CHANDRA GÖZLEMLERİ İLE BELİRLENEN BAZI AKTIF GALAKSİ ÇEKİRDEKLERİN HST GÖZLEMLERİNDE İNCELENMESİ*

Transkript

1 1 CHANDRA GÖZLEMLERİ İLE BELİRLENEN BAZI AKTIF GALAKSİ ÇEKİRDEKLERİN HST GÖZLEMLERİNDE İNCELENMESİ* Examining Hst Observations Of Some Active Galactic Nuclei That Detected With Chandra Observations* Aysun YAŞAR Fizik Anabilim Dalı Aysun AKYÜZ Fizik Anabilim Dalı ÖZET Bu çalışmada, astrofiziksel kaynakların oldukça geniş bir sınıfını oluşturan Aktif Galaktik Çekirdeklerin farklı dalga boylarında özellikleri araştırıldı. Bu amaçla X- ışın ( Chandra) ve optik (Hubble Uzay Teleskopu, HST) arşiv verileri analiz edildi. Chandra Derin Alan-Güney (CDF-S) bölgesi gözlem verilerinden belirlenen X-ışın kaynaklarının HST gözlem alanlarında optik eşlenikleri tanımlandı. Kaynakların V ve I bantlarında parlaklıkları ve alan kaynakları ile karşılaştırılmaları, sertlik oranları, akı değerleri gibi karakteristik özellikleri incelendi. Tanımlanan optik eşleniklerin V-I renk diyagramlarının sönük ve parlak olmak üzere iki sınıf oluşturduğu gözlendi. Anahtar kelimeler: HST, CDF-S, Optik parlak, Optik sönük, X-ışın ABSTRACT In the present thesis the properties about various wavelengths of Active Galactic Nuclei which make up a large class of the astrophysical sources have been studied. For this purpose, X-ray (Chandra) and optical (Hubble Space Telescope, HST) archive data are analyzed. Optical counterparts of X-ray sources that are determined from the Chandra Deep Space-South (CDF-S) region observation data, have been identified inside the field of view of HST observations. Characteristic properties such as V and I band magnitudes and their comparison with field sources, Hardness Ratios, Flux values etc. are examined. V-I color diagrams of optical counterparts show that they could be classified as optically faint and bright populations. Key Words: HST, CDF-S, Optically faint, Optically bright, X-Ray. Giriş Bazı galaksilerin yaydıkları büyük miktarda enerjinin merkezinde bulunan tıkız bir bölgeden kaynaklandığı gözlenmekte ve bu galaksiler 'Aktif Galaksiler merkez bölge ise Aktif Galaktik Çekirdek (AGÇ) olarak tanımlanmaktadır. AGÇ' ler tüm dalga boylarında yaydıkları erg s -1 'lik ışıma güçleri ile evrende gözlenen galaksilerin ~ %10' nunu oluşturmaktadırlar ve normal galaksilere göre farklı karakteristik özelliklere sahiplerdir. Bu özellikler; yıldızsal olmayan ışıma, tıkız merkez bölgesinden gözlenen jetler (fırlatılan sıcak plazma), gözlenen ışık yoğunluğunda hızlı değişimler ve çok sıcak gazdan yayınlanan yayınım çizgileri,

