– активные ядра в AGNIII близких изолированных поздних спиральных галактиках

AGNIII – активные ядра в
близких изолированных
поздних спиральных галактиках
с псевдобалджами и
MBH<107M⊙
Б.В. Комберг, А.А. Ермаш
I
30 лет назад И.С. Шкловский поставил
вопрос о природе близких QSO: рекуррентное
усиление активности в старой HG или
появление активности в молодой?
Для ярких QSO время жизни < 107 лет, и
они быстро эволюционируют ~ (1+z)10+-1 , в то
время как слабые QSO (>108 лет)
эволюционируют медленно, ~(1+z)2.3+-0.7 .
[1005.2410]
Schaerer D., Pello R., astro-ph/0701195 , 8 jan 2007
Bouwens R. J.,Illingworth G. D., et. al., astro-ph/0912.4263v5 , 23Jan2011
II. Эволюция хозяйских галактик.
• 1) Светимости хозяйских галактик и их AGN
связаны между собой.
Assef R.J., Kochanek C.S., Ashby M.L.N., et.al.,astro-ph/1001.4529v3, 11 Jan 2011
• 2) Более яркие RQQ и AGNII (c узкими
EL ) и светимостью в [OIII] > 107 L☉
чаще связаны с галактиками ранних
типов (E / S0) с молодыми звёздами в
балдже (в отличие от таких же галактик
без AGN) : 40% E/S0, 30% Sg и 30%
взаимодействующие.
• 3) Менее яркие (< 107 L☉) - c
галактиками типа Sc/Scd и со старой
звёздной популяцией.
(Kim K.McLeod, astro-ph/9701185v1 ;Kauffmann
G.,Heckman T. M., 2003MNRAS,346,1055K)
• 4) В независимости от предлагаемых
эволюционных схем должны существовать
объекты, являющиеся предшественниками
QSO. В литературе упоминается, в частности,
один их таких объектов (E. Piconcelli, C.
Vignali, ApJ, 722:L147–L151, 2010). Этот
объект
• IRAS 20210+1121 (z = 0.056) представляет
из себя пару взаимодействующих галактик
• (l  11kpc) и относится к типу SyII.
Piconcelli E. , Vignali C., ApJ Letters, 722:L147–L151, 2010 October 20
• Можно указать и на другие объекты, которые
могут являться предшественниками
квазаров. Такие объекты на плоскости ,
являющейся аналогом диаграммы H-R для
галактик с AGN (Marziani P. ,Sulentic J. W.
ApJ,558,553,2001) занимают определённую
область, где располагаются BAL-QSO и
NLSy1.
T. A. Boroson, ApJ.565:78-85,2002
Трудности моделей
иерархического скучивания.
•
•
•
•
Обнаружение далёких квазаров и галактик
(z>7!).
Быстрое увеличение размеров галактик
R~M2(а не R~M).
Рост отношения
MBH/Mbulge~(1+z)0.7.[0912.2011]
Из сравнения типов галактик на разных z
[0906.2805] следует:
Downsizing.
• Это понятие было введено (Cowie,1996) для
обозначения наблюдаемого факта, что
галактики со вспышками звёздообразования
на высоких z оказались более массивными,
чем на низких.
• [1002.3076] Более массивные(больше
1011M⊙) голубые E/SO за t<3*109лет
превращаются в галактики red sequence,
похожие на остатки от major merger.
• Менее массивные становятся похожими на
поздние SG в процессе minor merger.
• [1006.0128]
• Core-EG (re>10kpc) – массивные, сильные в
радио и в рентгене(за счёт короны).
• Disky-EG (re<10kpc) – менее массивные и
слабые в радио и в рентгене.
• Доля disky-EG уменьшается при увеличении
светимости.
• [0807.4574] Считается, что core EG
формируются в процессе dry major mergers,
а disky EG – за счёт wet minor mergers.
• [1201.3826] У массивных галактик переход
на стадию пассивной эволюции переходит
уже на z~1-1.5, а у менее массивных стадия
SF может длиться до z=0. При этом доля
газа в галактиках уменьшается с
уменьшением z, и есть корреляция между
SFR и поверхностными плотностями газа в
галактике.
• Для устранения наблюдаемых противоречий
со стандартной иерархической схемой в
работе [1010.1381] была предложена схема
“двухфазного” формирования галактик.
•
•
Фаза in situ: ранняя(z>3) и быстрая, в
результате которой в процессе
монолитного диссипативного коллапса идёт
формирование центральной области
r<3kpc. Относительно молодые звёзды в
этой фазе формируются в “cold gas flow”.
Фаза ex situ: более поздняя, z<3 и
длительная, в результате которой
формируется периферия галактики в
процессе аккреции маломассивных
звёздных комплексов(dry minor merger).
Роль фазы ex situ возрастает по мере увеличения массы галактики и уменьшения z.
Что следует из вышеизложенного об
эволюции разных типов галактик в
связи с вопросом И.С. Шкловского?
1) Так как QSOs – это очень активная и кратковременная стадия в эволюции ядер массивных
(M>1011M⊙) галактик, а последние успевают
сформироваться и перейти на «пассивную»(без
SF) эволюцию уже на z>1, то близкие квазары
(z<0.5) не могут быть связаны с «молодыми»
галактиками. Отсюда следует, что их появление
носит рекуррентный характер, обусловленный
резким изменением темпа аккреции на ядро за
счёт внешних или внутренних причин.
