Astronomie

Art und Mechanismus der kurzfristigen Variabilität der Radiostärke von Sgr A*?

Art und Mechanismus der kurzfristigen Variabilität der Radiostärke von Sgr A*?

Der Phys.org-Artikel Kosmisches Filament untersucht das riesige Schwarze Loch unserer Galaxie Verbindungen zu einem nichtthermischen Radiofilament, das mit dem galaktischen Schwarzen Loch verbunden ist? in dem (unter anderem) die Bedeutung des Erreichens eines hohen Dynamikbereichs diskutiert wird, um diese Filamente in der Nähe der mit Sgr A* verbundenen starken Emission zu untersuchen. Er erwähnt die Fluktuation der Radiointensität von Sgr A* auf Zeitskalen von nur fünf Minuten (sowie auf instrumentelle zeitvariierende Effekte, die ebenfalls Aufmerksamkeit und Kalibrierung erfordern).

Das Papier bezieht sich auf Zhao et al. 2016, was wiederum auf Zhao et al. 1999. Kann ich aber auch noch nicht aufspüren die Natur der kurzfristigen Variationen der Radiohelligkeit von Sgr A* nor der Mechanismus.

Was ist die Natur dieser Variation (Amplitude, Leistungsspektrum, irgendeine Periodizität?) und was sind die vorgeschlagenen Mechanismen?


Art der Variation der Signalstärke

Aus dem Papier Beispiellose Variabilität von Sgr A* in NIR im Kommentar von Bit Chaser erwähnt, Do et al. zeichnen eine enorme Variabilität in der Stärke der Emissionen von SGR A* im NIR-Band (nahes Infrarot) auf, das typischerweise bei etwa 215 THz bis 400 THz beschrieben wird. Hier ist eine Zahl aus ihrem Papier:

Hier sehen wir eine enorme Variabilität in der Größenordnung von mehreren zehn Minuten. Im Funkspektrum von Zeitliche Variationen der Flussdichte von Sgr A* bei 230 GHz, detektiert mit ALMA geschrieben von Iwata et al., sehen wir viel weniger dramatische Variabilität, ohne klare Periodizität, mit Ereignissen in der Größenordnung von zehn Minuten. Hier ist eine ähnliche Zahl aus ihrem Papier:

Iwataet al. führen auch eine Fourier-Analyse ihrer Signalflussvariabilität durch, die einige "nicht so offensichtliche" Periodizitäten in der Größenordnung von einer Minute oder so aufdeckt.

Brinkerinket al. Beachten Sie, dass es auch auf längeren Zeitskalen periodische Variabilitäten gibt:

Die Emission von Sgr A* zwischen Frequenzen von 20 GHz und 230 GHz zeigt eine Flussdichtevariabilität von einigen zehn Prozent auf stundenlangen Zeitskalen, bis zu 100% auf monatelangen Zeitskalen sowie gelegentliches Flaring-Verhalten (Dexter et al ., 2013). Im Radio hat Sgr A* ein invertiertes Spektrum (d. h. steigende Flussdichte mit zunehmender Frequenz), das seinen Höhepunkt bei der "Submm-Höcker" bei etwa 350 GHz erreicht, jenseits dessen das Spektrum im Infrarotbereich steil abfällt.

Vorgeschlagene Mechanismen für die Variation der Signalstärke

Es gibt mehrere vorgeschlagene Mechanismen für die Signalstärkevariationen. Brinkerinket al. und Yusef-Zadah et al. schlagen einen relativistischen kolliminierten Ausfluss aus SGR A* vor, der mit Gas und Staub in der Nähe interagiert. Yusef-Zadah et al. habe diese schöne Karte aus ihrer Zeitung: ALMA- und VLA-Emissionsbeobachtungen aus der Umgebung von Sgr A*:

Die Autoren argumentieren auch, dass

Millimeteremission wird durch Synchrotronemission von relativistischen Elektronen in Gleichverteilung mit einem magnetic1,5 mG Magnetfeld erzeugt. Der Ursprung dieser ist unklar, aber ihre Koexistenz mit heißem Gas unterstützt Szenarien, in denen das Gas durch die Wechselwirkung von Winden entweder von den sich schnell bewegenden S-Sternen, der Photoverdampfung von massearmen YSO-Scheiben oder durch eine strahlgetriebene Abfluss aus Sgr A*.

Brinkerinket al. und Iwata et al. sprechen auch über die Synchrotronstrahlung, die entsteht, wenn geladene Teilchen einer Beschleunigung senkrecht zu ihrer Geschwindigkeit ausgesetzt sind. Wir würden dies für jeden "windigen" Stern mit einem engen Periapsispfad zum Schwarzen Loch erwarten, der durch das massive Magnetfeld geht, das mit SGR A* verbunden ist. Ein in der Literatur zitiertes Beispiel dafür ist der S0-2-Stern, der eine Umlaufzeit von 16 Jahren und die schnellste bekannte ballistische Umlaufbahn hat, die Geschwindigkeiten von 1/60 der Lichtgeschwindigkeit überschreitet.


Nahinfrarot-Flares von sich ansammelnden Gasen um das supermassive Schwarze Loch im Galaktischen Zentrum

Jüngste Messungen der Sternbahnen 1,2,3 liefern überzeugende Beweise dafür, dass die kompakte Radioquelle Sagittarius A* (Ref. 4, 5) im Galaktischen Zentrum ein Schwarzes Loch mit 3,6 Millionen Sonnenmasse ist. Sgr A* ist jedoch in allen Wellenbändern außer der Radioregion 6,7 bemerkenswert schwach, was die aktuellen Theorien der Materieakkretion und Strahlung um Schwarze Löcher 8 in Frage stellt. Die Rotationsgeschwindigkeit des Schwarzen Lochs ist nicht bekannt, und daher ist auch die Struktur der Raumzeit um es herum nicht bekannt. Hier berichten wir über hochauflösende Infrarotbeobachtungen von Sgr A*, die „ruhende“ Emission und mehrere Flares zeigen. Die Infrarotemission entsteht innerhalb weniger Millibogensekunden vom Schwarzen Loch und verfolgt sehr energiereiche Elektronen oder mäßig heißes Gas innerhalb der innersten Akkretionsregion. Zwei Flares weisen eine quasiperiodische Variabilität von 17 Minuten auf. Wenn die Periodizität aus einer relativistischen Modulation des umlaufenden Gases resultiert, muss die Emission von knapp außerhalb des Ereignishorizonts kommen und das Schwarze Loch muss sich mit etwa der Hälfte der maximal möglichen Geschwindigkeit drehen.


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3 Diskussion

3.1 Staubpolarisation

Diese Beobachtungen bestätigen die Existenz einer hohen fraktionalen linearen Polarisation in oder in der Nähe von Sgr A* bei 230 GHz. Sie können verwendet werden, um die Möglichkeit einer Staubkontamination des polarisierten Signals auszuschließen. A00 schätzte, dass ihr zentraler 22 ′ Strahl 3,55 Jy (unpolarisierte) freie Emission und 0,75 Jy Staubemission bei 220 GHz enthielt, was 2,2 ± 0,5 Jy für Sgr A* übrig ließ. A00 gehen davon aus, dass die Staubemission aufgrund der größerskaligen Eigenschaften der Staubpolarisation bei einem Positionswinkel von 100 Grad zu 3% polarisiert ist. Wenn wir annehmen, dass sich Staub und freie Emission gleichmäßig über diesen Strahl verteilen, dann erwarten wir für das BIMA-Ergebnis einen Faktor von 22 × 22 3,6 × 0,9 = 150 Abnahme dieser Flussdichten. Somit konnte selbst eine 100%ige polarisierte Staubemission nur ∼ 5 mJy der beobachteten 89 mJy an polarisierter Flussdichte erzeugen.

Könnte der Staub signifikant verklumpt sein, um die beobachtete Polarisation zu erzeugen? Wenn die gesamte Staubemission in unserem zentralen Pixel konzentriert wäre, dann beträgt der minimale Staubpolarisationsanteil ∼ 12 % . Dies verbleiben jedoch nur 0,5 Jy Flussdichte für Sgr A* selbst, was angesichts des bekannten Spektrums und der Geschichte von Millimeter-Flussdichtebeobachtungen sehr niedrig ist. Die beobachtete minimale Flussdichte für Sgr A* bei 1,3 mm beträgt > 1 Jy (Zhao et al., 2002). Die Einführung eines Dekorrelationsfaktors ξ ≤ 1 ergibt eine Flussdichte von 0.5 ξ − 1 Jy für Sgr A* und einen Staubpolarisationsanteil von 12 ξ − 1 % . Unsere aus J1733-1304 abgeleitete Grenze für Verstärkungsfehler legt die Einschränkung ξ > 0,7 fest, was die Flussdichte für Sgr A* nicht wesentlich erhöht. Interferometrische Beobachtungen der Staubpolarisation weisen darauf hin, dass die Staubpolarisation selten 20 % überschreitet und nur bei dichten sternbildenden Molekülwolken (Rao et al., 1998, Lai et al., 2002) . Ein unwahrscheinlicher Zufall wäre notwendig, um eine so seltene, stark verklumpte und stark polarisierte Wolke am Standort von Sgr A* zu platzieren.

Daraus schließen wir, dass die Auswirkungen der Staubpolarisation auf unsere Messung vernachlässigbar sind und dass die Emission mit Sgr A* selbst verbunden ist.

3.2 Variationen mit Wellenlänge und Zeit

Während der von uns gemessene Polarisationsanteil mit dem von A00 übereinstimmt, stimmt der Positionswinkel von 139 ± 4 Grad nicht. A00 maß eine Gesamtpolarisation von 4,1% (266 mJy) im Positionswinkel 89 ± 3 Grad im zentralen Pixel bei 220 GHz. Ein Teil dieser polarisierten Emission ist Staub, von dem A00 annimmt, dass er bei 3% (25 mJy) in einem Positionswinkel von 100 Grad polarisiert ist. Wir können die tatsächlichen Staubparameter abschätzen, die erforderlich sind, damit unsere Messungen übereinstimmen. Da unsere gemessene Sgr A*-Polarisation im ( Q , U ) -Raum zum zentralen Pixel von A00 fast orthogonal ist, ist die erforderliche Staubpolarisation für die Übereinstimmung extrem: 300 mJy (oder 40% der geschätzten 750 mJy der Staubflussdichte) im Positionswinkel 80 Grad. Dieser hohe Polarisationsanteil stimmt nicht mit anderen gemessenen Polarisationsanteilen überein, wie oben diskutiert. Somit können wir das A00 220 GHz Ergebnis durch die Staubeigenschaften nicht ohne weiteres mit unserem in Einklang bringen.

Wir können das Rotationsmaß aus den Positionswinkeldaten als Funktion der Frequenz abschätzen (Abbildung Interferometrische Erkennung der linearen Polarisation von Sagittarius A* bei 230 GHz). Das Fehlen von Bandbreitendepolarisation in den BIMA-Ergebnissen setzt eine starke Obergrenze von ∼ 10 8 r a d m − 2 für den RM. Die LSB- und USB-Ergebnisse für BIMA sind nahezu identisch und setzen eine Obergrenze von 2 × 10 6 r a d m − 2 . Die beste Anpassung an diese Datenpunkte ist – 3 × 10 5 r a d m – 2, aber der Fehler ist > 10 6 r a d m – 2 . Obwohl wir alle BIMA- und JCMT-Positionswinkel mit RM ∼ − 3 × 10 6 radm − 2 und drei Phasenwicklungen zwischen 150 und 400 GHz in Einklang bringen können, würde ein so großer RM zu einer erheblichen Depolarisation in den breiten (40 GHz) JCMT-Bandpässen führen . Wir würden erwarten, einen viel höheren Polarisationsanteil in den BIMA-Ergebnissen zu finden, die viel schmalere Bandpässe haben. Tatsächlich können wir aufgrund der nahezu gleichen Polarisationsanteile in den BIMA- und JCMT-Ergebnissen wieder schließen, dass die Polarisation < 10 6 r a d m – 2 sein muss.

Wenn wir jedoch das Ergebnis A00 220 GHz ausschließen, stellen wir fest, dass alle verbleibenden Polarisationsdetektionen als Ergebnis eines einzelnen RM erklärt werden können, ohne zu einer wesentlichen Depolarisation zu führen. Wir messen R M = − 4,3 ± 0,1 × 10 5 r a d m − 2 und einen Null-Wellenlängen-Positionswinkel von 181 ± 2 Grad. Einschließlich des A00 220 GHz-Ergebnisses ergibt − 4,3 × 1,6 × 10 5 r a d m − 2 . Dieser Fehler könnte so ausgelegt werden, dass er die Auswirkungen des systematischen Messfehlers und der Variabilität einschließt. Wenn wir sowohl das 150- als auch das 220-GHz-A00-Ergebnis ausschließen, finden wir R M = − 4,4 ± 0,4 × 10 5 r a d m − 2 . Während der Ausschluss der niederfrequenten JCMT-Punkte in der RM-Anpassung ad hoc erscheint, beachten Sie, dass diese aufgrund der viel größeren Strahlgröße die am wenigsten zuverlässigen der JCMT-Ergebnisse sind. Dennoch muss diese RM-Messung als vorläufig betrachtet werden.

Wir können die Variabilität als Erklärung für die beobachteten Positionswinkelunterschiede nicht eliminieren. Die A00-Ergebnisse wurden in drei separaten Epochen über 5 Monate verteilt, fast drei Jahre früher als die BIMA-Ergebnisse. Wir erkennen jedoch keine zeitliche Änderung des Positionswinkels der linearen Polarisation in den BIMA-Daten (Abbildung Interferometric Detection of Linear Polarization from Sagittarius A* at 230 GHz ). Das reduzierte χ 2 beträgt 0,5 für die vier Epochen unter der Hypothese eines konstanten Positionswinkels. Außerdem lagen die A00-Messungen bei 375 und 400 GHz um 5 Monate auseinander, zeigen aber keine erkennbare Veränderung. Andererseits ist die fraktionelle lineare Polarisation in den BIMA-Daten leicht variabel. Die letzte Epoche C3 weicht signifikant vom Mittelwert ab. Das reduzierte χ 2 beträgt 2,0 für die vier Epochen unter der Hypothese einer konstanten Polarisation.

Wir fassen Nachweise und Obergrenzen für den linearen Polarisationsanteil in Abbildung zusammen. Interferometrischer Nachweis der linearen Polarisation von Sagittarius A* bei 230 GHz . Es gibt einen scharfen Übergang im Polarisationsanteil zwischen 100 und 200 GHz. Unsere bisherige BIMA-Messung, die zu einer Obergrenze bei 112 GHz führte, lässt sich nicht durch Bandbreitendepolarisation erklären. Bandbreitendepolarisation tritt bei 112 GHz in 800 MHz Bandbreite auf, wenn R M > 1,0 × 10 7 r a d m –2 ist.