2 olarak sıralanabilir. Aktif galaksiler, normal galaksiler gibi eliptik, spiral veya düzensiz morfolojik yapı gösterebilirler. Ancak aşırı parlak merkez bölgesinden gelen ışıma o kadar yoğundur ki aktif galaksinin morfolojisinin belirlenmesine engel olabilmektedir. Bununla birlikte, bir AGÇ genel olarak merkezinde büyük kütleli bir karadelik (~ M ), karadelik etrafındaki madde yığılma diski, diski çevreleyen moleküler toz halkasından oluştuğu bilinmektedir. AGÇ'den gelen ışımaya, en temel olarak, yığılma diskinden karadeliğe akan maddenin neden olduğu yapılan çalışmalarda anlaşılmıştır. Ancak AGÇ'lerin gözlenen özelliklerini oluşturan farklı ışıma mekanizmalarına sahip olduğu da bilinmektedir. Elektromanyetik tayfta yüksek enerjili bölgelerinde de (X-ışın ve gama ışın) AGÇ'ler parlak kaynaklar olarak gözlenebilir (Elvis ve ark., 1978). X-ışınlarının kütle aktarım diskinin iç bölgelerinden ya da aktarım diskinin üzerinde sıcak bir koronadan geldiği düşünülmektedir (Haard & Maraschi 1991). Çok yüksek enerjiye sahip gama ışınlarına ise jetlerin içinde yüksek enerjili elektronlarla çarpışan fotonların ters-compton saçılması neden olduğu ileri sürülmektedir (Zhang & Cheng 1997). Son 15 yılda Chandra X-ışın Gözlemevi (CXO) derin alan taramaları daha yüksek X-ışın enerjileri ve daha sönük akılara ulaşarak ROSAT sonuçlarını genişletti (Cowie ve ark. 2003: Giacconi ve ark. 2002: Brandt ve ark. 2001: Hornschemeier ve ark. 2001: Mushotzky ve ark. 2000: Tozzi ve ark. 2001). Bu çalışmalar ortalama kızıla kayma değerinde (z>0.5), çoğu ev sahibi galaksi tarafından perdelenen AGÇ'lerin, ortalama ışıma gücüne L x ~ erg/s olan ışıma gücüne katkıda bulunan X-ışın ardalanının varlığını doğrulamıştır. Bu durum, X-ışın enerjilerinde AGÇ-evsahibi galaksi arasındaki ilişkinin araştırılmasını önemli hale getirmektedir. Ev sahibi galaksinin boyutu, yapısı ve parlaklığı AGÇ' nin ışıma mekanizması ve doğasına yönelik önemli ipuçları sağlamaktadır (Smith & Heckman 1990). Düşük kızıla kayma değerine sahip AGÇ' lerin yer tabanlı optik görüntülemesi 30 yılı aşkın süredir devam etmektedir (Schade, 1993 ve buradaki referanslar). Materyal ve Metod Materyal Aktif galaksiler 1900'lü yılların ilk dönemlerinden itibaren araştırılan ve güncelliği devam eden astrofiziğin temel konularından biridir. AGÇ'ler sahip oldukları yüksek kırmızıya kayma değerleri nedeniyle önemli kozmolojik objelerden biridir. AGÇ'lerin çoklu dalgaboylarında yapılan gözlemleri galaksi oluşumu ve evrimi konusuna ışık tutmaktadır. Bu çalışmada; Chandra X-ışın Gözlemevi ile Hubble Uzay Teleskopunun optik verileri verileri karşılaştırılarak, X-ışınlarında belirlenen AGÇ kaynaklarının HST görüntülerinde optik karşılıkları araştırılmıştır. Belirlenen kaynakların X-ışın ve optik verilerinden yararlanılarak AGÇ'lerin genel özellikleri çalışılmıştır

