most prominent when the overall X-ray emission is weak. They suggest that this is gravitational redshift from the extremely hot and dense material, extending inwards to something like 7 Schwarzschild radii, with general accretion-rate arguments suggesting a central mass near 10 7 solar masses and thus the X-ray emitting material extends inward to something like 1 AU. This has the interesting consequence that the X-rays vary more rapidly than this light-crossing time so they would have to come from a region even smaller than this inner part of a presumed accretion disk.


Tonton videonya: Efek Doppler Konsep mudah (Disember 2022).