Andererseits ist die Winkeldepolarisation, die erfordert, dass der RM den Positionswinkel um > 180 Grad über die Seite der Quelle ändert, marginal angemessen. Bei 112 GHz reicht ein RM von wenigen mal 10 5 r a d m − 2 gerade aus. Somit könnte ein vollständig turbulenter Akkretionsbereich mit einem äußeren Maßstab vergleichbar mit der Quellengröße (< 1 A U , siehe Diskussion unten) die Quelle depolarisieren. Gemessene RM-Schwankungen in den Regionen Galaktisches Zentrum und Cygnus haben jedoch ein Maximum von < 10 3 radm − 2 auf Gradskalen und sind < < 1 radm − 2, wenn sie auf Skalen unter 1 Bogensekunde extrapoliert werden (Lazio et al et al., 1997). Dennoch kann sich die Turbulenz in der Akkretionsumgebung wesentlich von der im interstellaren Medium unterscheiden.

Eine alternative Erklärung ist, dass Sgr A* aus einer unpolarisierten Quelle und einer polarisierten Quelle mit einem steil invertierten Spektrum besteht, das das Spektrum oberhalb von 230 GHz dominiert. Ein Zweikomponentenmodell ist sowohl für Zufluss- als auch Abflussmodelle natürlich, da sie das stark ansteigende Spektrum bei Millimeterwellenlängen berücksichtigen müssen (Serabyn et al., 1997, Falcke et al., 1998). Alle Modelle (siehe nächster Abschnitt), die dem Zentimeter- bis Submillimeter-Spektrum entsprechen, enthalten mindestens zwei verschiedene Populationen von strahlenden Teilchen. Wenn das Spektrum um ν 2,5 ansteigt, würde die Quelle zwischen 230 und 112 GHz um einen Faktor von 0,16 depolarisieren, was ausreichend ist, um das Fehlen einer Detektion bei 112 GHz zu erklären. Spektralindizes von < 1 und > 4 werden von den Ergebnissen ausgeschlossen.

3.3 Zirkulare Polarisation

Zirkulare Polarisation wird in keinem dieser Datensätze erkannt. Für den kumulativen Datensatz ist die zirkulare Polarisation geringer als das thermische Effektivrauschen von 1%. Nur in den B-Array-Daten gibt es einen Hinweis auf eine Detektion. Hier ist die zirkulare Polarisation das Doppelte des Rauschens.

3.4 Ursprung und Ausbreitung der linearen Polarisation

Der maximal beobachtete RM im Galaktischen Zentrum liegt in der Größenordnung von einigen 10 3 r a d m – 2 (Yusef-Zadeh et al., 1997) . Dies geschieht jedoch in einem nichtthermischen Filament, das ungefähr 0,5 Grad von Sgr A* entfernt ist, und untersucht möglicherweise nicht die dichtesten ionisierten Regionen in Richtung des Galaktischen Zentrums. Ein hyperstarker interstellarer Streuschirm verbreitert das Bild von Sgr A* bei allen Wellenlängen signifikant (Lo et al., 1998 Lazio & Cordes, 1998 Bower et al., 2001a). Die physikalischen Parameter dieses Streuschirms sind nicht vollständig eingeschränkt. Wir können jedoch eine Obergrenze für den RM des Bildschirms abschätzen. Der maximale RM beträgt ∼ 10 4 r a d m − 2 für Modelle der ionisierten Oberflächen von Molekülwolken (Yusef-Zadeh et al., 1994 Lazio & Cordes, 1998 Bower et al., 1999a). Der RM kann jedoch in einem anderen Bereich als dem Streubereich auftreten. Sgr A* ist in oder hinter Sgr A West eingebettet sowie ein dichter, ionisierter Halo, der sich über 5 erstreckt (Pedlar et al., 1989 Anantharamaiah et al., 1999). Dieser Halo hat eine Dichte von 10 2 − 10 3 cm − 3 und eine Skala von 10 pc. Für magnetische Feldstärken von einem MilliGauss beträgt der maximale RM ∼ 10 7 r a d m − 2 . In ähnlicher Weise hat Sgr A West eine Dichte von 10 2 c m − 3 , eine Skala von 1 pc und eine MilliGauss-Feldstärke, was ein maximales RM ∼ 10 5 r a d m − 2 ergibt. Während also der interstellare Streuschirm nicht signifikant zum gemessenen RM beiträgt, könnte Material, das näher an Sgr A* liegt, aber nicht direkt mit Akkretion und Ausfluss verbunden ist.

Millimeter-VLBI-Beobachtungen erfordern eine Größe für Sgr A* von 72 Gravitationsradien oder weniger bei 43 GHz und Größen, die bei höheren Frequenzen mit ν − 1 abnehmen (Bower & Backer, 1998 Lo et al., 1998 Krichbaum et al., 1998 Doeleman et al., 2001). Theoretische Temperaturprofile weisen darauf hin, dass die Emission aus einem Volumen innerhalb weniger Gravitationsradien von Sgr A* stammt (Melia & Falcke, 2001). Bei ADAF- oder CDAF-Modellen ist die 230-GHz-Quelle in einen quasi-sphärischen Akkretionsbereich eingebettet. Die Bildgebung durch Chandra bei Röntgenwellenlängen zeigt, dass Sgr A* in einem Maßstab ausgedehnt ist, der mit dem Radius dieses größeren Bereichs übereinstimmt, was auf eine Konzentration von heißem thermischem Plasma hindeutet (Baganoff et al., 2001b).

Die Emission muss sich ohne wesentliche Depolarisation durch den Akkretionsbereich ausbreiten. Mit dem gemessenen RM ∼ − 4 × 10 5 r a d m − 2 können wir die Akkretionsrate abschätzen. (Beachten Sie, dass die folgenden Schlussfolgerungen auch für die aus den BIMA-Daten ermittelte Obergrenze RM von 2 × 10 6 r a d m − 2 gelten). Die implizierten Akkretionsraten unterscheiden sich zwischen den Modellen aufgrund der unterschiedlichen Beziehungen zwischen Temperatur und Radius. Wir können die Bondi-Hoyle-Akkretionsrate unter Annahme einer Gleichverteilung und einer gleichförmigen Magnetfeldgleichung (5) von Bower et al. (1999a) . Um den gemessenen RM zu erhalten, muss die Akkretionsrate 10 − 7 M sun y − 1 betragen. Diese Akkretionsrate ist jedoch zu niedrig, um das beobachtete Spektrum um zwei Größenordnungen sowohl für das ADAF- als auch für das Bondi-Hoyle-Modell zu erzeugen. Eine Akkretionsrate von 10 − 5 M sun y − 1 für diese Modelle kann das Spektrum modellieren, erfordert aber einen RM ∼ 10 10 r a d m − 2 . Andererseits können CDAF-Modelle das Spektrum mit ˙ M ∼ 10 − 8 M sun y − 1 modellieren, was R M ∼ 10 6 r a d m − 2 ergibt (Quataert & Gruzinov, 2000) . Jet-Modelle erfordern eine Akkretionsrate von 10 − 8 M sun y − 1 , was einem niedrigen RM entspricht (Falcke & Markoff, 2000) . Meliaet al. (2000) sagen 10 − 11 M sun y − 1 voraus, was den RM deutlich unterschreitet. Dieses Modell erfordert, dass der RM außerhalb von Sgr A* stammt.

Zwei Effekte können die oben diskutierten Schlussfolgerungen entschärfen. Dies sind Magnetfeldumkehrungen und Abweichungen von der Gleichverteilung zwischen Teilchen- und Magnetfeldenergie. Wenn sich das Magnetfeld häufig umkehrt, ist das rms-Feld in der Region ein besserer Indikator für das charakteristische Feld für eine RM-Berechnung (Ruszkowski & Begelman, 2002). Ein Modell, das einen hohen RM für ein gleichförmiges Feld vorhersagt, kann einen um Größenordnungen niedrigeren RM erzeugen, wenn es viele Feldumkehrungen gibt. Die Anzahl der Feldumkehrungen, die erforderlich sind, um den Unterschied zwischen den ADAF- oder Bondi-Hoyle-Modellen und unserem gemessenen RM zu berücksichtigen, liegt jedoch in der Größenordnung von 10 8 , was extrem ist. Eine Reduzierung der magnetischen Feldstärke wesentlich unter die Gleichverteilungswerte verringert den RM um den gleichen Faktor. Diese Reduzierungen werden jedoch durch die notwendige Erhöhung der Partikeldichte ausgeglichen, um das gleiche Spektrum zu modellieren.

In Jet-Modellen entsteht die Emission in einem Bereich ähnlicher Größenordnung, der in beliebiger Entfernung vom Schwarzen Loch lokalisiert werden kann. Die Jet-Emission stammt wahrscheinlich von einer kompakten Schockkomponente in der Nähe der Basis des Jets (Yuan et al., 2002). Das komprimierte Magnetfeld steht senkrecht zur Achse des Jets, was bedeutet, dass der Jet von Nord nach Süd ausgerichtet ist. Eine zunehmende Magnetfeldordnung zur Basis des Jets kann den mit der Frequenz stark ansteigenden Polarisationsanteil erklären. Hochfrequente VLBI-Beobachtungen von Quasaren und BL Lac-Objekten zeigen, dass elektrische Vektorpositionswinkel typischerweise, aber nicht immer mit der Jet-Achse ausgerichtet sind (Lister, 2001). Der Neigungswinkel eines Jets in Sgr A* ist nicht gut eingeschränkt. Ein Winkel nahe der Sichtlinie ist jedoch möglich, da stark geneigte Quellen in kompakten Radioquellen oft die höchste lineare Polarisation erzeugen. Dies wirft die Möglichkeit auf, dass die Radio-/Millimeter-Emission relativistisch abgestrahlt wird, was auch das Fehlen eines sichtbaren Strahls oder ausgestoßener Komponenten trotz starker Variabilität erklären kann (z. B. Bower & Backer, 1998).

Das Strahlmodell erfordert keine Ausbreitung durch das Akkretionsmedium. Der hohe Wert für den RM deutet jedoch darauf hin, dass er einen Teil des Akkretions- oder Ausflussmediums passieren könnte (Beckert & Falcke, 2002) . In AGN-Kernen liegen die gemessenen maximalen RMs in der Größenordnung von 2000 r a d m – 2 (Taylor, 2000) . Dies argumentiert, dass wir eine Region in Sgr A* untersuchen, die sich von der in anderen AGNs unterscheidet.

Der von uns gemessene RM stimmt nicht mit einer unteren Grenze für den RM aus der Spektropolarimetrie bei 4,8 und 8,4 GHz überein (Bower et al., 1999a). Für RMs bis zu 10 7 r a d m − 2 wurde in diesem Experiment keine lineare Polarisation festgestellt. Eine unterschiedliche Quellenphysik kann das Fehlen der Polarisation bei den längeren Wellenlängen erklären. Dies ergibt sich, wenn die Quelle mit niedrigerer Frequenz beispielsweise aufgrund einer größeren internen Feldstörung intrinsisch depolarisiert ist. Alternativ kann die Depolarisation des Vordergrundstrahls über die viel größere Quelle niedrigerer Frequenzen das Fehlen einer linearen Polarisation erklären.

3.5 Vorhersagen für zukünftige Beobachtungen

Eine wichtige Erwartung der Emission von einem Jet ist die variable lineare Polarisation (Marscher & Gear, 1985). Eine variable Polarisation kann auch ein Maß für die Stabilität der Akkretion in einem Scheibenmodell sein. Liu & Melia (2002) haben beispielsweise vorgeschlagen, dass die Präzession der Scheibe auf einer Zeitskala von 100 Tagen eine Folge eines sehr niedrigen Wertes für den Spin des Schwarzen Lochs ist. Eine solche Präzession könnte zu einer Änderung des Positionswinkels der Polarisation führen, wenn die Plattenorientierung mit der Magnetfeldstruktur verknüpft ist. Wir haben noch keine überzeugenden Beweise für diese Positionswinkelvariation gesehen, außer vielleicht in der Diskrepanz zwischen A00 und unserem Ergebnis. Es wurde über eine signifikante Variabilität der Gesamtintensität bei Zentimeter-, Millimeter-, Submillimeter- und Röntgenwellenlängen auf Zeitskalen von Stunden bis Jahren berichtet (Wright & Backer, 1993 Young et al., 2001 Baganoff et al., 2001a Zhao et al., 2001 Bower et al., 2002a). Die Korrelation der Polarisationsvariabilität mit diesen Ereignissen könnte ein wichtiger Hinweis auf den Ursprung der Polarisation sein. Die stabile Polarisation, die wir über 60 Tage gemessen haben und die A00 über 5 Monate zwischen 375 und 400 GHz gemessen hat, deutet jedoch darauf hin, dass solche Verbindungen möglicherweise subtil sind oder eine intensive Überwachung erfordern. Wenn Polarisationsänderungen mit Röntgenstrahlungseruptionen verbunden sind, können sie eine Zeitskala von Stunden haben.

Die Detektion eines RM- und eines Potenzgesetz-Index für den Polarisationsanteil kann mit Beobachtungen bei anderen Wellenlängen getestet werden. BIMA-Beobachtungen können über den Frequenzraum breiter gestreut werden. Die 1,3-mm-Empfänger sind von 210 bis 270 GHz empfindlich. Mit richtig kalibrierten Viertelwellenlängenplatten könnte BIMA den erwarteten Unterschied im Positionswinkel von ∼ 20 Grad über diesen Bereich messen. BIMA kann auch Unterschiede im Potenzgesetzindex für den Polarisationsanteil über denselben Bereich messen. Interferometrische 150-GHz-Beobachtungen sollten einen wesentlich geringeren Polarisationsanteil aufweisen, aber einen deutlich anderen Polarisationswinkel als bei 230 GHz beobachtet. Bei Beobachtungen mit höherer Frequenz kann der Polarisationsanteil weiter ansteigen.

Die Variabilität im RM kann als Diagnose des An- oder Abflussmediums verwendet werden. Sgr A* zeigt Variabilität auf allen Zeitskalen von Stunden bis Jahren bei Radiowellenlängen (Zhao et al., 2001 Bower et al., 2002a). Diese Variabilität kann auf Veränderungen der Zu- oder Abflussraten oder Bedingungen hinweisen, die sich im RM widerspiegeln können. Die Zeitskalen der refraktiven Szintillation liegen in der Größenordnung von 1 Monat bei 230 GHz für eine Geschwindigkeit von 100 km s − 1 .

Der Nachweis der linearen Polarisation eröffnet die Möglichkeit der polarimetrischen VLBI. Bei 230 GHz oder höheren Frequenzen aufgenommene Bilder werden nur schwach durch Streuung beeinflusst und können die Auswirkungen der allgemeinen Relativitätstheorie zeigen (Falcke et al., 2000 Broderick & Blandford, 2000 Bromley et al., 2001). Dies ist möglicherweise die beste verfügbare Sonde für die nahe Umgebung eines Schwarzen Lochs.