3 Metod Bu tez çalışmasında amaçlanan X-ışın (Chandra) gözlem verileri kullanılarak tanımlanan AGÇ lerin aynı alanda olası optik (HST) karşılıklarının belirlenmesi ve belirlenen bu AGÇ lerin bazı karakteristik özelliklerinin tanımlanmasıdır. Chandra Derin Uzay Alanı-Güney (CDF-S) olarak tanımlanan ~0.1 deg 2 lik alanda algılanan AGÇ'lerin (0.5 10) kev enerji aralığında X-ışın özelliklerini incelemek, HST WFPC2 ile F606W (V) ve F814W (I ) filtrelerinde alınan görüntülerle karşılaştırmak ve optik bölgede algılanan AGÇ leri belirlemek için gerekli veri analizleri gerçekleştirilmiştir. Araştırılan Chandra alanı (0.1 deg 2 ) üzerinde belirtilen 3 HST/WPC2 alanı (her biri 15'x15'; CDF-S1, CDF-S2, CDF-S3 ) Şekil 1' de verilmektedir. Şekil 1. CDF-S alanı üzerinde işeretlenen üç HST alanı (CDF-S1, CDF-S2, CDF- S3 ) ve bir ACS(GOODS) alanı gösterilmektedir. CXO kaynakları (0.5-10) kev enerji aralıgında akı değerlerine göre farklı boyutlarda çemberler ile verilmektedir (Schreier ve ark. 2001). Chandra Veri Analizi Chandra veri arşivindeki gözlem numaraları, ObsID 441, 582, 1431 ile belirtilen veriler, Chandra Interactive Analysis of Observations (CIAO) (v.4.3) programı ve CALDB (v.3.3.0) kalibrasyon veritabanı ile kalibre edilmiştir. Kaynakların foton sayım oranları (count/rate) elde edilerek akı değerleri hesaplandı. HST Veri Analizi Chandra alanındaki X-ışın kaynaklarının optik karşılıklarını araştırmak için, HST MAST ( adresinden CDF-S1, CDF-S2 ve CDF-S3 alanlarında ve iki farklı filtredeki ; F606W (V) ve F814W (I) olmak üzere HST/WFPC2 görüntüleri indirildi

4 DOLPHOT; Stellar Photometry programı çalıştırıldı. Kalibrasyon işlemleri gerçekleştirildi ve temizlenmiş drizzle görüntüsü elde edildi.drizzle şeklinde elde edilen WFPC2 görüntülerindeki optik kaynakları belirleme işlemi yapıldı. Bu amaçla DOLPHOT programı çalıştırılarak kaynakların koordinat ve parlaklık değerlerinin verildiği çıktı dosyası elde edildi. ACS Veri Analizi MAST, HST veri arşivinde, istenilen alanın merkez koordinatı girilmek üzere F606W ve F850W filtrelerinde iki görüntü dosyası indirilmiştir. Bu verilerin indirgeme işlemleri DOLPHOT programı ile gerçekleştirildi. Kalibre edilen optik kaynakların, koordinatlarının ve kadir değerlerinin belirlenmesi için DOLPHOT programınında hstphot.sh çalıştırıldı. Seçilen bu dosya (referans görüntü) kaynakların parlaklık ve koordinat değerlerini veren çıktı dosyası olarak elde edildi. Bulgular ve Tartışma Bu tez çalışmasında aynı alanda Chandra X-ışın ve Hubble Uzay Teleskopunun optik gözlem verileri kullanılarak olası AGÇ adayları araştırılmıştır. Chandra verileri ile HST/WFPC2 ve HST/ACS nin verilerinin analizleri yapılarak ışıma yapan kaynaklar belirlenmiştir. Chandra veri analizleri sonucunda belirlenen X- ışın kaynaklarının HST analizlerinden elde edilen optik karşılıkları belirlenerek bu kaynakların AGÇ adayı olup olmadığı araştırılmıştır. WFPC2 de elde edilen dosyalar, Chandra analizlerinden elde edilen kaynak koordinatları (.reg uzantılı çıktı dosyası) HST görüntüleri üzerine yüklendiğinde CDF- S1' de 7, CDF-S2' 9, CDF-S3' te 10 X-ışın kaynağı olmak üzere toplam 26 optik kaynak koordinatı biriyle eşleşti. Eşleşen bu kaynaklar CDFS 1, 2 ve 3 bölgelerinde, Şekil 2.a., b. ve c.' de gösterilmektedir. a) b) c) Şekil 2. a) CDF-S1 (F814W) alanı ve X-ışın koordinatı ile eşleşen 7 optik kaynak b) CDF-S2 (F814W) alanı ve eşleşen 9 optik kaynak c)cdf-s3 (F814W) alanı

