Extreme Environments: From supermassive black holes to supernovae

Extreme Bedingungen im Universum: Von supermassiven schwarzen Löchern und Supernovae

Please always quote using this URN: urn:nbn:de:bvb:29-opus4-72033
  • In this work I study X-ray observations as a tool of distinguishing between models of supernovae type Ia and relativistic jets - collimated outflows of matter from active galactic nuclei (AGN). Supernovae type Ia are thermonuclear runaways that are expected to originate from either a merger of two white dwarfs or from an accreting white dwarf in a binary system with a massive star. The first models challenges supernovae type Ia as standard candles for distance measurements. In an accreting system, the white dwarf is expected to undergo the thermonuclear runaway when reaching the Chandrasekhar mass. In a merger of two white dwarves the final mass would differ from supernova to supernova,In this work I study X-ray observations as a tool of distinguishing between models of supernovae type Ia and relativistic jets - collimated outflows of matter from active galactic nuclei (AGN). Supernovae type Ia are thermonuclear runaways that are expected to originate from either a merger of two white dwarfs or from an accreting white dwarf in a binary system with a massive star. The first models challenges supernovae type Ia as standard candles for distance measurements. In an accreting system, the white dwarf is expected to undergo the thermonuclear runaway when reaching the Chandrasekhar mass. In a merger of two white dwarves the final mass would differ from supernova to supernova, leading to varying luminosities and subsequent errors in the distance calculations. The accretion model predicts a higher amount of 55Co, which synthesizes 3.5 times more radioactive 55Fe. The resulting line doublet is emitted at 5.888 keV and 5.899 keV. I study current and future X-ray missions as a tool for distinguishing between both models by measuring the line flux. My simulations show that with the current satellite Chandra, the models can be distinguished up to a distance of 2 Mpc, within the local group. The proposed Athena mission holds promise for a detection of the 5.9 keV line for the accretion model of distances up to 5 Mpc. The recent supernova SN2014J in January 2014 was the closest supernova in four decades with a distance of ~3.5 Mpc. At the highest expected 55Fe line flux it could not be observed by either XMM-Newton or Chandra. In the remaining work I study jets from active galactic nuclei (AGN) using broadband observations from the radio band to high-energy gamma-rays. Jets are powerful, persistent, and luminous phenomena and are not fully understood, especially their jet launching, confinement and particle acceleration. Blazars are a subclass of AGN, with the jet pointed at a small angle to the line of sight, which allows to directly study the emission mechanisms in jets. They are very variable sources, requiring monitoring and quasi-simultaneous spectral data. The TANAMI program is a multiwavelength project studying southern jets and monitoring a sample of ~100 sources with high cadence with VLBI methods. In addition, Fermi/LAT is continuously monitoring the sky. I apply a Bayesian Blocks algorithm to the LAT data in order to find the time ranges where the source flux is statistically consistent with being constant. From these time ranges I choose the time ranges with sufficient multiwavelength data for constructing broadband SEDs. I use VLBI data from the TANAMI program in combination with quasi-simultaneous data at optical/UV, X-ray and gamma-ray energies from Swift/UVOT, SMART, Swift/XRT, and Fermi/LAT to construct broadband spectral energy distributions (SEDs) for the 22 Fermi/LAT brightest TANAMI blazars, resulting in 81 SEDs. Blazar SEDs typically show two non-thermal humps, and FSRQs often have an additional thermal excess in the optical/UV. I fit the data with an empirical log parabolic model. The blazar sequence states that peaks of sources with high luminosities are found at lower frequencies. While this blazar sequence has been challenged and modified, my results generally agree with it. I am able to separate the 81 SEDs into states of low, intermediate, and high fluxes, based on their LAT flux in respect to the average LAT flux. The blazar sequence for SEDs in the low and in the intermediate state agree well with the sequence. In the high state a large scatter is present, and the sequence is not visible. It suggests that during an outburst a change in the jet occurs, which is not present in the intermediate state. No high-peaked sources are found in a high state. This is possibly due to a lack of flux information in the optical, X-ray or VHE regime, but it is interesting to note that these sources do not show large outbursts in the Fermi/LAT. The observed pattern in the high state is consistent with the 'harder-when-brighter' trend often found in the X-ray spectra of flaring blazars. I further find that the Compton dominance (which is redshift independent) agrees well with the blazar sequence. I find that the Fermi's blazar divide, which seems to indicate a lack of sources peaking between ~10^14 Hz and ~10^16 Hz is likely due to absorption/extinction in this energy band, and is not source-intrinsic. I study the thermal excess found in the optical/UV spectra of blazars, often called the "Big Blue Bump"(BBB). The temperature of the BBB in BL Lac objects is usually ~6000 K, which suggest that the BBB is emission from the host galaxy, which is not completely outshone by the non-thermal continuum. In quasars the temperatures of the BBB lie between 10000 K and 40000 K, much lower than the expected 76000 K for an accretion disk temperature of a supermassive black hole with a mass of ~10^9 solar masses. It is possible that this is due to reprocessing of the emission by clouds near the broad line region. It is interesting to note however, that the BBB of the 22 sources can be better described by a single temperature black body than a multi-temperature black body. For an accretion disk we would expect a very large range in temperatures, possibly further broadened by gravity and the velocity of disk. Another possible explanation is free-free emission in a hot corona surrounding the black hole, though a more detailed investigation is necessary to draw firm conclusions about the BBB in blazars. I have studied the fundamental plane of black holes as a tool for estimating the black hole mass. The fundamental plane of black holes finds one plane in a black hole mass, X-ray luminosity, and radio luminosity