Computersimulationen nichtthermischer Teilchen- und Photonenspektren aus verschmelzenden Galaxienhaufen

Wir haben ein numerisches Modell für die zeitliche Entwicklung von Teilchen- und Photonenspektren entwickelt, die aus nichtthermischen Prozessen an den Schockfronten in verschmelzenden Galaxienhaufen resultieren. Die Fermi-Beschleunigung wird angenähert durch Injektion von Potenzgesetz-Verteilungen von Teilchen während eines Fusionsereignisses, vorbehaltlich der Beschränkungen der maximalen Teilchenenergien. Wir betrachten Synchrotron-, Bremsstrahlungs-, Compton- und Coulomb-Prozesse für die Elektronen, Kern-, Photomeson- und Coulomb-Prozesse für die Protonen und die Knock-on-Elektronenproduktion während des Fusionsprozesses. Die von nichtthermischen Protonen und Primär- und Sekundärelektronen abgestrahlte Breitband-Radio- durch &gamma-Strahlenemission wird sowohl während als auch nach dem Fusionsereignis berechnet. Wir betrachten die Aussichten für den Nachweis nichtthermischer Radio- und &gammastrahlen-Emission von Galaxienhaufen und die Auswirkungen auf die Entstehung ultrahochenergetischer kosmischer Strahlung und des diffusen &gammastrahlen-Hintergrunds. Clusterverschmelzungsschocks können Protonen auf 19 eV beschleunigen und finden es schwierig, höhere Energien zu erhalten. Wir sagen das voraus GLAST wird mehrere Cluster-Verschmelzungen erkennen, und abhängig von den mittleren Magnetfeldern im Intracluster-Medium kann das Niederfrequenz-Array mehrere bis mehrere Hundert erkennen.


Brandeis-RadioAstronomiegruppe

Abstrakt: Bilder der linearen Polarisation der Synchrotronstrahlung um Aktive Galaktische Kerne (AGN) identifizieren ihre projizierten Magnetfeldlinien und liefern Schlüsseldaten zum Verständnis der Physik der Akkretion und des Ausflusses aus supermassereichen Schwarzen Löchern. Die höchstauflösenden polarimetrischen Bilder von AGN werden mit der Very Long Baseline Interferometry (VLBI) erzeugt. Da VLBI die Fourier-Transformation des Quellbildes unvollständig abtastet, ist jede Bildrekonstruktion, die ungemessene Ortsfrequenzen ausfüllt, nicht eindeutig und Rekonstruktionsalgorithmen sind erforderlich. In diesem Artikel untersuchen wir Erweiterungen der Maximum Entropy Method (MEM) auf die linear polarimetrische VLBI-Bildgebung. Im Gegensatz zu früheren Arbeiten kombiniert unser polarimetrischer MEM-Algorithmus einen Stokes-I-Imager, der nur Bispektrummessungen verwendet, die gegen atmosphärische Phasenverfälschung immun sind, mit einem gemeinsamen Stokes-Q- und -U-Imager, der mit robusten polarimetrischen Verhältnissen arbeitet. Wir demonstrieren die Wirksamkeit unserer Technik an Quasarbeobachtungen mit 7- und 3-mm-Wellenlängen vom VLBA und simulierten 1,3-mm-Event-Horizont-Teleskop-Beobachtungen von Sgr A* und M87. In Übereinstimmung mit früheren Studien stellen wir fest, dass polarimetrische MEM im Vergleich zum Standard-CLEAN-Algorithmus bei der Abbildung glatter und kompakter Quellenverteilungen eine überlegene Auflösung erzielen kann. Als Bildgebungsrahmen ist MEM hochgradig anpassungsfähig und erlaubt eine Reihe von Einschränkungen der Polarisationsstruktur. Damit ist die polarimetrische MEM eine attraktive Wahl für die Bildrekonstruktion mit dem EHT.

"X-Shaped Radio Galaxies and the Nanohertz Gravitational Waves Background", von David Roberts, L. Saripalli und R. Subrahmanyan in Astronomy in Focus, Vol. 2, No. Ich, im Druck (2015).

Abstrakt: Koaleszenz supermassiver Schwarzer Löcher (SMBH’s) bei Galaxienverschmelzungen ist möglicherweise der dominante Beitrag zum niederfrequenten Gravitationswellenhintergrund (GWB). Es wurde von Merritt & Ekers (2002) vorgeschlagen, dass X-förmige Radiogalaxien Wegweiser für solche Koaleszenzen sind und dass ihre Häufigkeit verwendet werden könnte, um die Größe des Gravitationswellen-Hintergrunds vorherzusagen. In Roberts et al. (2015) präsentieren wir Radiobilder aller 52 X-förmigen Radioquellenkandidaten aus der von Cheung (2007) ausgewählten Stichprobe von 100, für die archivierte VLA-Daten verfügbar waren. Diese Bilder zeigen, dass höchstens 21% der Kandidaten echte X-förmige Radioquellen sein könnten, die durch einen Neustart von Strahlen in eine neue Richtung nach einer großen Fusion entstanden sind. Dies deutet darauf hin, dass weniger als 1,3% der erweiterten Radioquellen Kandidaten für echte Achsenneuorientierungen (“spin flips”) zu sein scheinen, viel kleiner als die von Leahy & Parma (1992) vorgeschlagenen 7%. Somit kann der zugehörige Gravitationswellenhintergrund wesentlich kleiner sein als frühere Schätzungen. Diese Ergebnisse können verwendet werden, um detaillierte Berechnungen der SMBH-Koaleszenzrate und des GWB zu normalisieren. Schlagworte: Galaxien: aktive — Gravitationswellen — Radiokontinuum: Galaxien

Abstrakt: Deep Very Large Array Imaging des Quasars 3C 345 bei 4,86 ​​und 8,44 GHz wurde verwendet, um die Struktur und die lineare Polarisation seines Radiojets auf Skalen von 2 bis 30 kpc zu untersuchen. Es gibt einen 7-8 Jy unaufgelösten Kern mit Spektralindex α ~= 𔂾.24 (I νvpropν α ). Der Jet (typische Intensität 15 mJy Strahl 𔂿 ) besteht aus einem 2''5 geraden Abschnitt mit zwei Knoten und zwei zusätzlichen nicht-kolinearen Knoten am Ende. Die projizierte Gesamtlänge des Jets beträgt etwa 27 kpc. Der Spektralindex des Jets variiert über 𔂿.1 <~ α <~ 𔂾.5. Der Jet divergiert mit einem halben Öffnungswinkel von etwa 9° und ist über seine Länge in der integrierten Helligkeit nahezu konstant. Ein schwaches Merkmal nordöstlich des Kerns scheint kein echter Gegenstrahl zu sein, sondern eher eine verlängerte Keule dieser FR-II-Radioquelle, die in der Projektion zu sehen ist. Das Fehlen eines Gegenstrahls reicht aus, um die Geschwindigkeit des Strahls auf diesen Skalen bescheiden zu beschränken und erfordert β >~ 0,5. Trotz des Hinweises auf eine Jet-Präzession in der Gesamtintensitätsstruktur deuten die Polarisationsbilder stattdessen auf einen mindestens zweimal umgelenkten Jet durch Kollisionen mit dem externen Medium hin. Überraschenderweise sind die Positionswinkel der elektrischen Vektoren im Hauptkörper des Jets weder längs noch quer, sondern bilden einen Winkel von etwa 55° mit der Jet-Achse in der Mitte, während die Vektoren entlang der Kanten quer verlaufen, was auf ein spiralförmiges Magnetfeld hindeutet . Es gibt keine signifikante Faraday-Rotation in der Quelle, so dass dies nicht die Ursache für die Verdrehung ist. Die Bruchpolarisation im Jet beträgt durchschnittlich 25 % und ist an den Rändern höher. In einem begleitenden Artikel zeigen Roberts & Wardle, dass differenzielle Dopplerverstärkung in einem divergierenden relativistischen Geschwindigkeitsfeld das elektrische Vektormuster im Jet erklären kann.

Entdeckung eines Röntgen-/Radiojets im Kiloparsec-Maßstab im z = 4,72 Quasar GB 1428+4217, von C. Cheung (Naval Research Laboratory), L. Starwarz (ISAS, Japan), A. Siemiginowska (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), D. Gobeille (University of South Florida), J. Wardle (Brandeis University), D. Harris (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) & D. Schwartz (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) in Astrophys. J. Briefe, 756, 20 (2012)

Abstrakt: Wir berichten über die Entdeckung eines einseitigen 3farcs6 (24 kpc, projiziert) langen Jets in der Hochrotverschiebung, z = 4,72, Quasar GB 1428+4217 in neuen Chandra-Röntgen- und Very Large Array (VLA)-Radiobeobachtungen. Dies ist der höchste bekannte Rotverschiebungs-Röntgen-/Radiojet im Kiloparsec-Maßstab. Die Analyse von archivierten sehr langen Basislinien-Interferometriedaten mit 2,3 und 8,6 GHz zeigt einen schwachen einseitigen Jet, der sich auf 𞳸 pc erstreckt und innerhalb von ㅖ° der Chandra/VLA-Emission ausgerichtet ist.Der entfernte 3farcs6-Knoten wird in einem Archivbild des Hubble-Weltraumteleskops nicht nachgewiesen, und seine spektrale Breitbandenergieverteilung stimmt mit einem Ursprung von inverser Compton-Streuung kosmischer Mikrowellen-Hintergrundphotonen für die Röntgenstrahlen überein. Nimmt man auch eine Gleichverteilung zwischen den strahlenden Teilchen und dem Magnetfeld an, beträgt der implizierte Jet-Lorentz-Faktor 𕛕. Dies ist ähnlich wie bei den anderen beiden bekannten Röntgenstrahl-Fällen im Maßstab z ~ 4 kpc und kleiner als typischerweise bei Fällen mit niedrigerer Rotverschiebung abgeleitet. Obwohl es immer noch nur wenige solcher Quasar-Röntgenstrahlen mit sehr hoher Rotverschiebung gibt, legen die vorliegenden Daten für einen inversen Compton-Ursprung nahe, dass sie auf großen Skalen weniger relativistisch sind als ihre Gegenstücke mit niedrigerer Rotverschiebung.

Abstrakt: In diesem Artikel verwenden wir radiopolarimetrische Beobachtungen des Jets des nahen hellen Quasars 3C 345, um die Fluidgeschwindigkeit auf Kiloparsec-Skalen abzuschätzen. Der Strahl ist stark polarisiert, und überraschenderweise sind die elektrischen Vektorpositionswinkel im Strahl in Bezug auf die Strahlachse "verdreht". Einfache Modelle magnetisierter Jets werden untersucht, um verschiedene mögliche Ursprünge der elektrischen Vektorverteilung zu untersuchen. In einem zylindrisch symmetrischen transparenten Strahl erscheint ein schraubenförmiges Magnetfeld entweder quer oder längs aufgrund der teilweisen Aufhebung der Stokes-Parameter zwischen der Vorder- und Rückseite des Strahls. Die Opazität des Synchrotrons kann die Symmetrie brechen, führt jedoch zu einer geringeren fraktionierten Polarisation als der beobachteten und zu einer starken Frequenzabhängigkeit, die nicht beobachtet wird. Die Modellierung zeigt, dass differenzielle Dopplerverstärkung in einem divergierenden Jet die Symmetrie brechen kann, wodurch ein spiralförmiges Magnetfeld ein verdrehtes elektrisches Vektormuster erzeugen kann. Einschränkungen bezüglich der Strahlneigung, der Magnetfeldeigenschaften, des intrinsischen Öffnungswinkels und der Fluidgeschwindigkeiten werden erhalten und zeigen, dass hochrelativistische Geschwindigkeiten (β >~ 0,95) erforderlich sind. Dies stimmt mit dem beobachteten Düsenöffnungswinkel, mit dem Fehlen eines Gegenstrahls, mit der Polarisation der Knoten am Ende des Strahls und mit einigen inversen Compton-Modellen für die Röntgenemission des 3C 345-Jets überein . Dieses Modell kann auch auf Parsec-Skalen angewendet werden und kann helfen, diejenigen Quellen zu erklären, bei denen die Winkel der elektrischen Vektorposition im Jet weder parallel noch quer zur Jet-Achse verlaufen.

Abstrakt: Wir präsentieren eine Sequenz von fünf Tiefenbeobachtungen von SS 433, die im Sommer 2007 mit dem Very Large Array in der A-Konfiguration bei 5 und 8 GHz gemacht wurden. In diesem Artikel untersuchen wir die Helligkeitsprofile der Jets und ihre zeitliche Entwicklung. Wir untersuchen auch die spektrale Indexverteilung in der Quelle. Wir finden (wie bereits aus der Analyse eines einzelnen früheren Bildes berichtet), dass die Profile der Ost- und Westjets bemerkenswert ähnlich sind, wenn Projektion und Doppler-Beaming berücksichtigt werden. Die Abfolge von fünf Bildern ermöglicht es uns, die Helligkeitsentwicklung einzelner Jet-Teile von den Variationen der Jet-Leistung, die im Kern ausgeht, zu entwirren. Wir stellen fest, dass die Helligkeit jedes Teils des Jets als exponentielle Funktion des Alters (oder der Entfernung vom Kern) abnimmt, e^<- au / au ^>, wobei τ das Alter bei . ist Emission und τ' = 55,9 ± 1,7 Tage. Dieses Evolutionsmodell beschreibt sowohl den Ost- als auch den Westjet gleichermaßen gut. Es gibt auch erhebliche Unterschiede (um einen Faktor von mindestens fünf) in der Strahlleistung mit der Geburtsepoche, wobei die Ost- und Westjets synchron variieren. Die fehlende Verzögerung zwischen dem Maßstab der optischen Balmer-Linienemission (10 15 cm) und der der Radioemission (10 17 cm) erfordert, dass das Strahlmaterial viel dichter ist als seine Umgebung. Wir stellen fest, dass das Dichteverhältnis 300:1 überschreiten muss.

Struktur und Magnetfelder im Precessing Jet System SS 433. II. Eigene Helligkeit der Jets, von David Roberts, John Wardle, Michael Bell, Matthew Mallory, Valerie Marchenko und Phoebe Sanderbeck (Brandeis University) in Astrophys. J. 719, 1918 (2010)

Abstrakt: Deep Very Large Array Imaging der binären Röntgenquelle SS 433, die auch als Mikroquasar klassifiziert wird, wurde verwendet, um die intrinsische Helligkeitsverteilung und die Entwicklung ihrer Radiojets zu untersuchen. Die intrinsische Helligkeit der Jets als Funktion des Alters bei der Emission des Jet-Materials τ wird durch Entfernen der Doppler-Boosting- und Projektionseffekte wiederhergestellt. Wir stellen fest, dass die beiden Jets intrinsisch bemerkenswert ähnlich sind, wenn sie für gleiches τ verglichen werden, und dass sie am besten durch Doppler-Boosting der Form D 2+α beschrieben werden, wie es für kontinuierliche Jets erwartet wird. Die intrinsischen Helligkeiten der Jets als Funktionen des Alters verhalten sich auf komplexe Weise. In der Altersspanne 60 Tage < τ < 150 Tage werden die Jetzerfälle am besten durch Exponentialfunktionen von τ dargestellt, aber lineare oder Potenzfunktionen werden statistisch nicht ausgeschlossen. Darauf folgt eine Region bis τ ~= 250 Tage, während der die intrinsische Helligkeit im Wesentlichen konstant ist. Zu späteren Zeiten kann der Jetzerfall grob als Exponential- oder Potenzgesetzfunktionen von τ angepasst werden.