5 ve eşleşen 10 optik kaynak gösterilmektedir. Benzer işlemler HST/ACS verileri için de yapıldı. Chandra nın 0.1 deg 2 ' lik alanında CDF-S alanlarından farklı bölgedeki X-ışın kaynaklarının optik karşılıkları da araştırıldı. Koordinatları belirlenen X-ışın kaynakları, görüntüleri temel indirgeme işlemleri ile temizlenmiş ve alanda optik kaynakları belirlenmiştir. Chandra ve HST/WFPC2 ve HST/ACS verileri ile belirlenen kaynakların optik ve X-ışın özellikleri incelenmiştir. ACS' de eşleşen 16 kaynaktan 11'inin koordinatları ve V ve I bantlarında belirlenen kadir değerleri Tablo 1.de verilmektedir. Benzer tablo WFPC2 için de hazırlandı. Optik karşılığı bulunan 26 X-ışın kaynağının kev (S) ve 2 10 kev (H) enerji aralıklarında akı değerleri (Fxs ve Fxh) hesaplanarak Tablo 2 de sunulmuştur. Ayrıca kaynakların X-ışınlarında S yada H bantta daha belirgin oldugunu belirlemek amacıyla Sertlik oranı (Hardness Ratio ; HR = (H S)/ (H + S) ) değerleri de Tablo 4.' de görülmektedir (HR = -1 sadece S bantta algılanan kaynaklar, HR = +1 sadece H bantta algılanan kaynakları temsil etmektedir). Tablo 1. ACS'de eşleşen 11 kaynağın koordinat ve kadir değerleri R.A. & Dec. V(F606W) I(F850W) 1 03:32: :47: :32: :47: :32: :48: :32: :49: :32: :49: :32: :49: : :50: :32: :49: :32: :51: :32: :51: :32: :51:

6 Tablo 2. WFPC2 kaynakları için hesaplanan sayı oranı, akı ve HR değerleri SOFT HARD BANT BANT kev Log F XS 2-10 kev Log F XH HR Sayı Oranı Sayı Oranı X-ışın kaynaklarının HST/WFPC2 ve HST/ACS analizlerinden belirlenen optik eşleniklerinin F814W (I), F850W(I) kadir değerlerinin dagılımı histogram olarak elde edildi. Ayrıca WFPC2 de F606W (V), F814W (I) ve F850W (I) filtrelerinde belirlenen kaynakların parlaklıklarının ölçüsü olan kadir değerleri arasındaki fark (V-I) bu kaynakların renk (color) değerleri hakkında bilgi verdiğinden kadir değeri belirlenen 32 kaynağın renk dağılımını belirlemek ve tüm alan galaksilerinin renk dağılımı ile karşılaştırmak amacıyla histogramlar elde edildi. Elde edilen histogramlar eşleşen kaynakların parlak ve sönük olarak tanımlayabildiğimiz iki gruba ayrıldığını gösterdi. WFPC2 F814W (I), kadir değerlerinin dağılımlarına göre;

7 parlak grup 19 < I < 23 (15 kaynak), sönük grup ise I > 23 (6 kaynak) aralığındaki kaynakları içermektedir. Bu değer literatürde verilen parlak grup kadir değeri I~ kadir aralığı ile uyumlu görülmektedir. ACS F850W (I) dağılımında kaynak sayısının azlığı nedeniyle gruplanma çok belirgin olmasa da benzer aralıklar gözlenmektedir. Ayrıca WFPC2 ve ACS ile belirlenen toplam 32 kaynak için I banttaki histogramda benzer ikili gruplamayı görülmektedir. Bu histogramda parlak ve sönük grup olarak ikili gruplamayı ve yaklaşık aynı I kadir aralığını korumaktadır. I da sönük olarak tanımlanan kaynaklar (> 23) Tip 2 AGN sınıfına girmekle birlikte parlak grup için belirgin bir sınıf oluşturmamaktadır (Şekil 3). Kaynakların (V-I) renk histogramları elde edilerek tüm alan kaynaklarının renkleri ile karşılaştırılmıştır. Şekil 4. (WFPC2) de X-ışın karşılığı olan kaynakların V-I dağılımı (üst-panel) ile alandaki tüm kaynakların V-I (alt-panel) dağılımını göstermektedir. Şekil 3. ACS ve WFPC2' de belirlenen 32 kaynağın I banttaki dağılımı Şekil 4. WFPC2 de X-ışın karşılığı olan kaynakların V-I dağılımını göstermektedir. Histogramda görüldüğü gibi I da sönük kaynakların WFPC2 için V-I < 1.2 alan galaksilerinin bir kısmıyla uyumlu olduğu gözlendi