2)Под внешними причинами понимаются или
столкновения, или слияния галактик,
которые способствуют формированию в
массивных SG «классических» балджей
(если взаимодействуют галактики с M1/M2>4
– major merger) свойства которых коррелируют с массами центральных BH. При
этом MBH/MBULGE~10-3 и растёт с ростом z.
Если M1/M2<4 (minor merger), то
формируются «псевдобалджи» с
MBH/MBULGE~10-4 и с меньшей активностью
ядер. Такие галактики и сами менее
массивные, и поэтому могут продолжать
звёздообразование вплоть до нашей эпохи.
III. Свойства NLSy1 .
1) Линии FWHM(H)  2000kms 1 ;сильные
линии высокоионизованного железа.
Слабая узкая [OIII] смещена с синюю
сторону на 500-800 km/s (есть сходство
с BAL QSO). У NLSy1 металличность в
NLR выше, чем у BLSy1. Вид
зависимости MBH от ширины линии [OIII]
для NLS и BLS одинаковый, хотя при
равных ширинах [OIII] MBH выше у BLS.
• Зависимость MBH – MBULDGE одинакова для
NLS и BLS, на которой NLS лежат на её
нижнем конце.
• Зависимость MBH от σ* для NLS имеет
большой разброс из-за вклада излучения от
звёздных комплексов. Поэтому строят
зависимость MBH от ΔV [SII]. (ΔV [OIII]
завышена из-за радиальных скоростей).
• Поляризационные свойства NLS и BLS в
оптике схожи, что противоречит
предположению об определяющей роли
ориентации в узости линий NLS.
Сравнение функции светимости NLSy1 и других типов объектов.
(Ермаш А. А., 2012, АЖ, в печати)
Средние характеристики NLSy1
•
•
•
•
•
<MR> ~ -20
<Re> ~ 2 kpc (эффективный радиус балджа)
MBH ~ 106-8 M☉
ρ|z=0.1~ 10-6 Mpc-3 ~ ρQSO|z=2
αXR>1.6 (круче , чем у BLSy1); а αOX, и αO-UV
такие же.
• Наблюдается антикорреляция αO-UV – L/Ledd,
но между NLS и BLS существует сдвиг : при
данном αO-UV NL имеет L/Ledd в 4 раза выше,
чем BL.
• Все центральные радиоисточники
NLSy1 компактные, с плоскими
спектрами (меньше 10 kpc). Среди них
есть и неразрешённые на VLBI с TB >
1011 K .
• Характерные особенности NLSy1
• 1) MBH < 107 M☉
• 2) Темп аккреции близок к
эддингтоновскому
• 3) Хозяйские галактики небольшие по
размерам и голубее, чем у BLS.
IV. AGN III
Галактики с классическими балжами и
MBH>107M⊙ бывают AGNI и AGNII.
Наблюдаются как «истинные» так и
«ложные» AGNII. В работе [1109.0537]
вводится понятие «аномальных квазаров», у
которых узкие компоненты Hbeta
коррелирует с широким компонентом Hbeta.
AGN III, по-видимому, представляют из себя
активные ядра в поздно формирующихся
дисковых галактиках. Аккреция на ядро
связана в них с неустойчивостью в
псевдобалджах. При этом отличия
классических от псевдобалджей
обусловлены не только массой балджа, но и
различием в их удельных моментах. При
этом быстрое вращение псевдобалджей
может обеспечить и быстрое вращение
маломассивных чёрных дыр. Поэтому не
исключено, что и процессы излучения
маломассивных и массивных ЧД будут
отличаться
MW – редкий тип спиральных галактик (ок. 1%)
Он обладает псевдобалджем, небольшой ЧД
(MBH=4*106M⊙), активным ядром,
излучающим в радио и рентгене (SgrA).
MW в последние 1010 лет не претерпевала
«wet major merger», а только редкие «minor
merger». Эволюция ядра MW происходила в
основном за счёт аккреции холодного газа из
диска.
Данные особенности позволяют отнести MW к
AGNIII.
V. Что может дать введение типа
AGNIII?
1) Из сравнения функций светимости
NLSyI и BLSyI можно сделать вывод о
том, могут ли эти объекты быть
эволюционной стадией. Если их
функции светимости переходят друг в
друга, то это возможно (как, например,
переход функции светимости RL QSO в
функцию светимости RG или RQ QSO –
в BL Sy1)
2) Исследования центральных областей HG
AGNIII позволят выяснить особенности
питания их BH за счёт неустойчивостей в
дисках через псевдобалджи и/или
центральные бары.
3) Сравнение особенностей излучения
объектов AGNIII и AGNI/II позволит сделать
вывод о разных механизмах, связанных в
первом случае с энергией вращения
маломассивных BH и аккреционном
механизме энерговыделения во втором.
4) Ядра AGNIII не показывать двойственность,
т.к. их хозяйские галактики не претерпевают
major merger.
5) AGNIII не должны наблюдаться при z>1.5,
где часты слияния.