Vollständige Polarisationsspektren von 3C 279, von D. Homan (Dennison University), M. Lister (Purdue University), H. Aller (University of Michigan), M. Aller (University of Michigan), J. Wardle (Brandeis) in Astrophys. J. 696, 328 (2009)

Abstrakt: Wir berichten über die Ergebnisse von mehrfrequenten Very Long Baseline Array-Beobachtungen im Parsec-Maßstab der Kernregion von 3C 279 in Stokes I, linearer Polarisation und zirkularer Polarisation. Diese vollständigen Polarisationsspektren werden durch Strahlungsübertragungssimulationen modelliert, um das Magnetfeld und die Partikeleigenschaften des Parsec-Skalen-Jets in 3C 279 einzuschränken. Wir stellen fest, dass die Polarisationseigenschaften der Kernregion, einschließlich der Menge der linearen Polarisation, der Menge und des Vorzeichens der Faraday-Rotation und der Betrag und das Vorzeichen der zirkularen Polarisation können durch ein konsistentes physikalisches Bild erklärt werden. Die Basis des Jets, Komponente D, wird als inhomogener konischer Jet vom Blandford-Königl-Stil modelliert, der von einem vektorgeordneten poloidalen Magnetfeld entlang der Jet-Achse dominiert wird, und wir schätzen seinen Nettomagnetfluss ab. Dieses poloidale Feld ist für die lineare und zirkulare Polarisation dieser inhomogenen Komponente verantwortlich. Weiter unten im Jet wird das Magnetfeld in zwei homogenen Strukturen von lokalen Schocks dominiert und ein kleinerer Anteil des vektorgeordneten Poloidfeldes bleibt entlang der Jetachse. Dieses verbleibende poloidale Feld liefert eine interne Faraday-Rotation, die die Faraday-Umwandlung der linearen Polarisation in die zirkulare Polarisation von diesen Komponenten antreibt. In diesem Bild finden wir, dass der Jet kinetisch von Protonen dominiert wird, wobei die strahlenden Teilchen von Elektronen mit einem ungefähren Bruchteil von gsim75% dominiert werden, was immer noch das Potenzial für eine signifikante Beimischung von Positronen ermöglicht. Basierend auf den für die homogenen Komponenten abgeleiteten Faraday-Umwandlungen finden wir einen plausiblen Bereich für den unteren Grenzwert im relativistischen Teilchenenergiespektrum von 5 lsim γ l lsim 35. Das hier beschriebene physikalische Bild ist nicht einzigartig, wenn die beobachtete Faraday-Rotation und Depolarisation in Schirmen außerhalb des Jets auftreten, jedoch finden wir die gemeinsame Erklärung der linearen und zirkularen Polarisationsbeobachtungen aus einem einzigen Satz von Magnetfeldern und Teilcheneigenschaften innerhalb von der Jet als zwingender Beweis für dieses Bild.

Struktur und Magnetfelder im Precessing Jet System SS 433. I. Multifrequenz Imaging von 1998, von David Roberts, John Wardle, Scott Lipnick, Phillip Selesnik und Simon Slutsky (Brandeis University) in Astrophys. J.676, 584 (2008)

Abstrakt: Das Very Large Array wurde bei fünf Frequenzen verwendet, um die Struktur und die lineare Polarisation von SS 433 auf Skalen so klein wie Ӭ.1 '' ~=500 AE zu untersuchen. Jeder Jet besteht aus einer scharfen, geschwungenen Kammlinie an der Vorderkante sowie einer signifikanten nachlaufenden Off-Jet-Emission, die zeigt, dass sie von diffusem relativistischem Plasma umhüllt sind. Kein kinematisches Modell mit konstanter Strahlgeschwindigkeit passt zu unseren Bildern in allen Maßstäben, aber sie stimmen mit Schwankungen der Strahlgeschwindigkeit von etwa +/-10% um den optischen Wert überein. Unsere Bilder zeigen kontinuierliche Jets mit hellen Komponenten, die ungefähr alle 35 Tage gleichzeitig in den beiden Jets auftreten. Korrigiert um Projektionseffekte und Doppler-Boost sind die Intensitäten der beiden Jets an sich sehr ähnlich. Entlang der Kammlinien ist eine fraktionierte lineare Polarisation von bis zu 20 % vorhanden, während der Kern im Wesentlichen unpolarisiert ist. Die Rotationsmaße stimmen mit einem Vordergrundbildschirm mit RM~=+110 rad m -2 plus einem größeren, asymmetrischen Beitrag in der Nähe des Kerns überein. Die scheinbaren Magnetfelder in den Jets sind in den meisten, aber nicht allen Jets grob mit den Kammlinien ausgerichtet. Der Strahl ist zwischen den Komponenten stärker polarisiert als in den Komponenten selbst, was darauf hindeutet, dass der Mechanismus, der sie erzeugt, einen verschlungenen Teil des Magnetfelds zu einer teilweise geordneten transversalen Schicht komprimiert. Die Off-Jet-Emission ist bemerkenswert stark polarisiert, mit m~=50% stellenweise, was auf eine großräumige Ordnung des Magnetfelds um die Jets hindeutet. Dieses polarisierte Signal kann die Bestimmung der Magnetfeldorientierungen in den Jets selbst verwirren. Die Bilder stimmen jedoch mit einem Jet-Magnetfeld überein, das überall parallel zu den Helices verläuft.

Deep Chandra und Multicolor HST Follow-up der Jets in zwei mächtigen Radioquasaren, von R. Sambruna (NASA GSFC), M. Gliozzi (George Mason), D. Donato (George Mason), L. Maraschi (Osservatorio di Brera), F. Tavecchio (Osservatorio di Brera), C. Cheung (MIT) , M. Urry (Yale) & J. Wardle (Brandeis) in Astrophys. J.641, 717 (2006)

Abstrakt: Wir präsentieren tiefe (70-80 ks) Chandra- und mehrfarbige HST-ACS-Bilder von zwei Jets, die von den leistungsstarken Quasaren 1136-135 und 1150+497 gehostet werden, zusammen mit neuen Radiobeobachtungen. Die Quellen haben eine FR II-Morphologie und wurden aus unserer vorherigen Röntgen- und optischen Jet-Untersuchung für eine detaillierte Nachverfolgung ausgewählt, um bessere Einschränkungen der Jet-Multiwellenlängen-Morphologie und der Röntgen- und optischen Spektren einzelner Knoten zu erhalten und Emissionsmodelle zu testen um physikalische Parameter genauer abzuleiten. Alle Röntgen- und optischen Knoten, die in unseren vorherigen Kurzaufnahmen entdeckt wurden, werden bestätigt, zusammen mit einigen neuen schwachen Merkmalen. Die überlagerten Karten und die Emissionsgradprofile entlang des Jets zeigen eine gute Übereinstimmung zwischen den Emissionsregionen bei den verschiedenen Wellenlängen, einige zeigen Offsets zwischen den Knotenpeaks von <1". In 1150+497 nehmen die Röntgen-, optischen und Radioprofile auf ähnliche Weise ab mit Abstand vom Kern bis zu ӳ", danach steigt die Radioemission stärker an als die Röntgenstrahlung. In 1150+497 werden keine Röntgenspektralvariationen beobachtet. In 1136-135 wird ein interessantes Verhalten beobachtet, wobei stromabwärts des prominentesten Knotens bei Ӳ.5" vom Kern die Röntgenemission verblasst, während die Radioemission heller wird. Auch das Röntgenspektrum variiert mit der Abflachung des Röntgenphotonenindex von ΓXӮ im inneren Teil zu ΓXӭ.7 bis zum Ende des Jets. Wir interpretieren das Jet-Verhalten in 1136-135 in einem Szenario, in dem die relativistische Strömung entlang des Jets systematisch abgebremst wird, und diskutieren kurz die wichtigsten Konsequenzen dieses Szenarios. Letzteres wird in unserem Begleitpapier (Tavecchio et al.) ausführlicher diskutiert.

Entschleunigung durch Mitreißen im Jet des Quasar 1136-135?, von F. Tavecchio (Osservatorio di Brera), L. Maraschi (Osservatorio di Brera), R. Sambruna (NASA GSFC), M. Gliozzi (George Mason), D.Donato (George Mason), C. Cheung (MIT) , J. Wardle (Brandeis) & M. Urry (Yale)) in Astrophys. J.641, 732 (2006)

Zusammenfassung:  Durch die Modellierung der Multiwellenlängen-Emission aufeinanderfolgender Regionen im Jet des Quasars PKS 1136-135 finden wir Hinweise darauf, dass der Jet nahe seinem Ende auf einer (deprojizierten) Skala von 𞷀 kpc eine Abbremsung erleidet. Wir verwenden eine kontinuierliche Strömungsnäherung und diskutieren die Möglichkeit, dass die abgeleitete Verzögerung aus einem Lorentz-Faktor von Γ=6,5 bis 2,5 durch Mitreißen von externem Gas induziert wird. Einige Konsequenzen dieses Szenarios werden diskutiert.

Abstrakt: Bilder des Archivs des Hubble-Weltraumteleskops WFPC2 wurden verwendet, um nach optischer Emission zu suchen, die mit den Radiojets einer Reihe von leuchtenden Quasaren verbunden ist. Aus dieser Suche berichten wir über neue optische Hotspot-Erkennungen in dem bekannten Blazar 3C 454.3 und den keulendominierten Quasaren 3C 275.1 und 3C 336. Wir finden auch optische Emission in der Nähe des Hotspots in 3C 208, glauben aber, dass dies der Fall ist eine zufällige Ausrichtung. Die optische Emission des Jets im Bogensekundenbereich in 3C 454.3 wird ebenfalls detektiert. Mehrfrequenzarchivierte Radiodaten von VLA und MERLIN werden analysiert und die Synchrotronspektren dieser Hochleistungs-Hotspots werden präsentiert. Wir schätzen, dass ihre Unterbrechungsfrequenzen im Bereich von 10 10 -10 11 Hz liegen, mit großen Unsicherheiten aufgrund der großen Lücke in der Frequenzabdeckung zwischen dem Funk- und dem optischen Band. Wir berechnen auch ihre Gleichverteilungsmagnetfelder und stellen fest, dass die von Brunetti et al. für Hotspots mit geringerer Leistung erstreckt sich auf diese Hotspots mit hoher Leistung. Dies unterstützt ihr Modell von Hot Spots basierend auf Stoßbeschleunigung und Synchrotronverlusten.

Gleichzeitige 43 und 86 GHz Very Long Baseline Polarimetrie von 3C 273 , von Joanne Attridge (MIT Haystack Observatory), John Wardle (Brandeis University) und Daniel Homan (Dennison University) in Astrophys. J. Briefe 633, 85 (2005)

Abstrakt: Wir präsentieren Gesamtintensitäts- und Linearpolarisations-VLBI-Bilder von 3C 273 mit einer Auflösung von Submillarcsekunden, wobei gleichzeitige 43- und 86-GHz-Daten verwendet werden, die mit dem Very Long Baseline Array im Mai 2002 aufgenommen wurden. Die Struktur des innersten Jets lässt vermuten, dass wir den Jet zufällig bei der Richtungsänderung erwischt haben. Die Polarisationsbilder bestätigen, dass der Kern bei 86 GHz unpolarisiert ist (fraktionelle Polarisation <=1%), zeigen aber auch gut geordnete Magnetfelder (mㅇ%) im inneren Jet in einem projizierten Abstand von 2,3 pc vom Kern. In dieser stark polarisierten Region ändert sich das Rotationsmaß über den Jet um Ӱ.2吆 4 rad m -2 über eine Winkelbreite von etwa 0,3 mas. Wird die fehlende Polarisation im Kern auch auf einen Faraday-Bildschirm zurückgeführt, dann muss in oder vor diesem Bereich ein Rotationsmaß Dispersion >ӱ.2吆 4 rad m -2 vorhanden sein. Diese gehören zu den höchsten Rotationsmessungen, die bisher im Kern einer aktiven Galaxie oder eines Quasars berichtet wurden, und müssen außerhalb (aber wahrscheinlich in der Nähe) der radioemittierenden Region auftreten. Der Gradient des transversalen Rotationsmaßes entspricht dem von Asada und Mitarbeitern sowie von Zavala und Taylor bei größeren Kernabständen beobachteten. Die Größe des transversalen Gradienten nimmt mit der Entfernung entlang des Strahls schnell ab und scheint variabel zu sein.

Jets from Sub-Parsec to Kiloparsec Scales: A Physical Connection, von F. Tavecchio, L. Maraschi (Brera), R.M. Sambruna (GMU), C.M. Urry (Yale), C. C. Cheung (Brandeis), J. K. Gambill (GMU), R. Scarpa (ESO). 2004, ApJ, angenommen

Abstrakt: Die Entdeckung der hellen Röntgenstrahlung von Jets im kpc-Maßstab durch Chandra ermöglicht einen Einblick in die physikalischen Parameter der Jet-Strömung im großen Maßstab. Im Gegensatz dazu liefern umfangreiche Studien der innerrelativistischen Jets in Blazars mit Multi-Wellenlängen-Beobachtungen vergleichbare Informationen auf Sub-Parsec-Skalen. Im Rahmen einfacher Strahlungsmodelle für die Emissionsregionen vergleichen wir die physikalischen Parameter von Jets auf diesen beiden sehr unterschiedlichen Skalen in den einzigen zwei gut untersuchten Blazaren, für die Chandra großräumige Emission aufgelöst hat. Insbesondere stellen wir fest, dass die relativistischen Dopplerfaktoren und -leistungen, die unabhängig auf den beiden Skalen abgeleitet wurden, konsistent sind, was darauf hindeutet, dass der Jet keine starke Verlangsamung oder Dissipation erleidet. Darüber hinaus skalieren die inneren Gleichverteilungsdrücke im inneren Jet und in den äußeren röntgenhellen Knoten umgekehrt mit dem Strahlquerschnitt, wie im einfachen Bild eines frei expandierenden Jets in Äquipartition erwartet.