8 Şekil 5' te görüldüğü gibi I da parlak ve sönük gruplar arasında X-ışın (S bant) sertliklerinde belirgin bir farklılık görülmemekle birlikte, optik olarak parlak kaynakların X-ışınlarında daha sert ışımaya sahip oldukları gözlendi. Ayrıca parlak kaynaklarının Fx/Fo oranları düşük ve sabit çizgi boyunca dağıldıkları, sönük kaynakların ise Fx/Fo oranlarının yüksek olduğu gözlendi. Şekil 5. Eşleşen 21 kaynağın I kadir değerlerine karşı yumuşak X-ışın (S: kev) bandındaki akı değerlerinin dağılımı Aynı şekilde tüm kaynakların (WFPC2+ACS) dağılımlarına bakıldığında kaynakların benzer şekilde parlak ve sönük grupların S yada H bantta belirgin oldugu ayırt edilememektedir. Optik olarak eşleşen 26 kaynağın ışıma gücü aralığı kev enerji bandında Lx= aralıkta hesaplandı. Lx değerleri Tablo 1 deki flux değerleri ve literatürden herbir kaynağın kızıla kayması bulunarak Lx=4πd 2 Fx bağıntısına göre hesaplandı ve önceki çalışmalarda Tip2 AGÇ lerin Lx değerleriyle ( erg/s) karşılaştırıldığında uyumlu olduğu gözlendi. Sonuçlar Bu çalışmada Galaksi-ötesi kaynakları belirlemek amacıyla Chandra X-ışın uydusunun 300 ks' lik arşiv verileri ve HST'nin WFPC2 ve ACS'den elde edilen optik verilerin analizleri gerçekleştirildi. 0.1 deg 2 ' lik CDFS alanında belirlenmiş olan X-ışın kaynaklarının optik karşılıkları araştırıldı. z~2 ye kadar mesafede optik karşılığı bulunan X-ışın kaynaklarının AGÇ adayı olma olasılığı araştırıldı. WFPC2' de V-I < 1.2 aralığındaki kaynaklar alan kaynaklarıyla uyum içinde olup, optik olarak daha sönük ve daha kırmızımsı oldukları gözlendi. Literatürdeki verilerden ve grafiklerden yararlanılarak I da sönük kaynakların Tip 2 AGN sınıfına dahil olabilecegi belirlendi. Tip 2 AGN olarak tanımlanabilen kaynakların merkezlerini çevreleyen torusun bulanıklılık etkisiyle Tip 1 AGN lere göre optik olarak daha sönük

