From Supermassive Black Holes to Supernovae
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Extreme Environments: From supermassive black holes to supernovae Felicia Krauß 1 Extreme Environments: From supermassive black holes to supernovae Extreme Bedingungen im Universum: Von supermassiven schwarzen Löchern und Supernovae Der Naturwissenschaftlichen Fakultät der Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg zur Erlangung des Doktorgrades Dr. rer. nat. vorgelegt von Felicia Krauß aus Nürnberg Als Dissertation genehmigt von der Naturwissenschaftlichen Fakultät der Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg Tag der mündlichen Prüfung: 15.06.2016 Vorsitzender der Promotionsorgans: Prof. Dr. Jörn Wilms Gutacher: Prof. Dr. Jörn Wilms & Prof. Dr. Matthias Kadler Prof. Dr. Eduardo Ros The cover picture shows a composite image of Centaurus A including optical data collected by an amateur astronomer (red, green, and blue), X-ray data from NASA’s Chandra X-ray Observatory (pink) and infrared data from the Spitzer Space Telescope (red). Centaurus A is the closest active galactic nuclei which likely harbors a supermassive black hole. Perpendicular to the galaxy, it produces a relativistic outflow of matter, called jets. These jets form lobes when they interact with the surrounding medium, which is seen in the south-eastern lobe of Cen A. The shell surrounding the galaxy is likely due to an earlier merger with a smaller galaxy. ©X-ray: NASA/CXC/SAO; Optical: Rolf Olsen; Infrared: NASA/JPL-Caltech Zusammenfassung In dieser Arbeit verwende ich Beobachtungen im Röntgenbereich um zwischen zwei Modellen für Supernovae des Typs Ia zu unterscheiden. Außerdem untersuche ich relativistische Jets, dies sind kollimierte Materieausstöße von aktiven Galaxienkernen (AGN). Supernovae des Typs Ia sind thermonukleare “runaways”, Explosionen, deren Ursprung entwe- der im Verschmelzen zweier weißer Zwerge liegt oder in einem akkretierenden weißen Zwerg. Im Falle des akkretierenden weißen Zwergs befindet sich dieser in einem Doppelsternsystem, wobei das zweite Objekt ein massiver Stern ist, welcher Materie auf den weißen Zwerg überträgt. Der weiße Zwerg explodiert in einer Supernova, wenn er durch Akkretion die Chandrasek- har Masse erreicht. Beim Verschmelzen zweier weißer Zwerge im zweiten Modell jedoch wäre die addierte Masse der beiden Sterne von Supernova zu Supernova verschieden, was zu unter- schiedlichen Leuchtkräften führen würde. Damit würden Supernovae des Typs Ia nicht mehr als Standardkerzen fungieren, da die unterschiedlichen Leuchtkräfte zu einer Verzerrung der Entfernungsmessung führen. Es ist deshalb wichtig für Supernovae des Typs Ia den Entstehungs- mechanismus bestimmen zu können. Das Akkretionsmodell sagt eine höhere Menge 55Co voraus, welche 3.5-fach mehr radioaktives 55Fe produziert. Das resultierende Liniendublett entsteht bei 5.888 keV und bei 5.899 keV. Ich verwende derzeitige und zukünftige Röntgenmissionen um herauszufinden ob man diese Linienemission verwenden kann um zwischen beiden Modellen zu unterscheiden. Meine Simulationen zeigen, dass man mit dem Chandra Satellit beide Modelle bis zu einer Entfernung von 2 Mpc unterscheiden kann, also Supernovae innerhalb der lokalen Gruppe. Der geplante Athena Satellit ist vielversprechend für die Detektion der Linienemission, welche im Akkretionsmodell bis zu einer Entfernung von 5 Mpc nachgewiesen werden kann. Die Supernova SN2014J im Januar 2014 war die nächste Supernova der letzten vier Jahrzehnte mit einer Entfernung von 3.5 Mpc. Zum Zeitpunkt des höchsten erwarteten Linienflusses konnte die Supernova weder mit XMM-Newton noch mit Chandra beobachtet werden. In der verbleibenden Arbeit untersuche ich Jets von Aktiven Galaxienkernen (AGN) mit Multi- wellenlängendaten vom Radiobereich bis hin zum Hochenergiebereich. Jets sind energiereiche, beständige und leuchtkräftige Phänomene, die noch nicht komplett verstanden sind, besonders wie ein Jet gestartet wird und wie er kollimiert bleibt. Weiterhin ist die Teilchenbeschleunigung nicht verstanden. Blazare sind eine Unterklasse der AGN, bei denen der Jet unter einem kleinen Winkel sichtbar ist, wodurch es möglich ist die Emissionsmechanismen direkt zu untersuchen. Dies sind sehr variable Quellen, was eine kontinuierliche Überwachung und zeitnahe Daten in vielen Wellenlängebereichen erfordert. Das TANAMI Programm ist ein Multiwellenlängen Projekt, welches Jets der südliche Hemisphä- re studiert und eine Auswahl von 100 Quellen regelmäßig mit VLBI Methoden beobachtet. Ich ∼ verwende weiterhin Daten des Fermi Satelliten, dessen Instrumente kontinuierlich den Himmel beobachten. Mit einem Bayesschen Block Algorithmus können die Zeitbereich eingegrenzt werden in denen der Fermi/LAT Quellfluss statistisch konstant ist. Aus diesen Zeitbereichen wähle ich diejenigen aus in