Abstrakt: Wir präsentieren hochauflösende VLBA-Zirkularpolarisationsbilder mit mehreren Frequenzen der Radioquelle 3C 84 im Zentrum von NGC 1275. Unsere Bilder zeigen eine komplexe Verteilung der zirkularen Polarisation im inneren Parsec des Radiojets mit lokalen Pegeln von über 3% Polarisation , die höchste noch mit VLBI-Techniken nachgewiesene. Die zirkulare Polarisation ändert das Vorzeichen entlang des Jets, wodurch 3C 84 auch der erste Radiojet ist, der beide Vorzeichen der zirkularen Polarisation gleichzeitig zeigt. Das Spektrum und das sich ändernde Vorzeichen der zirkularen Polarisation weisen darauf hin, dass es unwahrscheinlich ist, dass sie der emittierten Synchrotronstrahlung rein inhärent ist. Der Faraday-Umwandlungsprozess leistet einen signifikanten und vielleicht dominanten Beitrag zur zirkularen Polarisation, und das beobachtete Spektrum deutet darauf hin, dass der Umwandlungsprozess nahe der Sättigung ist. Die Vorzeichenänderung der zirkularen Polarisation entlang des Strahls kann aus dieser Sättigung resultieren oder kann auf eine Änderung der Magnetfeldordnung nach einer scheinbaren Krümmung des Strahls zurückzuführen sein. Aus den hier untersuchten kleinen räumlichen Skalen, ~ 0.15 pc, und den vergleichbar hohen Graden der zirkularen Polarisation, die für die Intraday-Variablenquelle PKS 1519-273 abgeleitet wurden, schlagen wir einen Zusammenhang zwischen kleinen räumlichen Skalen und der effizienten Erzeugung von zirkularer Polarisation vor.

A Survey of Extended Radio Jets mit Chandra und HST von R.M. Sambruna, J. K. Gambill (George Mason Univ.), L. Maraschi, F. Tavecchio, R. Cerutti (Oss Brera), CC Cheung (Brandeis Univ.), CM Urry (Yale Univ.), G. Chartas (Penn State Univ.), 2004, ApJ, angenommen

Abstrakt: Wir präsentieren die Ergebnisse einer Röntgen- und optischen Untersuchung einer Stichprobe von 17 Radiojets in AGN, die mit Chandra und HST durchgeführt wurde. Die Probe wurde aus dem Radio ausgewählt und ist für die Detektion bei kürzeren Wellenlängen unvoreingenommen, enthält jedoch vorzugsweise Strahlquellen. Wir stellen fest, dass Röntgenstrahlung auf kpc-Skalen üblich ist, wobei mehr als die Hälfte der Radiojets mindestens einen Röntgenknoten auf den Chandra-Bildern aufweisen. Die Verteilungen der Radio-zu-Röntgen- und Radio-zu-Optik-Spektralindizes für die detektierten Jets ähneln den Grenzen für die Nicht-Detektionen, was darauf hindeutet, dass alle hellen Radiojets Röntgen-Gegenstücke haben, die länger sichtbar sind Beobachtungen. Ein Vergleich der Radio- und Röntgenmorphologien zeigt, dass die Mehrheit der Röntgenjets Strukturen aufweist, die das Radio genau abbilden. Die Analyse des SED der Jet-Knoten legt nahe, dass die Knoten, in denen die Röntgen- und Radiomorphologien einander folgen, Röntgenstrahlen durch IC-Streuung des kosmischen Mikrowellenhintergrunds erzeugen. Die verbleibenden Knoten erzeugen nach dem Synchrotron-Verfahren Röntgenstrahlen. Entlang der Jets werden spektrale Veränderungen detektiert, wobei das Verhältnis der Röntgen-zu-Radio- und optisch-zu-Radio-Flussdichten vom inneren zum äußeren Bereich abnimmt. Dies deutet auf das Vorhandensein eines zusätzlichen Beitrags zum Röntgenfluss im inneren Teil des Jets hin, entweder von Synchrotron oder IC des stellaren Lichts. Alternativ, in einem reinen IC/CMB-Szenario, verlangsamt sich das Plasma, während es von den inneren zu den äußeren Bereichen fließt.Schließlich sind die Röntgenspektralindizes für die hellsten Knoten flach, was darauf hindeutet, dass der Großteil der Leuchtkraft der Jets bei GeV-Energien emittiert wird und die interessante Möglichkeit zukünftiger Detektionen mit GLAST eröffnet.

Parsec-Scale Blazar Monitoring: The Data , von Roopesh Ojha, Daniel C. Homan, David H. Roberts, John F. C. Wardle, Margo F. Aller, Hugh D. Aller und Philip A. Hughes. 2004, ApJS, 150, 187:237

Abstrakt: Wir präsentieren die Bilder und Modellierungsdaten, die aus einem VLBA-Polarisationsexperiment mit zwei Frequenzen und sechs Epochen gewonnen wurden, das eine Stichprobe von 12 Blazaren überwachte. Die Beobachtungen wurden bei 15 und 22 GHz in gleichmäßigen, zweimonatlichen Abständen über das Jahr 1996 hinweg durchgeführt. Das Aufkommen des VLBA ermöglicht einen Datensatz mit zuverlässiger Kalibrierung sowie regelmäßigen und häufigen zeitlichen Abtastungen. Die Detektion zirkularer Polarisation, Eigenbewegungsstudien sowie Fluss- und Polarisationsvariabilität in der Probe sind einige der Themen, die ein solcher Datensatz für eine robuste Untersuchung zur Verfügung stellt.

Abstrakt: Die kürzliche Entdeckung eines Röntgenstrahls im z=4.3 Quasar GB�+5714 durch Yuan et al. (astro-ph/0309318) und Siemiginowska et al. (astro-ph/0310241) veranlasste eine Suche nach seinem Radio-Pendant. Hier berichten wir über die erfolgreiche Entdeckung schwacher Radioemissionen des Jets bei 1,4 GHz unter Verwendung von archivierten VLA-Daten. Die Röntgenemission wird am besten als inverse Compton (IC)-Emission von der CMB interpretiert, wie von den vorherigen Forschern diskutiert. In diesem Szenario ist sein hohes Verhältnis von Röntgenstrahlung zu monochromatischer Radioleuchtkraft im Vergleich zu zuvor nachgewiesenen IC/CMB-Röntgenstrahlen bei niedrigerer Rotverschiebung eine natürliche Folge seiner hohen Rotverschiebung.

Die XMM-Newton-Ansicht des Röntgen-Halo und -Jets von NGC 6251 von R.M. Sambruna (1), M. Gliozzi (1), D. Donato (1), F. Tavecchio (2), C.C. Cheung (3), R. Mushotzky (4) ((1) GMU, (2) OAB Merate, (3) Brandeis University, (4) NASA GSFC). 2003, Astronomie und Astrophysik, angenommen

Abstrakt: Wir präsentieren eine XMM-Beobachtung des Radiojets und des diffusen Halos der nahegelegenen Radiogalaxie NGC6251. Das EPIC-Spektrum des Halos der Galaxie wird am besten durch ein thermisches Modell mit Temperatur kTӭ.6 keV und subsolaren Häufigkeiten angepasst. Interessanterweise ist eine zusätzliche harte Röntgenkomponente erforderlich, um die EPIC-Spektren des Halos oberhalb von 3 keV anzupassen, und wird unabhängig durch eine archivierte Chandra-Beobachtung bestätigt. Der physikalische Ursprung ist jedoch unklar. Der Beitrag einer Population unentdeckter Röntgen-Binärdateien geringer Masse scheint unwahrscheinlich. Stattdessen könnte die harte Röntgenkomponente auf inverse Compton-Streuung der CMB-Photonen an relativistischen Elektronen, die über den Halo der Galaxie gestreut sind, oder auf nichtthermische Bremsstrahlungsemission zurückzuführen sein. Die IC/CMB-Interpretation impliziert zusammen mit den Grenzen der diffusen Radioemission ein sehr schwaches Magnetfeld, während ein nichtthermischer Bremsstrahlungs-Ursprung das Vorhandensein einer großen Anzahl sehr energiereicher Elektronen impliziert. Wir entdecken auch Röntgenstrahlung des äußeren (ӯ.5') Jets, was frühere ROSAT-Ergebnisse bestätigt. Sowohl das EPIC- als auch das ACIS-Spektrum des Jets werden am besten durch ein Potenzgesetz mit Photonenindex ӭ.2 angepasst. Ein thermisches Modell wird durch die Daten formal ausgeschlossen. Die Annahme eines Ursprungs der Röntgenstrahlen vom Jet über IC/CMB, wie durch energetische Argumente nahegelegt, und die Annahme einer Gleichverteilung impliziert einen großen Dopplerfaktor (Deltaㅂ). Alternativ ist ein schwächeres Strahlen für Magnetfelder möglich, die mehrere Größenordnungen niedriger sind als das Gleichverteilungsfeld.

Nahinfrarotbeobachtungen von BL Lacertae Wirtsgalaxien, von C. C. Cheung (1,4), C. Megan Urry (2,4), Riccardo Scarpa (3,4) und Mauro Giavalisco (4) (1) Brandeis Univ. (2) Yale-Univ. (3) Europäische Südsternwarte (4) STScI. 2003, ApJ, angenommen

Abstrakt: Mit dem 2,5-m-Teleskop am Las Campanas-Observatorium wurden Multiband-Nah-Infrarot-Bilder von zwölf BL Lacertae-Objekten aufgenommen, um die Eigenschaften ihrer zugrunde liegenden Wirtsgalaxien zu bestimmen. Aufgelöste Emission wurde in acht der Ziele mit der niedrigsten Rotverschiebung (bis zu zӬ.3) klar nachgewiesen und mit einem de Vaucouleurs r^ <1/4>Oberflächenhelligkeitsgesetz modelliert. Wir stellen fest, dass die Morphologien gut mit den elliptischen Galaxienprofilen übereinstimmen und dass sich die BL Lac-Objekte in großen und leuchtenden, aber ansonsten normalen Wirten befinden – im Einklang mit früheren Studien, die hauptsächlich bei optischen Wellenlängen durchgeführt wurden. Die mittlere absolute K-Band-Magnitude der Galaxien in dieser Studie beträgt -26,2, der durchschnittliche Halblichtradius beträgt 4,2 +/- 2,3 kpc und ihre durchschnittliche integrierte R-K-Farbe beträgt 2,7 +/- 0,3 mag. Diese liegen gut im Bereich der zuvor im H-Band von Kotilainen et al. gemessenen Werte. und Scarpaet al. in einer vergleichbaren Anzahl von Zielen. Wenn wir ihre Daten mit unseren Ergebnissen zusammenfassen, finden wir eine am besten geeignete K-Band-Kormendy-Beziehung von mu_ = 4,3 log_ <10>(r_/kpc) + 14,2 mag arcsec^<-2>, praktisch identisch mit dem für normale Ellipsentrainer. Schließlich sind die für fünf Galaxien ermittelten Nahinfrarotfarben (Durchschnitt J-K = 0,8 +/- 0,3 mag) die ersten derartigen Messungen für BL Lac-Wirte und stimmen mit denen überein, die von alten Sternpopulationen bei den BL Lac-Rotverschiebungen erwartet werden.

Theoretische Modelle zur Erzeugung zirkular polarisierter Strahlung in extragalaktischen Radioquellen, von John F. C. Wardle (1) und Daniel C. Homan (2), (1) Brandeis Univ. (2) National Radio Astronomy Obs. 2003, Erscheinen im Proceeding von "Circular Polarization of Relativistic Jet Sources", Hrsg. R. P. Fender und J.-P. Macquart, in Astrophysik und Weltraumwissenschaften.

Abstrakt: Wir diskutieren die Erzeugung zirkularer Polarisation in kompakten Radioquellen sowohl durch den intrinsischen Mechanismus als auch durch Faraday-Umwandlung. Besonderes Augenmerk legen wir auf die Magnetfeldstruktur unter Berücksichtigung von teilgeordneten Feldern und Laing-Schichten sowie der Unterscheidung zwischen gleichförmigen und unidirektionalen Feldern. (Letzteres kann durch Flusserhaltungsargumente eingeschränkt werden.) In den meisten Fällen ist die Faraday-Umwandlung der wichtigere Mechanismus. Die Konversion arbeitet mit Stokes U, die durch interne Faraday-Rotation oder durch Magnetfeldfluktuationen erzeugt werden können, die daher auch in einem reinen Paarplasma eine zirkulare Polarisation erzeugen können. Wir zeigen auch, dass das Spektrum der zirkularen Polarisation in einem inhomogenen Strahl ganz anders sein kann als in einer gleichförmigen Quelle, nämlich flach oder sogar invertiert.

Chandra Observations of Nuclear X-ray Emission from a Sample of Radio Sources, von JK Gambill (1), RM Sambruna (1), G. Chartas (2), CC Cheung (3), L. Maraschi (4), F. Tavecchio (4), CM Urry (5), JE Pesce (1) (1) George Mason University, (2) Penn State University, (3) Brandeis University, (4) Osservatorio Astronomico di Brera, (5) Yale University akzeptiert zur Veröffentlichung in Astronomy and Astrophysics

Abstrakt: Wir präsentieren die Röntgeneigenschaften einer Stichprobe von 17 Radioquellen, die mit dem Chandra-Röntgenobservatorium im Rahmen eines Projekts zur Untersuchung der Röntgenstrahlung ihrer Radiojets beobachtet wurden. In dieser Arbeit konzentrieren wir uns auf die Röntgeneigenschaften der unaufgelösten Kerne. Die Stichprobe umfasst 16 Quasare (11 kerndominierte und 5 keulendominierte) im Rotverschiebungsbereich von z=0,30-1,96 und eine Radiogalaxie geringer Leistung bei z=0,064. Um die Kerne der Quasare herum ist keine diffuse Röntgenstrahlung vorhanden, mit Ausnahme der nahegelegenen Galaxie geringer Leistung, die eine diffuse Emission in einem Maßstab und mit einer Helligkeit aufweist, die mit anderen FRIs übereinstimmt. Innerhalb der relativ kurzen Chandra-Expositionen wird keine kurzfristige Variabilität mit hoher Amplitude festgestellt. 1510-089 zeigt jedoch Flussänderungen mit geringer Amplitude mit einer Zeitskala von $sim$25 Minuten. Die Röntgenspektren der Quasarkerne werden im Allgemeinen durch ein einzelnes Potenzgesetzmodell mit galaktischer Absorption gut beschrieben. In sechs Quasaren finden wir jedoch eine Überschussemission von weicher Röntgenstrahlung unter 1,6 keV. Interessanterweise entdecken wir eine Fe-K-Schalen-Emissionslinie, die mit der fluoreszierenden Kalpha-Emission von kaltem Eisen in einer keulen- und zwei kerndominierten Quelle übereinstimmt. Der durchschnittliche Röntgenphotonenindex für die Quasare in der Probe beträgt Gamma = 1,66 und die Dispersion Sigma = 0,23. Die durchschnittliche spektrale Steigung für unsere Probe ist flacher als die Steigung, die für radioleise Quasare und für radiolaute AGNs mit größeren Jet-Ausrichtungen gefunden wurde.