three-dimensional space. Separate works in the literature find various parameters for this plane, depending on the source population used for determining the parameters. I have tested most of the recent works and used the X-ray and radio luminosity from the SEDs to estimate the black hole mass. This estimate has been compared to measured black hole masses. I find that the parameters by Bonchi (2013) match the observed values closely, although I find two sources, which are consistently lower by a few orders of magnitude than their measured values. It is possible that these measurements are affected by boosting effects, although that would imply much lower black hole masses for some sources than expected, possibly falling into the range of intermediate mass black holes. While detailed physical modeling of SEDs is often not able to distinguish between hadronic and leptonic models for blazars jets, current and future neutrino observatories offer the exciting possibility of an association of neutrinos with a blazar. This would provide unambiguous evidence of hadronic processes in AGN and their contribution to the cosmic ray spectrum. The IceCube detector at the South Pole has recently seen high-energy neutrino events above 1 PeV. Due to the steeply falling atmospheric background spectrum, these are most likely of extraterrestrial origin. Due to the isotropic distribution of all neutrinos, they are likely extragalactic. From the integrated flux of the high-energy hump (which is possibly of hadronic origin), I calculate the maximum possible neutrino flux. I used the six TANAMI sources in positional agreement with the first two PeV events and calculated the maximum-possible event number detectable by IceCube to be 1.9+/-0.4. This is not directly indicative of a physical association, but shows that blazars as a class are energetically capable of producing the observed neutrinos. For the third PeV neutrino, which was detected with a reconstructed energy of ~2 PeV, we found that one individual blazar in the error circle dominated the expected neutrino output. This blazar was undergoing a huge outburst at the time of arrival of the neutrino event. For a higher electromagnetic flux we expect to detect more neutrinos. This is indicative of a physical association, but a 5% possibility of a chance coincidence remains.show moreshow less
  • 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 entweder 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 dieIn 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 entweder 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 Chandrasekhar 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 unterschiedlichen 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 Entstehungsmechanismus 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 Multiwellenlängendaten 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 Hemisphäre 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 Breitbandspektrum (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 gamma-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 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 kontinuierlichen 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 10^14 und 10^16 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 Kontinuum 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 ~10^9 Sonnenmassen. 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 Radioleuchtkraft. 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 (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 bedeuten das die Schwarzlochmassen für einige Quellen deutlich geringer sind als bisher angenommen, oder sogar in den Bereich der Schwarzen Löcher mit mittlere Masse fallen. Des weiteren habe ich mich mit den IceCube Ergebnissen beschäftigt. Detaillierte physikalische Modelle sind meist nicht in der Lage zwischen hadronischen und leptonische Prozessen zu unterscheiden. Existierende und geplante Neutrinoexperimente erlauben eine mögliche Assoziation von Neutrinos mit Blazaren. Dies wäre ein eindeutiger Beweis für hadronische Prozesse in AGN und ihre Beteiligung an der kosmischen Strahlung. Der IceCube Detektor am Südpol hat in den letzten Jahren Hochenergieneutrinos über 1 PeV detektiert. Da der atmosphärische Hintergrund mit steigender Energie stark fällt, sind diese höchstwahrscheinlich extraterrestrisch. Wegen der isotropen Verteilung aller IceCube Neutrinos, ist ein extragalaktischer Ursprung wahrscheinlich. Aus dem integrierten Fluss des zweiten "Höckers", bei höheren Energien, (der hadronischen Ursprungs sein könnte), berechne ich den maximalen Neutrinofluss. Ich verwende die TANAMI Quellen deren Position konsistent ist mit den ersten zwei detektieren PeV events. Die maximale Anzahl an Neutrinos die von den TANAMI Quellen produziert und in IceCube detektiert hätte werden können ist 1.9 +/- 0.4. Dies ist noch kein Hinweise auf eine Assoziation mit Blazaren, aber zeigt das die Klasse der Blazare energetisch in der Lage ist die beobachteten Neutrinos zu produzieren. Das dritte Neutrino, welches wahrscheinlich extraterrestrisch ist, wurde mit 2 PeV detektiert und war zeitgleich mit einem Blazar der einen starken Ausbruch zeigte. Bei einem höheren elektromagnetischen Fluss bei hohen Energien (im Röntgen und Gammabereich) erwarten wir auch einen höheren Neutrinofluss. Dies deutet eine Verbindung zwischen dem Neutrino und der Quelle an, aber eine 5% Wahrscheinlichkeit für eine Zufallsassoziation bleibt bestehen.show moreshow less

Download full text files

Export metadata

Additional Services

Share in Twitter Search Google Scholar Statistics
Metadaten
Author:Felicia Krauss
URN:urn:nbn:de:bvb:29-opus4-72033
Referee:Jörn Wilms, Matthias Kadler
Document Type:Doctoral Thesis
Language:English
Year of Completion:2016
Embargo Date:2016/06/20
Publishing Institution:Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg (FAU)
Granting Institution:Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg (FAU), Naturwissenschaftliche Fakultät
Date of final exam:2016/06/15
Release Date:2016/06/27
SWD-Keyword:Astronomie
Pagenumber:143
Institutes:Naturwissenschaftliche Fakultät
Dewey Decimal Classification:5 Naturwissenschaften und Mathematik / 52 Astronomie / 520 Astronomie und zugeordnete Wissenschaften
5 Naturwissenschaften und Mathematik / 53 Physik / 530 Physik
PACS-Classification:90.00.00 GEOPHYSICS, ASTRONOMY, AND ASTROPHYSICS (for more detailed headings, see the Geophysics Appendix)
open_access (DINI-Set):open_access
Licence (German):Creative Commons - CC BY-NC-ND - Namensnennung - Nicht kommerziell - Keine Bearbeitungen 3.0