AGNIII – активные ядра в близких изолированных поздних спиральных галактиках с псевдобалджами и M BH 107 L чаще связаны с галактиками ранних типов (E / - презентация

1 AGNIII – активные ядра в близких изолированных поздних спиральных галактиках с псевдобалджами и M BH

2 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 10 8 лет) эволюционируют медленно, ~(1+z) [ ] I

3

4

5 Schaerer D., Pello R., astro-ph/ , 8 jan 2007

6 Bouwens R. J.,Illingworth G. D., et. al., astro-ph/ v5, 23Jan2011

7 II. Эволюция хозяйских галактик.

8 1) Светимости хозяйских галактик и их AGN связаны между собой. Assef R.J., Kochanek C.S., Ashby M.L.N., et.al.,astro-ph/ v3, 11 Jan 2011

9

10 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 (< 10 7 L ) - c галактиками типа Sc/Scd и со старой звёздной популяцией. (Kim K.McLeod, astro-ph/ v1 ;Kauffmann G.,Heckman T. M., 2003MNRAS,346,1055K)

11 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 (z = 0.056) представляет из себя пару взаимодействующих галактик ( ) и относится к типу SyII.

12 Piconcelli E., Vignali C., ApJ Letters, 722:L147–L151, 2010 October 20

13 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.

14 T. A. Boroson, ApJ.565:78-85,2002

15 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.[ ] Из сравнения типов галактик на разных z [ ] следует:

16 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. [ ] Более массивные(больше 1011M ) голубые E/SO за t

17 Менее массивные становятся похожими на поздние SG в процессе minor merger. [ ] Core-EG (r e >10kpc) – массивные, сильные в радио и в рентгене(за счёт короны). Disky-EG (r e

18 [ ] 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 [ ] была предложена схемадвухфазного формирования галактик.

19 Фаза in situ: ранняя(z>3) и быстрая, в результате которой в процессе монолитного диссипативного коллапса идёт формирование центральной области r

20 Что следует из вышеизложенного об эволюции разных типов галактик в связи с вопросом И.С. Шкловского? 1) Так как QSOs – это очень активная и кратко- временная стадия в эволюции ядер массивных (M>10 11 M ) галактик, а последние успевают сформироваться и перейти на «пассивную»(без SF) эволюцию уже на z>1, то близкие квазары (z

21 2)Под внешними причинами понимаются или столкновения, или слияния галактик, которые способствуют формированию в массивных SG «классических» балджей (если взаимодействуют галактики с M 1 /M 2 >4 – major merger) свойства которых корре- лируют с массами центральных BH. При этом M BH /M BULGE ~10 -3 и растёт с ростом z. Если M 1 /M 2

22 III. Свойства NLSy1. 1)Линии ;сильные линии высокоионизованного железа. Слабая узкая [OIII] смещена с синюю сторону на km/s (есть сходство с BAL QSO). У NLSy1 металличность в NLR выше, чем у BLSy1. Вид зависимости M BH от ширины линии [OIII] для NLS и BLS одинаковый, хотя при равных ширинах [OIII] M BH выше у BLS.

23 Зависимость M BH – M BULDGE одинакова для NLS и BLS, на которой NLS лежат на её нижнем конце. Зависимость M BH от σ * для NLS имеет большой разброс из-за вклада излучения от звёздных комплексов. Поэтому строят зависимость M BH от Δ V [SII]. (Δ V [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.

24 Сравнение функции светимости NLSy1 и других типов объектов. (Ермаш А. А., 2012, АЖ, в печати)

25 Средние характеристики NLSy1 ~ -20 ~ 2 kpc (эффективный радиус балджа) M BH ~ M ρ| z=0.1 ~ Mpc -3 ~ ρ QSO | z=2 α XR >1.6 (круче, чем у BLSy1); а α OX, и α O-UV такие же. Наблюдается антикорреляция α O-UV – L/L edd, но между NLS и BLS существует сдвиг : при данном α O-UV NL имеет L/L edd в 4 раза выше, чем BL.

26 Все центральные радиоисточники NLSy1 компактные, с плоскими спектрами (меньше 10 kpc). Среди них есть и неразрешённые на VLBI с T B > K. Характерные особенности NLSy1 1) M BH < 10 7 M 2) Темп аккреции близок к эддингтоновскому 3) Хозяйские галактики небольшие по размерам и голубее, чем у BLS.

27

28 IV. AGN III Галактики с классическими балжами и M BH >10 7 M бывают AGNI и AGNII. Наблюдаются как «истинные» так и «ложные» AGNII. В работе [ ] вводится понятие «аномальных квазаров», у которых узкие компоненты Hbeta коррелирует с широким компонентом Hbeta.

29

30 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

31 MW – редкий тип спиральных галактик (ок. 1%) Он обладает псевдобалджем, небольшой ЧД (M BH =4*10 6 M ), активным ядром, излучающим в радио и рентгене (SgrA). MW в последние 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.

32 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)

33 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.

34

35 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.