New Detections of Optical Emission from Kiloparsec-scale Quasar Jets, von C. C. Cheung, J. F. C. Wardle, Tingdong Chen und S. P. Hariton (Brandeis University). erscheint in der Sitzung von: "The Physics of Relativistic Jets in the Chandra and XMM Era", Hrsg. G. Brunetti, D. E. Harris, R. M. Sambruna und G. Setti, eingereicht bei New Astronomy Review.

Abstrakt: Wir berichten über erste Ergebnisse des Nachweises optischer Emission in den Bogensekunden-Radiojets von zwei Quasaren unter Verwendung von Bildern aus dem Archiv des Hubble-Weltraumteleskops. Die optische Emission hat ein sehr knorriges Aussehen und stimmt mit der Synchrotronemission von hochrelativistischen Elektronen im Jet überein. Kombiniert man diese Beobachtungen mit denen von zuvor gemeldeten Merkmalen in anderen Quasaren, scheint ein aufkommender Trend darin zu bestehen, dass ihre radio-optischen Spektralindizes steiler sind als die ähnlicher Merkmale in Jets von Radioquellen mit geringerer Leistung.

Chandra Observations of Three SDSS Quasars at zӲ, von D. A. Schwartz (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), C. C. Cheung, J. F. C. Wardle (Brandeis University). Erscheinen in Proceedings von: "Active Galactic Nuclei: from Central Engine to Host Galaxy", Meudon, July 2002 Meeting ASP Conference Series, Hrsg.: S. Collin, F. Combes and I. Shlosman

Abstrakt: Chandra-Schnappschussbeobachtungen der drei am weitesten entfernten Quasare, die damals bekannt waren, bei den Rotverschiebungen 5,82, 5,99 und 6,28, ergaben selbst in den kurzen Beobachtungen von 6 bis 8 ks signifikante Nachweise. Das Verhältnis von Röntgenstrahlung zu optischer Leuchtkraft weist darauf hin, dass Quasare in Röntgenstrahlen nachweisbar sind, wenn sie bei noch größeren Rotverschiebungen existieren. Die vorliegenden Beobachtungen lassen auf zwei spannende Entdeckungen schließen. Eine erweiterte Röntgenquelle von 23 Bogensekunden von SDSS1306+0356 kann ein Jet sein, der inverse Comptonstrahlung vom kosmischen Mikrowellenhintergrund emittiert. SDSS 1030+0524 scheint keine Punktquelle zu sein und kann ein System mit Gravitationslinsen sein oder einen kleinen Röntgenstrahl enthalten.

Probing the Circular Polarization of Relativistic Jets on VLBI Scales, von Daniel C. Homan (1) und John FC Wardle (2) ((1) National Radio Astronomy Obs. (2) Brandeis Univ.), 2002. In der Sitzung erscheinen of "Circular Polarization of Relativistic Jet Sources", Hrsg. RP Fender und J.-P. Macquart, in Astrophysik und Weltraumwissenschaften.

Abstrakt: Hochauflösende Studien der zirkularen Polarisation ermöglichen es uns zu sehen, wo sie in einem Jet entsteht, sein lokales Bruchniveau und Spektrum zu untersuchen und diese Ergebnisse mit lokalen Messungen der linearen Polarisation und der Faraday-Rotation zu vergleichen. Hier überprüfen wir nicht nur frühere Ergebnisse von zirkularen Polarisationsstudien des Very Long Baseline Array (VLBA), sondern präsentieren auch vorläufige neue Ergebnisse zu zwei Quasaren. Im Kern von PKS 0607-157 finden wir eine starke zirkulare Polarisation bei 8 GHz und viel schwächere bei 15 GHz. In Kombination mit den linearen Polarisationsdaten bevorzugen wir ein einfaches Modell, bei dem das Zirkular durch eine Faraday-Umwandlung erzeugt wird, die durch eine kleine Faraday-Rotation angetrieben wird. Im Kern von 3C345 finden wir eine starke zirkulare Polarisation bei 15 GHz in einem Bauteil mit ausgeprägter linearer Polarisation. Diese Kernkomponente ist mit 8 GHz optisch dick, wo wir keine zirkulare Polarisation feststellen. Mit gegenläufigen Frequenztrends für PKS 0607-157 und 3C345 scheint klar, dass lokale Bedingungen in einem Jet einen starken Einfluss auf die zirkulare Polarisation haben können und bei der Untersuchung inhomogener Objekte mit Mehrfrequenzbeobachtungen berücksichtigt werden müssen.

Detection of Optical Synchrotron Emission from the Radio Jet of 3C279, von C. C. Cheung, Brandeis University, 2002. Zur Veröffentlichung in The Astrophysical Journal Letters angenommen.

Abstrakt: Wir berichten über den Nachweis optischer und ultravioletter Emission des Jets im Kiloparsec-Maßstab des bekannten Quasars 3C𞵇. Ein heller Knoten, der in Archivaufnahmen der V- und U-Band-Hubble-Weltraumteleskop-Faint Object Camera entdeckt wurde, fällt mit einem Peak im Radiojet Ӭ.6 Bogensekunden vom Kern entfernt zusammen. Die Entdeckung wurde auch in Bildern der Wide Field Planetary Camera-2 bestätigt. Archival Very Large Array und MERLIN-Radiodaten werden ebenfalls analysiert, die helfen zu zeigen, dass das hochenergetische optische/UV-Kontinuum und -Spektrum mit einem Synchrotron-Ursprung aus derselben Population relativistischer Elektronen, die für die Radioemission verantwortlich sind, übereinstimmt.

PKS 1510-089: Frontal View of a Relativistic Jet, von Daniel C. Homan (1), John F.C. Wardle (2), Chi C. Cheung (2), David H. Roberts (2), Joanne M. Attridge (3) ((1) NRAO, (2) Brandeis University, (3) MIT Haystack Observatory), 2002. Zur Veröffentlichung im Astrophysical Journal angenommen.

Abstrakt: Der Gammastrahlen-Blazar PKS 1510-089 hat einen stark überluminalen Millibogensekunden-Jet bei einem Positionswinkel (PA) von -28 Grad und einen Bogensekunden-Jet mit einem anfänglichen PA von 155 Grad. Mit einer PA-Differenz von 177 Grad zwischen den Bogensekunden- und Millibogensekunden-Jets ist PKS 1510-089 vielleicht der am stärksten fehlausgerichtete Radiojet, der jemals beobachtet wurde, und dient als anschauliches Beispiel für Projektionseffekte in einem stark strahlenden relativistischen Jet. Hier präsentieren wir die Ergebnisse von Beobachtungen, die die Lücke zwischen der Milli-Bogensekunden- und der Bogensekunden-Skala schließen sollen. Wir stellen fest, dass ein zuvor erkanntes "Gegenmerkmal" zum Bogensekundenstrahl direkt vom Millibogensekundenstrahl gespeist wird. Dieses Merkmal befindet sich 0,3 Zoll vom Kern entfernt, was einer deprojizierten Entfernung von 30 Kiloparsec entspricht. Das Merkmal scheint von geschockter Emission dominiert zu werden und weist entlang seiner Außenkante ein nahezu perfekt geordnetes Magnetfeld auf. Wir schließen daraus, dass es sich höchstwahrscheinlich um eine geschockte Biegung handelt, von vorne betrachtet, wo der Jet unsere Sichtlinie kreuzt und den südlichen Bogensekundenjet bildet. Während die Krümmung in der Projektion fast 180 Grad beträgt, schätzen wir den intrinsischen Krümmungswinkel auf 12 bis 24 Grad. Die Ursache der Biegung ist ungewiss, wir bevorzugen jedoch ein Szenario, in dem der Jet nach dem Verlassen der Galaxie gebogen wird, entweder durch Staudruck aufgrund von Winden im Intracluster-Medium oder einfach durch den Dichtegradienten beim Übergang zum intergalaktischen Medium.

A Survey of Extended Radio Jets in AGN with Chandra and HST: First Results, von Rita M. Sambruna (George Mason Univ.), L. Maraschi, F. Tavecchio (Oss Brera), C. Megan Urry (Yale Univ.), CC Cheung (Brandeis Univ.), G. Chartas (Penn State Univ.), R. Scarpa (ESO), Jessica K. Gambill (George Mason Univ.) 2002. Zur Veröffentlichung im The Astrophysical Journal angenommen.

Abstrakt: Wir präsentieren die ersten Ergebnisse einer Röntgen- und optischen Untersuchung einer Stichprobe von AGN-Radiojets mit Chandra und HST. Wir konzentrieren uns hier auf die ersten sechs an Röntgenstrahlen beobachteten Quellen, von denen in vier erstmals ein heller Röntgenstrahl nachgewiesen wurde. In drei von vier Fällen wird in unseren HST-Bildern auch die optische Emission des Jets nachgewiesen. Wir vergleichen die Röntgenmorphologie mit dem Radio, wie sie aus der verbesserten Verarbeitung von archivierten VLA-Daten abgeleitet wurde, und konstruieren spektrale Energieverteilungen (SED) für die auffälligsten Emissionsknoten. In den meisten Fällen begünstigen die SEDs zusammen mit der Ähnlichkeit der Röntgen- und Radiomorphologien einen inversen Compton-Ursprung der Röntgenstrahlen. Der wahrscheinlichste Ursprung der Seed-Photonen ist der kosmische Mikrowellenhintergrund, was bedeutet, dass die Jets auf Kiloparsec-Skalen immer noch relativistisch sind. Im ersten Knoten des Jets PKS 1136-135 werden jedoch wahrscheinlich Röntgenstrahlen über den Synchrotronprozess erzeugt. In allen vier Fällen sind Bulk-Lorentz-Faktoren von wenigen erforderlich. Die Radiokarten der beiden Jets, die weder von Chandra noch von HST entdeckt wurden, deuten darauf hin, dass sie in großen Maßstäben weniger abgestrahlt werden als die anderen vier entdeckten Quellen. Unsere Ergebnisse zeigen, dass bei der Empfindlichkeit und Auflösung von Chandra die Röntgenemission von extragalaktischen Jets üblich ist und wichtige Informationen über ihre physikalischen Eigenschaften liefert.

Parsec-Scale Blazar Monitoring: Flux and Polarization Variability, von Daniel C. Homan, Roopesh Ojha, John F. C. Wardle, David H. Roberts, Margo F. Aller, Hugh D. Aller, Philip A. Hughes. 2001. Eingereicht bei The Astrophysical Journal.

Abstrakt: Wir präsentieren eine Analyse der Fluss- und Polarisationsvariabilität von Radiojets im Parsec-Maßstab aus einem Dual-Frequenz-Sechs-Epochen-VLBA-Polarisationsexperiment, das 12 Blazare überwacht. Die Beobachtungen wurden bei 15 und 22 GHz in zweimonatlichen Intervallen im Laufe des Jahres 1996 durchgeführt. Hier analysieren wir das Verhalten von Fluss, fraktioneller Polarisation und Polarisationspositionswinkelverhalten von Kernregionen und Jet-Features, wobei sowohl die linearen Trends dieser Größen mit der Zeit als auch schnellere Schwankungen berücksichtigt werden über die linearen Trends. Die Zweifrequenznatur der Beobachtungen ermöglicht es uns, die spektrale Entwicklung zu untersuchen, Faraday-Effekte von Änderungen der Magnetfeldordnung zu trennen und auch empirische Schätzungen für die Unsicherheiten bei der Messung der Eigenschaften von VLBI-Jetmerkmalen abzuleiten (siehe Anhang). [gekürzt]

Detektion eines Röntgenstrahls in 3C 371 mit Chandra, von Joseph E. Pesce, Rita M. Sambruna, F. Tavecchio, L. Maraschi, C. C. Cheung, C. Megan Urry und R. Scarpa. 2001. Angenommen von The Astrophysical Journal Letters. Download PDF. Abbildung 1 (in Farbe) ist im GIF- und PDF-Format verfügbar.

Abstrakt: Wir berichten über die Detektion des radio/optischen Jets von 3C 371 in Röntgenstrahlen aus einer kurzen (10 ks) Chandra-Exposition im März 2000. Wir präsentieren auch eine neue MERLIN-Beobachtung bei 1,4 GHz zusammen mit einer Reanalyse des archivierten HST WFPC2 F555W-Bild. Trotz des begrenzten Signal-Rausch-Verhältnisses der Chandra-Daten unterscheidet sich die Röntgenmorphologie deutlich von der der radio/optischen Emission, mit dem hellsten Röntgenknoten bei 1,7" vom Kern und wenig Röntgenstrahlung vom hellsten Funk-/optischen Knoten bei 3,1". Wir konstruieren die spektralen Energieverteilungen für die beiden Emissionsbereiche bei 1,7" und 3,1". Beide zeigen, dass der Röntgenfluss unterhalb der Extrapolation aus dem radio-optischen Kontinuum liegt, was auf ein mäßig gestrahltes Synchrotron aus einer Elektronenpopulation mit abnehmendem Hochenergie-Cut-off als plausiblen Emissionsmechanismus hindeutet.

Making Movies from radio Astronomical Images with AIPS, von C. C. Cheung, D. C. Homan, J. F. C. Wardle, D. H. Roberts. 2001. NRAO-AIPS-Memo # 106.

Abstrakt: Wir präsentieren ein detailliertes Rezept für die Filmproduktion aus mehreren Epochen-Radiobeobachtungen astronomischer Quellen. Bilder werden zeitlich linear interpoliert, um eine glatte Folge von Bildern zu erzeugen, so dass ein fortlaufender Film zusammengestellt werden kann. Hier skizzieren wir die Vorgehensweise und machen auf die Details aufmerksam, die für einen erfolgreichen Film notwendig sind. Insbesondere diskutieren wir die Probleme, die speziell mit der Herstellung von Polarisierungsfilmen zusammenhängen. Das hier beschriebene Verfahren wurde in Skripten im AIPS-Paket von NRAO (Brandeis AIPS Movie Maker – BAMM) implementiert, die für die öffentliche Verwendung verfügbar sind (http://www.astro.brandeis.edu).

Parsec-Scale Circular Polarization Observations of 40 Blazars, von D. C. Homan, J. M. Attridge und J. F. C. Wardle. 2001. Angenommen von The Astrophysical Journal.

Abstrakt: Wir präsentieren zirkulare Polarisationsergebnisse aus einer 5-GHz-Untersuchung der Polarisationseigenschaften von 40 AGN im Parsec-Maßstab, die mit dem VLBA erstellt wurden. Wir finden 11 zirkulare Polarisationsdetektionen auf dem 3-Sigma-Niveau oder höher. Dies vervierfacht nahezu die Anzahl von Quellen, die bei zirkularer Polarisation bei VLBI-Auflösung detektiert werden. Wir finden keine Korrelation zwischen fraktionaler linearer und zirkularer Polarisation in unserer Stichprobe. Eine wahrscheinliche Erklärung ist die externe Faraday-Depolarisation in den Kernen von AGN, die die lineare Polarisation reduziert, die zirkulare Polarisation jedoch unverändert lässt. Beim Vergleich unserer und anderer neuerer Ergebnisse mit Beobachtungen vor 20 Jahren stellen wir fest, dass Quellen in fünf von sechs Fällen heute das gleiche Zeichen der zirkularen Polarisation aufweisen wie vor 20 Jahren. Dies deutet auf das Vorhandensein einer Langzeiteigenschaft der Jets hin, wie zum Beispiel die Polarität eines magnetischen Nettoflusses, der auf Zeitskalen viel länger stabil ist als die einzelner Ausbrüche.

