Benutzer:Markus Pössel/Sandkiste

Entdeckungsgeschichte

Die ersten Objekte, die heutige Astronomen zu den aktiven galaktischen Kernen zählen, wurden bereits zu Beginn des zwanzigsten Jahrhunderts entdeckt. Im Jahre 1909 veröffentlichte Edward Fath vom Lick-Observatorium seine Beobachtungen der Spektrallinien ferner Spiralgalaxien. Überraschenderweise enthielt das Spektrum des Spiralnebels NGC 1068 nicht nur Absorptionslinien, wie sie zu erwarten waren, da... sondern auch Emissionslinien — charakteristisch für ... und ein Kennzeichen beispielsweise von planetarischen Nebeln. Die ersten systematischen Studien von Galaxienkernen, deren Spektrum Emissionslinien aufweist, gehen auf Carl Seyfert zurück, der in den 1940er Jahren nachwies, dass sich diese Linien systematisch von den Emissionslinien etwa von HII-Regionen unterscheiden.^[1]

Mit dem Aufkommen der Radioastronomie nach Ende des Zweiten Weltkriegs

Frühe Radiobeobachtungen
3 C 273 mit Rotverschiebung
Röntgenbeobachtungen
Schwarzes Loch als Energiequelle^[2] und andere Erklärungsmodelle
Unified model
Liste wichtiger Surveys?

Gregory A. Shields: A brief history of AGN. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 1999, Volume 111, Issue 760, pp. 661-678.

Standardmodell

Supermassereiches Schwarzes Loch etc. - Urry, Padovani
Grenzen des Standardmodells?

Rees, M. J. 1984, ARA&A, 22, 471 http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/March01/Rees/frames.html

Zentrales Schwarzes Loch

Drehimpuls-Abfuhr-Problem auf dem letzten pc

Akkretionsscheibe

Jet

Zusammenhang mit kosmischer Strahlung

Staubtorus

Materiezufuhr

Gas - Problem, Drehimpuls abzuführen
Scheibeninstabilitäten vs. Spiralarme vs. Balken
Galaxienzusammenstöße - Vermutung: Tiefe der Potenzialtöpfe bei massereicheren Galaxien könnten der einzige Weg sein

Klassifikation

Die Einteilung der aktiven Galaxienkerne in verschiedene Klassen orientiert sich an Beobachtungsmerkmalen, insbesondere an Eigenschaften des gemessenen Spektrums und...

Klassifikation nach dem Buch von Peterson^[3]

Klassifikation nach wenigen Parametern: physikalische vs. Beobachtungseigenschaften. Keiner kann die SL-Masse direkt beobachten. Wichtige Parameter Beobachtung:

AGN-Leuchtkraft
Galaxienleuchtkraft
Radioleuchtkraft

Physikalisch: wichtigste Parameter

SL-Masse
Akkretionsrate
Radio ist immer noch entkoppelt (Trend mit SL-Masse, aber extreeeem große Variation)
Zusammenhang Akkretionsrate/Evolutionsstand: unklar. Möglicherweise: nach Verschmelzung hohe Rate; danach mit der Zeit niedriger (Gasreservoir erschöpft) - Simulationen und Modelle von de Lucia und Springel mit Video

Seyfert-Galaxien

Datei:NGC 7742.jpeg

The Seyfert galaxy NGC 7742 as seen by the Hubble Space Telescope

http://commons.wikimedia.org/wiki/File:NGC_7742.jpeg

Nach Abschnitt 2.1 in Peterson 1997.

Historisch: Was nach Galaxie aussieht und hellen Kern hat: Seyfert (vs. Quasar)
Nicht so hell wie Quasar
Low luminosity geht so weit runter, bis das Signal von der Galaxie geschluckt wird. Technisches Problem - wenn man genau genug hinguckt, sollte man immer etwas finden (Milchstraße mit Röntgen- u. IR-Flares).

Typ 1 und Typ 2.

Quasare

Historisch: Quasi-stellar Radio source
Historisch: Wo man keine Galaxie sieht, nur hellen Kern: Quasar (vs. Seyfert)
Heutzutage: Eine Frage der Technik. Eigentlich sollte immer eine Galaxie da sein. Keine Hinweise auf nackte Quasare. Bahcall 1997 (1995?) - infrage gestellt, ob in sample tatsächlich keine Galaxie da ist (Datenreduktionsfehler)
Heller als Seyfert
Einteilung radiolaut, radioleise anhand von Radioleuchtkraft

Radiogalaxien

Historisch: Riesige lobes
Modern: Radiolaute Typ 2-Quasare
Immer sehr massive elliptische Galaxien
Häufig/meistens zentrale Galaxien in Galaxienhaufen

LINERs

Sind die überhaupt SL-getrieben?

BL Lac-Objekte

Radiolaute Objekte
Gebeamt: Man guckt in oder an den Jet

Häufigkeit: Orientierungs- und Entwicklungseffekte

Häufigkeit der verschiedenen Typen; Schwierigkeit statistischer Studien
Entwicklungseffekte
Quasare sehr viel häufiger bei z=1,2; geht mit Sternentstehungsrate einher
Erste Quasare - wann? (z=4 müssten schon seit Urknall mit Eddington-Limit-Rate akkretiert haben)

Einfluss auf Galaxienentwicklung

Quasar feedback
radio mode, quasar mode

Quasare als Beobachtungswerkzeuge

Gravitationslinsen

Deutlich mehr Galaxie-Galaxie als Gravitationslinsen mit Quasar

Quasarabsorptionslinien

Gunn-Peterson: Absorptionslinien geben Informationen über Wasserstoffgas
In Sichtlinie vs. transversal dazu (immer wichtiger werdend)
Testobjekte für Elementhäufigkeit (Absorptionslinien bei hohem z)

Relativistische Optik

Scheinbare Überlichtgeschwindigkeit, wandernde Knoten bei Radiogalaxien

Literatur

Bradley M. Peterson: An Introduction to Active Galactic Nuclei. Cambridge University Press, 1997, ISBN 0-521-47911-8.
Bill Keel's page

Einzelnachweise

↑ Fath, E. A. 1909, Lick Obs. Bull., 5, 71, http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1909LicOB...5...71F; C. Seyfert, ttp://nedwww.ipac.caltech.edu./cgi-bin/nph-ex_refcode?refcode=1943ApJ....97...28S vgl. Abschnitt 2 in Shields 1999.
↑ Israel, Werner (1987), "Dark stars: the evolution of an idea", in Hawking, Stephen W.; Israel, Werner, 300 Years of Gravitation, Cambridge University Press, pp. 199–276, ISBN 0-521-37976-8
↑ Die hier verwendete Klassifikation ist die aus Kapitel 2 in Peterson 1997.

[1] Fath, E. A. 1909, Lick Obs. Bull., 5, 71, http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1909LicOB...5...71F; C. Seyfert, ttp://nedwww.ipac.caltech.edu./cgi-bin/nph-ex_refcode?refcode=1943ApJ....97...28S vgl. Abschnitt 2 in Shields 1999.

[2] Israel, Werner (1987), "Dark stars: the evolution of an idea", in Hawking, Stephen W.; Israel, Werner, 300 Years of Gravitation, Cambridge University Press, pp. 199–276, ISBN 0-521-37976-8

[3] Die hier verwendete Klassifikation ist die aus Kapitel 2 in Peterson 1997.

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