welchen genügend Multiwellenlängendaten vorhanden sind um ein Breitband- spektrum (engl. Broadband spectral energy distribution; SED) zu erstellen. Ich verwende die VLBI Daten des TANAMI Programm in Kombination mit quasi-simultanen Daten im Optischen/UV, Röntgen und γ-Bereich von den folgenden Instrumenten: Swift/UVOT, SMARTS, Swift/XRT und Fermi/LAT. Ich erhalte damit 81 SEDs der 22 TANAMI Quellen 22, die in Fermi/LAT am hellsten VII sind. Blazar SEDs zeigen typischerweise zwei nicht-thermische “Höcker” in ihrer SED und FSRQs haben oft ein zusätzlichen thermischen Exzess im Optischen/UV. Ich modelliere diese Daten mit einem empirischen Modell, welches aus zwei logarithmischen Parabeln besteht. Die Blazar- Sequenz sagt aus, dass die beiden Maxima (“Peaks”) der Parabeln mit steigender Leuchtkraft bei niedrigeren Frequenzen liegen. Obwohl die Blazar-Sequenz umstritten ist und auch modifiziert wurde, stimmen meine Ergebnisse mit ihr überein. Ich kann die 81 SEDs durch die kontinu- ierlichen Fermi/LAT Beobachtungen unterteilen in niedrige, mittlere und hohe Flusszustände, basierend auf ihrem gemittelten LAT Fluss. Im niedrigen und mittleren Zustand stimmen die Ergebnisse gut mit der Blazar-Sequenz überein. Im hohen Zustand gibt es eine große Streuung der Datenpunkte. Es deutet darauf hin das im hohen, aber nicht im niedrigen oder mittleren Flusszustand, eine Änderung im Jet stattfindet. Es werden keine Quellen im hohen Flusszustand gefunden, deren Peak bei einer hohen Frequenz liegt. Dies könnte dadurch zustande kommen, dass keine kontinuierlichen Beobachtung im Optischen, Röntgen oder VHE-Bereich vorhanden sind, aber es ist interessant, dass diese Quellen keine großen Ausbrüche im Fermi/LAT Bereich zeigen. Das beobachtete Muster der Blazar-Sequenz ist konsistent mit dem “härter-wenn-heller” Trend, der aus den Röntgenspektren von Blazaren bekannt ist. Des weiteren stimmt die Compton- Dominanz (die eine Rotverschiebungs-unabhängige Untersuchung der Sequenz erlaubt), mit der Blazar-Sequenz in meinen Daten überein. Die Fermi Blazar Teilung (engl. Fermi’s blazar divide) zeigt einen Mangel an Quellen deren Peak zwischen 1014 und 1016 Hz liegt. Ich zeige, dass diese Teilung vermutlich wegen Absorption und Extinktionseffekten in diesem Energieband entsteht und nicht durch einen quell-intrinsischen Effekt. Ich untersuche den thermischen Exzess in optischen/UV Spektren von Blazaren, der meist der Große Blaue Höcker (“Big Blue Bump”; BBB) genannt wird. Die Temperatur des BBB in BL Lac Objekten liegt typischerweise bei 6000 K, was ∼ bedeutet, das dies die Emission der Wirtsgalaxie ist, die nicht von dem nicht-thermischen Konti- nuum überstrahlt wird. In Quasaren liegt die Temperature höher, zwischen 10000 K und 40000 K, deutlich niedriger als die erwarteten 760000 K für eine Akkretionsschreibe um ein supermassives schwarzes Loch mit einer Masse von 109 M . Dieser Unterschied lässt sich dadurch erklären, ∼ dass die BBB Emission von Gaswolken nahe der Broad Line Region zu niedrigeren Temperaturen reprozessiert wird. In meinen Spektren können alle 22 Quellen besser mit einem Schwarzkörper mit einer einzelnen Temperature erklärt werden als mit einer Überlagerung von Schwarzkörpern bei unterschiedlichen Temperaturen. In einer Akkretionsscheibe erwarten wir eine große Breite an Temperaturen, nach außen hin abnehmend. Dieses Spektrum würde durch Gravitation und die Geschwindigkeit der Scheibe weiter verbreitert werden. Eine weitere Möglichkeit den BBB zu erklären wäre frei-frei Emission in einer heißen Korona um das Schwarze Loch, aber eine ausführlichere Studie der BBBs ist notwendig um endgültige Schlüsse ziehen zu können. Ich hab weiterhin die fundamentale Ebene der Schwarzen Löcher draufhin untersucht, ob sie verwendet werden kann um die Schwarzlochmasse in Blazaren vorherzusagen. Die fundamentale Ebene findet eine Ebene in einem 3D Raum aus Schwarzlochmasse, Röntgenleuchtkraft und Radioleucht- kraft. Verschiedene Arbeiten in der Literatur finden unterschiedliche Parameter dieser Ebene, abhängig von der Quellpopulation welche zur Bestimmung verwendet worden ist. Mithilfe der neueren Werke, der Röntgen- und der Radioleuchtkraft habe ich die Schwarzlochmasse mittels der Fundamentalebene abgeschätzt. Die Parameter von Bonchi et al.(2013) liegen nahe an den gemessenen Schwarzlochmassen. Allerdings gibt es zwei Quellen bei denen die Abschätzungen mit allen Ebenen einige Größenordnungen unterhalb der gemessenen Werte liegen. Es ist möglich, dass die Schwarzlochmessungen von Boostingeffekten betroffen sind, allerdings würde dies bedeu- ten das die Schwarzlochmassen für einige Quellen deutlich geringer sind als bisher angenommen, VIII oder sogar in den Bereich der Schwarzen Löcher mit mittlere Masse fallen. Des weiteren habe ich mich mit den IceCube Ergebnissen beschäftigt. Detaillierte physikalische