Parsec-Scale Blazar Monitoring: Proper Motions, von D. C. Homan, R. Ojha, J. F. C. Wardle, D. H. Roberts, M. F. Aller, H. D. Aller und P. A. Hughes. Erschienen in The Astrophysical Journal 2001, Bd. 549, p. 840.

Abstrakt: Wir präsentieren Eigenbewegungen, die aus einem VLBA-Polarisationsexperiment mit zwei Frequenzen und sechs Epochen gewonnen wurden, das eine Stichprobe von 12 Blazaren überwachte. Die Beobachtungen wurden 1996 in zweimonatlichen Abständen bei 15 GHz und 22 GHz durchgeführt. Zehn der elf Quellen, für die die Eigenbewegung zuverlässig bestimmt werden konnte, sind superluminal. Nur J2005+77 hat keine superluminalen Komponenten. Drei Quellen (OJ287, J1224+21 und J1512-09) zeigen eine Bewegung schneller als 10h^ <-1>c und erfordern $gamma_$ von mindestens 10h^ <-1>(H_0 = 100h km/s/Mpc). Wir vergleichen unsere Ergebnisse mit denen in der Literatur und finden für vier Quellen Bewegungen außerhalb des zuvor beobachteten Bereichs. Während einige Strahlkomponenten eine signifikante nichtradiale Bewegung aufweisen, ist die meiste Bewegung radial. In mindestens zwei Quellen gibt es Komponenten, die sich radial mit deutlich unterschiedlichen strukturellen Positionswinkeln bewegen. In fünf von sechs Quellen (3C120, J1224+21, 3C273, 3C279, J1512-09 und J1927+73), die mehrere Komponenten mit messbarer Eigenbewegung haben, ist die innerste Komponente deutlich langsamer als die anderen, was darauf hindeutet, dass die Beschleunigung im Jet. Bei den Bewegungen einzelner Komponenten beobachten wir mindestens eine bremsende Bewegung und zwei ,,Biege''-Beschleunigungen, die dazu neigen, ihre Bewegungen mit einer größeren Struktur auszurichten. Wir diskutieren auch ausführlich unsere Verfahren zum Erhalten robuster kinematischer Ergebnisse aus Mehrfrequenz-VLBI-Daten, die mehrere Epochen umfassen.

The Nature of Jets: Evidence from Circular Polarization Observations, von John F. C. Wardle, Daniel C. Homan. Zu erscheinen in "Particles and Fields in Radio Galaxies", Eds. Robert A. Laing und Katherine M. Blundell, ASP-Konferenzreihe

Abstrakt: Wir überprüfen aktuelle Beobachtungen von zirkular polarisierter Strahlung von AGN, die mit dem VLBA und mit dem ATCA gemacht wurden. Wir besprechen auch kurz die Entdeckungen der galaktischen Quellen Sag A* und SS433. Der Ursprung der zirkularen Polarisation ist in den meisten Fällen noch offen, und wir diskutieren vier mögliche Mechanismen. Die nachweisbare zirkulare Polarisation ist eine gemeinsame Eigenschaft von Quasaren, nicht jedoch von Radiogalaxien, und wird immer mit dem kompakten Kern in Verbindung gebracht. Es gibt immer mehr Hinweise darauf, dass das Vorzeichen der zirkularen Polarisation über mindestens zwei oder drei Jahrzehnte gleich bleibt, was darauf hindeutet, dass es sich um eine grundlegende Eigenschaft des Jets handelt.

Direct Distance Measurements to Superluminal Radio Sources, von D. C. Homan und J. F. C. Wardle. Erschienen in The Astrophysical Journal (2000), Bd. 535, pg. 575.

Abstrakt: Wir präsentieren eine neue Technik zur direkten Messung der Entfernungen zu superluminalen Radioquellen. Durch den Vergleich der beobachteten Eigenbewegungen von Komponenten in einem Parsec-Skala-Radiojet mit ihren gemessenen Doppler-Faktoren können wir die Entfernung zur Radioquelle unabhängig von den Standardsprossen in der kosmologischen Entfernungsleiter ableiten. Diese Technik erfordert, dass der Strahlwinkel zur Sichtlinie und das Verhältnis von Muster zu Strömungsgeschwindigkeiten ausreichend eingeschränkt sind. Wir evaluieren eine Reihe von Möglichkeiten zur Einschränkung dieser Parameter und demonstrieren die Technik an einer wohldefinierten Komponente im Parsec-Skalen-Jet des Quasars 3C279 (z = 0,536). Wir finden einen Winkelgrößenabstand zu 3C279 von mehr als 1,8 (+0,5,-0.3) n^ <1/8>Gpc, wobei n das Verhältnis der Energiedichte im Magnetfeld zur Energiedichte in den strahlenden Teilchen in . ist diese Jet-Komponente. Für ein Einstein-de-Sitter-Universum würde diese Messung die Hubble-Konstante auf H < 65 n^ <-1/8> km/s/Mpc auf der Zwei-Sigma-Ebene beschränken. Ähnliche Messungen an Quellen mit höherer Rotverschiebung können bei der Unterscheidung zwischen kosmologischen Modellen helfen. 

1999 und früher

Detektion und Messung der Zirkularpolarisation im Parsec-Skala in vier AGN, von D.C. Homan und J.F.C. Wardle. Erschienen in The Astronomical Journal (1999), Vol. 118, S. 1942. PDF herunterladen

Abstrakt: Wir präsentieren fünf Epochen von 15 GHz VLBA-Beobachtungen von 13 AGN. Diese Beobachtungen wurden speziell kalibriert, um zirkulare Polarisation im Parsec-Bereich zu erkennen, und unsere Kalibrierungstechniken werden im Detail diskutiert und analysiert. Wir erhielten zuverlässige Nachweise der zirkularen Polarisation im Parsec-Bereich in den Radiojets von 4 AGN: 3C84, PKS 0528+134, 3C273 und 3C279. Für jedes dieser Objekte liegen unsere Erkennungen auf dem Niveau von ~ 0,3-1% lokaler gebrochener zirkularer Polarisation. Unsere Beobachtungen stimmen über mehrere Epochen (und verschiedene Kalibrierungstechniken) in Bezug auf Vorzeichen und Größe der beobachteten zirkularen Polarisation überein. 3C273 und 3C279 erfahren während unserer Beobachtungen beide Kernausbrüche, und Änderungen der zirkularen Polarisation beider Quellen sind mit diesen Ausbrüchen korreliert. Im Allgemeinen beobachten wir, dass die zirkulare Polarisation fast mit den starken VLBI-Kernen dieser Objekte übereinstimmt, jedoch befindet sich in 3C84 die zirkulare Polarisation eine volle Millibogensekunde südlich des Quellenpeaks und in der Epoche 1996.73 von 3C273 die zirkulare Polarisation ist überwiegend mit der neu entstehenden Strahlkomponente verbunden. Unsere Beobachtungen unterstützen die theoretische Schlussfolgerung, dass die Emission der zirkularen Polarisation eine empfindliche Funktion der Opazität ist, die am stärksten ist, wenn die optische Tiefe nahe eins ist. Zirkulare Polarisation kann als eine intrinsische Komponente der Synchrotronstrahlung oder durch die Faraday-Umwandlung von linearer in zirkulare Polarisation erzeugt werden. Unsere Einzelfrequenzbeobachtungen unterscheiden nicht leicht zwischen diesen möglichen Mechanismen, aber unabhängig vom Mechanismus deutet die bemerkenswerte Übereinstimmung des Vorzeichens der beobachteten zirkularen Polarisation über die Epoche hinweg auf die Existenz eines langfristigen, stabilen, unidirektionalen Magnetfelds hin. Einzelschüsselbeobachtungen von 3C273 und 3C279 bei 8 GHz von Hodge und Aller legen nahe, dass diese Stabilität in unserem Beobachtungsrahmen Jahrzehnte andauern kann.

Radio Jet-Ambient Medium Interactions on Parsec Scales in the Blazar 1055+018, von J. M. Attridge, D. H. Roberts und J. F. C. Wardle. Erschienen in Astrophys.J. (1999) Bd. 518, pg. 87.

Abstrakt: Im Rahmen unserer Untersuchung der Magnetfelder von AGN haben wir kürzlich mit dem Very Long Baseline Array eine große Stichprobe von Blazaren beobachtet. Hier berichten wir über die Entdeckung eines auffälligen Zweikomponentenjets in der Quelle 1055+018, bestehend aus einem inneren Spine mit einem transversalen Magnetfeld und einer fragmentarischen, aber deutlichen Grenzschicht mit einem longitudinalen Magnetfeld. Die Polarisationsverteilung in der Wirbelsäule unterstützt stark Shocked-Jet-Modelle, während die in der Grenzschicht eine Wechselwirkung mit dem umgebenden Medium nahelegt. Dieses Verhalten legt einen neuen Weg nahe, die unterschiedlichen Polarisationseigenschaften von Blazaren mit starken und schwachen Linien zu verstehen.

Mit dem Quasar 3C279 assoziierte Elektronen-Positron-Jets, von J. F. C. Wardle, D. C. Homan, R. Ojha und D. H. Roberts. Erschienen in Nature (1998), Bd. 395, pg. 457. PDF herunterladen

Abstrakt: Ein seit langem herausragendes Problem in der extragalaktischen Astrophysik ist die Zusammensetzung der relativistischen Plasmastrahlen, die aus den Kernen von Quasaren und aktiven Galaxien strömen - sei es überwiegend ein "normales" (Elektron - Proton) Plasma oder ein "Paar" (Elektron - Positronen) Plasma. Die Unterscheidung zwischen diesen Möglichkeiten ist entscheidend für das Verständnis der physikalischen Prozesse, die in der Nähe der mutmaßlichen supermassereichen Schwarzen Löcher in galaktischen Kernen ablaufen, die die Jets erzeugen. Hier präsentieren wir einen neuen Ansatz für das Problem der Jet-Zusammensetzung, indem wir mit dem VLBA zirkular polarisierte Radioemission vom archtypischen Quasar 3C279 detektieren. Die zirkulare Polarisation wird durch Faraday-Umwandlung erzeugt, die erfordert, dass die Energieverteilung der strahlenden Teilchen zu sehr niedrigen Energien reicht, was darauf hindeutet, dass Elektron-Positron-Paare eine Hauptkomponente des Jet-Plasmas sind. Ähnliche Nachweise in drei anderen Radioquellen legen nahe, dass extragalaktische Radiojets im Allgemeinen hauptsächlich aus einem Elektron-Positron-Plasma bestehen.


Das Radioteleskop Effelsberg wird 50

Das 100-m-Radioteleskop des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie in Bonn feiert 2021 seinen 50. Geburtstag. Der Bau des Teleskops in einem Eifeltal etwa 40 km südwestlich von Bonn erfolgte in dreieinhalb Jahren von 1967 bis 1971 Am 12. Mai 1971 wurde am Standort des Teleskops in der Nähe der beiden Eifel-Dörfer Effelsberg und Lethert, die heute Ortsteile der Stadt Bad Münstereifel sind, eine offizielle Eröffnung gefeiert.

Anlässlich des Jubiläums wurde im Mai 2021 ein vierter astronomischer Wanderweg, der Zeitreiseweg, fertiggestellt. Er hat eine Gesamtlänge von 5 km rund um das 100-m-Radioteleskop und präsentiert die 50-jährige Geschichte des Radioteleskops Effelsberg auf 20 Tafeln. Die Panels informieren über wissenschaftliche Ergebnisse mit dem Teleskop, sowie bemerkenswerte technische Neuerungen wie den Einbau eines neuen Subreflektors oder den Bau der LOFAR-Station Effelsberg für Radiobeobachtungen bei längeren Wellenlängen.

Der Zeitreiseweg am Radioteleskop Effelsberg beginnt am Besucherpavillon. Das Foto zeigt Station Nr. 1 . [Mehr]

Der Zeitreiseweg am Radioteleskop Effelsberg beginnt am Besucherpavillon. Das Foto zeigt Station Nr. 1 (Einweihung und erste Beobachtungen, 1971) vor dem Eingang des Pavillons und das 100-m-Radioteleskop im Hintergrund.

Der Zeitreiseweg am Radioteleskop Effelsberg beginnt am Besucherpavillon. Das Foto zeigt Station Nr. 1 (Einweihung und erste Beobachtungen, 1971) vor dem Eingang des Pavillons und das 100-m-Radioteleskop im Hintergrund.

Das 100-m-Radioteleskop des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie liegt in einem Bachtal direkt an der Grenze zwischen den deutschen Bundesländern Nordrhein-Westfalen und Rheinland-Pfalz. Vom Besucherparkplatz in der Nähe der Eifelorte Effelsberg und Lethert, beide Ortsteile der Gemeinde Bad Münstereifel, sind es ca. 15 Gehminuten zum Besucherpavillon Radioteleskop&aposs mit direktem Blick auf das Teleskop selbst.

Als Rückblick auf 50 Jahre erfolgreicher Forschungsarbeit mit dem 100-m-Radioteleskop Effelsberg wurde im Mai 2021 in der Nachbarschaft des Radioteleskops Effelsberg ein neuer Wanderweg, der "Zeitreiseweg", eröffnet. Sie beginnt beim Besucherpavillon in unmittelbarer Nähe des 100-m-Radioteleskops, führt auf einer Strecke von knapp über 5 km um das Teleskop herum und endet am Aussichtspunkt direkt vor der Riesenantenne. Von dort führt ein kurzer Zickzackweg direkt zurück zum Pavillon.

„Der neue Wanderweg bietet nicht nur einen faszinierenden Einblick in 50 Jahre Forschung und Technik in Effelsberg, sondern ermöglicht auch einen Blick auf das spektakuläre Teleskop und die umliegende schöne Eifellandschaft aus verschiedenen Perspektiven“, sagt Alex Kraus, Stationsleiter des Effelsbergs Radio-Observatorium. „Bereits während meiner Promotion am Institut hatte ich viel Beobachtungszeit mit dem Teleskop, um die kurzfristige Variabilität aktiver Galaxienkerne zu studieren.“ Dieses Thema ist in Station Nr. 8 des Zeitreisepfades dokumentiert.

Der Zeitreiseweg beschreibt in insgesamt 20 Stationen eine Reihe von Ereignissen aus fünf Jahrzehnten Geschichte des 100-m-Radioteleskops, von seiner Einweihung 1971 bis zum 50-jährigen Jubiläum im laufenden Jahr 2021.

Dazu zählen sowohl wissenschaftliche als auch technische Meilensteine, von der ersten Entdeckung der Moleküle Wasser und Ammoniak außerhalb der Grenzen unserer Milchstraße 1977/79 bis hin zur Weltrekord-Winkelauflösung von nur 11 Mikrobogensekunden (entspricht dem Durchmesser einer 1-Cent-Münze auf der Mondoberfläche) durch Space VLBI-Beobachtungen mit dem 100-m-Teleskop. Hinzu kommen technische Meilensteine ​​wie die Installation eines neuen Subreflektors mit verstellbarer Oberfläche im Jahr 2006 und die Inbetriebnahme eines zweiten Radioteleskops vor Ort, der Station Effelsberg des europäischen LOFAR-Teleskopnetzwerks.

Umgebungskarte des Radioteleskops Effelsberg. Die Positionen der 20 Stationen der Zeitreiseroute sind . [Mehr]

Umgebungskarte des Radioteleskops Effelsberg. Die Positionen der 20 Stationen des Zeitreisewegs sind markiert. Die ersten 12 Stationen sowie Station Nr. 19 und Nr. 20 befinden sich im Gebiet des Bundeslandes Nordrhein-Westfalen und die Stationen Nr. 13 bis 18 im Raum Rheinland-Pfalz. Direkt neben dem 100-Meter-Teleskop verläuft die Staatsgrenze zwischen den beiden Bundesländern.

Umgebungskarte des Radioteleskops Effelsberg. Die Positionen der 20 Stationen des Zeitreisewegs sind markiert. Die ersten 12 Stationen sowie Station Nr. 19 und Nr. 20 befinden sich im Gebiet des Bundeslandes Nordrhein-Westfalen und die Stationen Nr. 13 bis 18 im Raum Rheinland-Pfalz. Direkt neben dem 100-Meter-Teleskop verläuft die Staatsgrenze zwischen den beiden Bundesländern.

Der Zeitreiseweg führt rund um das Gelände der Funksternwarte im Gebiet gleich zweier deutscher Bundesländer (Nordrhein-Westfalen und Rheinland-Pfalz).

Dieser Wanderweg, gekennzeichnet durch ein schwarzes Fernrohrsymbol auf gelbem Grund, entstand in Kooperation des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie mit dem Freundeskreis Sahrbachtal, der Tourist-Information/Stadt Bad Münstereifel und der OG Bad Münstereifel des Eifelvereins. Es ergänzt die drei bereits existierenden astronomischen Pfade Planet Trail, Milky Way Trail und Galaxy Trail, die nahezu die gesamte kosmische Entfernungsskala von unserem Sonnensystem bis zu den entferntesten Galaxien in Entfernungen von Milliarden Lichtjahren abbilden.

„Der Eifelverein Bad Münstereifel gratuliert dem Radioteleskop Effelsberg zu seinem 50. Geburtstag und ist stolz, in Zusammenarbeit mit den anderen Kooperationspartnern und zusätzlich zu den beiden bereits bestehenden Eifelschleifen aus Bad Münstereifel nun einen weiteren attraktiven und informativen Wanderweg realisiert zu haben zum Teleskop und rund um Effelsberg“, sagt Bernhard Ohlert, Vorsitzender der OG Bad Münstereifel des Eifelvereins.

„Der Freundeskreis Sahrbachtal e.V. gratuliert zum 50-jährigen Jubiläum des Radioteleskops Effelsberg, das meisterhaft in die Natur des Ahrgebirges eingebettet ist. Mit diesem ständig verbesserten wissenschaftlichen Instrument konnten wichtige Ergebnisse in der astronomischen Forschung erzielt werden“, ergänzt Walter Brüggemann, Vorsitzender des Freundeskreises. "Der Freundeskreis begrüßt die Eröffnung des neuen Zeitreiseweges als Angebot für weitere Informationen und Kenntnisse für interessierte Wanderer. Wir freuen uns auf die Fortsetzung unserer "historisch gewachsenen" guten Zusammenarbeit mit dem MPIfR und bedanken uns für die hervorragende Zusammenarbeit sowie die Auswirkungen auf den Tourismus."

„Mit dem Zeitreiseweg haben wir ein attraktives Ensemble astronomischer Wanderwege am Radioteleskop Effelsberg“, resümiert Norbert Junkes, Pressesprecher des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie, auf den die Konzeption der vier Wanderwege zurückgeht. "In Zukunft möchten wir das System der virtuellen Verbindungsstationen zwischen unseren Trails weiter ausbauen, was den Planetary Trail mit der Station "Sirius" am APEX-Teleskop in Chile bereits jetzt zum längsten astronomischen Trail der Erde macht."

Tabelle mit den 20 Stationen der Zeitreiseroute am Radioteleskop Effelsberg. Der Trail verläuft über insgesamt . [Mehr]

Tabelle mit den 20 Stationen der Zeitreiseroute am Radioteleskop Effelsberg. Der Weg führt über eine Gesamtlänge von 5 km und deckt die 50-jährige Geschichte des 100-m-Radioteleskops von der Einweihung bis zu seinem Jubiläum im Jahr 2021 ab.

Tabelle mit den 20 Stationen der Zeitreiseroute am Radioteleskop Effelsberg. Der Weg führt über eine Gesamtlänge von 5 km und deckt die 50-jährige Geschichte des 100-m-Radioteleskops von der Einweihung bis zu seinem Jubiläum im Jahr 2021 ab.

Nachfolgend eine Kurzbeschreibung aller 20 Stationen des Zeitreisewegs (siehe auch Tabelle in Abbildung 3):

1. Die erste Station des Weges stellt die Einweihung des Radioteleskops nach rund dreijähriger Bauzeit am 12. Mai 1971 dar. Bereits am 23. April wurde als erste erfolgreiche Messung ("First Light") mit dem Effelsberg der Supernova-Überrest HB21 beobachtet Radioteleskop.

2. Stations-Nr. 2 markiert den Beginn des Vollbetriebs des Radioteleskops Effelsberg und seiner Empfangssysteme am 01.08.1972. Im selben Jahr wurden erste Pulsarmessungen bei einer Wellenlänge von 2,8 cm durchgeführt, der kürzesten Wellenlänge, die für Pulsarbeobachtungen bis dahin verwendet wurde Zeit.

3. Das Radioteleskop Effelsberg wurde 1973 bereits in einem sehr frühen Stadium seines Betriebs in ein weltweites Netzwerk von Radioteleskopen ("Very Long Baseline Interferometry", VLBI) integriert. Die ersten Messungen mit transatlantischen Basislinien fanden statt, ermöglicht durch die Verbindung des 100-m-Teleskops mit Radioteleskopen in den USA.

4. Ein Jahr später, 1974, wurde das Radioteleskop Effelsberg tagsüber sechs Monate lang als Empfangsstation für die HELIOS Sonnensonde genutzt. HELIOS war das erste Großprojekt der deutschen Raumfahrt. Im selben Jahr wurde die erste vollständige Karte der Radioemission der Andromeda-Galaxie M31 bei 11 cm Wellenlänge veröffentlicht.

5. Das Radioteleskop Effelsberg ist aufgrund seiner hohen Empfindlichkeit ideal geeignet für Messungen von extrem schwachen Funksignalen. Allerdings konnten erstmals Spektrallinien von Wasser H2O (1977 in M33) und Ammoniak NH3 (1979 in IC342) in anderen mehrere Millionen Lichtjahre entfernten Galaxien nachgewiesen werden.

6. Nach etwa zehnjähriger Messung mit den damals drei größten voll steuerbaren Radioteleskopen der Erde (Effelsberg: 100 m, Jodrell Bank: 76 m, Parkes: 64 m Durchmesser) die genaueste Karte der Radioemission von der komplette Himmel bei 73 cm Wellenlänge wurde 1982 veröffentlicht.

7.Beobachtungen einer ganzen Reihe spektroskopischer Linien des Ammoniakmoleküls NH3 mit dem Radioteleskop Effelsberg führten zur Einführung eines kosmischen Thermometers zur Ableitung der Temperatur von Molekülwolken.

8. Das Radioteleskop Effelsberg war von wesentlicher Bedeutung für die Entdeckung der kurzfristigen Variabilität in den Kernen extragalaktischer Radioquellen. In den Zentralregionen extrem weit entfernter aktiver Galaxien (z.B. 0917+624, neun Milliarden Lichtjahre entfernt) findet man Helligkeitsschwankungen innerhalb weniger Stunden und kann so Strukturen von der Größe unseres Sonnensystems nachweisen.

9. Der Zeeman-Effekt ist die Aufspaltung von Spektrallinien in Magnetfeldern (Nobelpreis für Pieter Zeeman 1902). Der Nachweis dieses Effekts im Weltraum wurde erstmals mit dem Radioteleskop Effelsberg für das Wassermolekül H2O demonstriert. Dies ermöglicht die Untersuchung von Magnetfeldern in Molekülwolken.

10. Eine kreisförmige Schiene von 64 m Durchmesser trägt das gesamte Gewicht des Radioteleskops Effelsberg. Nach 25 Betriebsjahren musste diese Schiene komplett ersetzt werden. Dazu musste das Teleskop mit seinem Gesamtgewicht von 3200 Tonnen für den Schienenersatz "aufgebockt" werden.

11. Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie sagt eine kontinuierliche Richtungsänderung einer Pulsar-Rotationsachse (geodätische Präzession) voraus, wenn sie sich im Gravitationsfeld eines Begleitsterns bewegt. Mit dem Radioteleskop Effelsberg konnte dieser Effekt beim Pulsar PSR 1913+16 erstmals nachgewiesen werden.

12. Die systematische Untersuchung der Magnetfelder von Galaxien und unserer Milchstraße begann mit Beobachtungen polarisierter Radioemission mit dem Radioteleskop Effelsberg. Ein schönes Beispiel ist in einer detaillierten Karte dargestellt, um das Magnetfeld unserer Nachbargalaxie M31 bei 6 cm Wellenlänge zu untersuchen.

13. Der Subreflektor des Radioteleskops Effelsberg mit einem Durchmesser von 6,50 m befindet sich nahe dem Brennpunkt an der Spitze der vier Stützbeine. Am 5. Oktober 2006 wurde ein neuer, verbesserter Spiegel mit 100 motorisch gesteuerten aktiven Flächenelementen eingebaut, der die Leistung des Radioteleskops weiter steigert.

14. Auf dem Gelände des Radioobservatoriums Effelsberg wurde die erste deutsche Station des europäischen Niederfrequenz-Radioteleskops LOFAR errichtet. LOFAR-Stationen sind über mehrere Länder in Europa verteilt und über schnelle Datenleitungsverbindungen direkt verbunden.

15. Am Radioteleskop Effelsberg laufen spezielle Messprogramme, um neue Pulsare zu finden. PSR J1745+10 ist der erste Millisekundenpulsar, der in Effelsberg entdeckt wurde. Es handelt sich um einen sogenannten "Schwarzen Witwen-Pulsar", bei dem die hochenergetische Strahlung des Pulsars seinen Partner im Laufe der Zeit fast vollständig verdampft.

16. In unmittelbarer Nähe des Zentrums der Milchstraße wurde mit dem Radioteleskop Effelsberg ein Pulsar mit einem extrem starken Magnetfeld, ein sogenannter Magnetar, nachgewiesen. Es bewegt sich in einer Umlaufzeit von etwa 500 Jahren um das supermassereiche Schwarze Loch im Zentrum (Sgr A* mit mehr als 4 Millionen Sonnenmassen).

17. Im Projekt "Effelsberg-Bonn-HI-Survey" (EBHIS) wurde mit dem Radioteleskop Effelsberg der komplette Nordhimmel im Licht der 21-cm-Spektrallinie des neutralen Wasserstoffs (HI) beobachtet.

18. Untersuchung der Spektrallinien von Wassermasern in der Galaxie NGC 4258 in einem Weltraum-VLBI-Netzwerk, das das Weltraumteleskop RadioAstron mit einer Reihe von erdbasierten Radioteleskopen verbindet, darunter das 100-m-Teleskop, die höchste Winkelauflösung in der Astronomie mit 11 Mikrobogensekunden nur erreicht werden konnte.

19. Das "Global Millimeter VLBI Array" (GMVA) wird verwendet, um Details innerhalb der zentralen Regionen von Galaxien wie Perseus A, Cygnus A, M87 und Sgr A* (Zentrum der Milchstraße) mit sehr hoher Winkelauflösung zu untersuchen. Bei einer Wellenlänge von nur 3,5 mm stößt das teilnehmende 100-m-Funkgerät Effelsberg an seine Grenzen.

20. 2021 hat das Radioteleskop Effelsberg die ersten 50 Jahre seines Lebens vollendet. Aus diesem Anlass hat die Deutsche Post eine Jubiläumsbriefmarke „50 Jahre 100-m-Radioteleskop Effelsberg“ herausgegeben. Beobachtungen und Forschungsprogramme mit dem 100-m-Teleskop werden fortgesetzt.

Der Zeitreisepfad am Radioteleskop Effelsberg ergänzt die drei bestehenden astronomischen Pfade rund um das Radioobservatorium, Planet Trail, Milky Way Trail und Galaxy Trail, die die komplette astronomische Entfernungsskala von unserem Sonnensystem bis zu den entferntesten Galaxien Milliarden Lichtjahre umfassen Weg.


Pulsare als Werkzeuge für grundlegende Physik und Astrophysik

Die schiere Zahl der vom SKA entdeckten Pulsare in Kombination mit der außergewöhnlichen Zeitgenauigkeit, die es bieten kann, wird die Pulsar-Astrophysik revolutionieren. Das SKA wird eine vollständige Zählung von Pulsaren sowohl in der Galaxie als auch in galaktischen Kugelsternhaufen bereitstellen, die verwendet werden kann, um eine detaillierte Karte der Elektronendichte und der Magnetfelder, der Dynamik der Systeme und ihrer Evolutionsgeschichte zu erstellen. Diese vollständige Zählung wird Beispiele für fast jedes mögliche Ergebnis der Entwicklung massereicher Sterne liefern, einschließlich der Entdeckung sehr exotischer Systeme wie Pulsar-Schwarze-Loch-Systeme und Sub-Millisekunden-Pulsare, falls sie existieren. Diese exotischen Systeme werden einzigartige Tests der starken Feldgrenze der relativistischen Gravitation und der Zustandsgleichung bei extremen Dichten ermöglichen. Die Massen von Pulsaren und ihren binären Begleitern – Planeten, Weiße Zwerge, andere Neutronensterne und Schwarze Löcher – werden für Hunderte von Objekten zu ∼1% bestimmt. Mit dem SKA können wir hochstabile Millisekundenpulsare entdecken und messen, die ein Pulsar-Timing-Array zur Detektion niederfrequenter Gravitationswellen umfassen. Das SKA wird auch Teilzählungen naher Galaxien durch Periodizitäts- und Einzelpulsdetektionen bereitstellen, die wichtige Informationen über das intergalaktische Medium liefern.

Die Grundlagenforschung in der Radioastronomie am NRL wird vom Amt für Marineforschung unterstützt.