9 olduğu düşünülmektedir. Kaynakların X-ışın ve optik ışımalarını karşılaştırmak için elde edilen sertlik oranları, optik olarak sönük olan kaynakların optik parlak kaynaklar kadar sert ışıma yapmadıkları bununla birlikte bu iki grup arasında çok belirgin bir faklılık olmadıgı gözlendi. Ayrıca parlak kaynakların Fx/Fo oran değerinin düşük, sönük olanların ise bu oran değerinin daha yüksek olduğu belirlendi. Ayrıca WFPC2'de eşleşen 26 kaynağın ışıma gücü Lx= erg/s ACS'de akı değeri bulunan 11 kaynaktan 8'inin ışıma gücü Lx= erg/s aralığında hesaplandı. Bu değer Tip2 AGÇ'lerin Lx değerleriyle uyum göstermektedir. Bu kadar yüksek X-ışın ışıma gücü AGÇ'lerde merkezi aktivitelerin çok güçlü olduğuna işaret etmektedir. Bu çalışmada incelenen HST gözlemleri, 300 ks lik CDF-S gözlem alanının %7.5 ini kapsamaktadır. Daha sonra benzer çalışma aynı HST gözlemlerini kullanarak 1 Ms CDF-S alanını içinde yapılmış ve eşleşen kaynak sayısı önceki 26 kaynak dahil edilerek 37 ye çıkmıştır. Benzer analizlerle elde edilen sonuçların uyumlu olduğu gözlenmiştir. X-ışın ve optik gözlemlerin yanısıra diğer dalga boyu gözlemleri ( özellikle orta ve uzak kızıl-öte) ve büyük ayna çaplı (>8 m) optik teleskoplarla yapılacak tayf gözlemleri AGÇ ler konusunda çok daha ayrıntılı bilgi edinmemizi sağlayacaktır. Kaynaklar SCHREIER E. J. ve ark., Hubble Spaces Telescope Imaging In The Chandra Deep Field South. I. Multiple Active Galactic Nucleus Populations. The Astrophysical Journal, Volume 560, Issue 1, pp KOEKEMOER ve ark, Morphology and Environments of X-Ray/Radio-Loud AGN in the GOODS Fields. American Astronomical Society, 201st AAS Meeting, id MUSHOTZKY R How are AGN found? Supermassive Black Holes in the Distant Universe. Edited by Amy J. Barger, Department of Astronomy, University of Wisconsin-Madison U.S.A.; and Department of Physics and Astronomy, University of Hawaii, Honolulu, U.S.A.; and Institute for Astronomy, University of Hawaii, Honolulu, U.S.A.. Astrophysics and Space Science Library Volume 308. ISBN (HB), ISBN (e-book). Published by Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, The Netherlands, 2004, p.53. ELVIS, M., Seyfert galaxies as X-ray sources. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. Vol. 184, p. 903 (MNRAS Homepage) SHADE, D., BOYLE, B.J., LETAWSKY, M., HST Observation of X-ray-selected AGN. Anglo- Australian Observatory, PO Box 296, Epping, NSW 1710, Ausralia. HAARDT, F., MARASCHI, L., A two-phase model for the X-ray emission from Seyfert galaxies. Astrophysical Journal, Part 2 - Letters (ISSN

10 X), vol. 380, Oct. 20, 1991, p. L51-L54. (ApJL Homepage). GROGIN N. A., Hubble Space Telescope Imaging in the Chandra Deep Field- South. III. Quantitative Morphology of the 1 Million Second Chandra Counterparts and Comparison with the Field Population. The Astrophysical Journal, Volume 595, Issue 2, pp HUANG, Y., LIU, X. W., YUAN, H.B., XIANG, M. S., HUO, Z. Y., HOU, Y. H., JIN, G., ZHANG, Y., ZHOU, X.L HST and LAMOST discover a dual active galactic nucleus in J Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 439, Issue 3, p GEORGANTOPOULOS, I., AKYLAS, A., GEORGAKAKIS, A., ROWAN-ROBİNSON, M The Compton-thick AGN in the CDF-N. eprint arxiv: GLIKMAN ve ark., 2015.Major Mergers Host the Most-luminous Red Quasars at z ~ 2: A Hubble Space Telescope WFC3/IR Study. The Astrophysical Journal, Volume 806, Issue 2, article id. 218, pp. (2015). BIANCHI, L., ve ark., The role of ultraviolet imaging in studies of resolved and unresolved young stellar populations. M31 and M33. Advances in Space Research, Volume 53, Issue 6, p FERRARESE, L., MERRIT, D., A Fundamental Relation between Supermassive Black Holes and Their Host Galaxies. The Astrophysical Journal, Volume 539, Issue 1, pp. L9-L12. GEBHARDT, K., ve ark., A Relationship between Nuclear Black Hole Mass and Galaxy Velocity Dispersion. The Astrophysical Journal, Volume 539, Issue 1, pp. L13-L16. MUSHOTZKY, R.F., On the ratio of the infrared-to-ultraviolet continuum to the X-rays in Quasars and Active Galaxies. Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN X), vol. 339, April 15, 1989, p ZHANG, L., CHENG, K.S., High-Energy Radiation from Rapidly Spinning Pulsars with Thick Outer Gaps. The Astrophysical Journal, Volume 487, Issue 1, pp ZHANG, Y., LIU, X.W., A spectroscopic study of the bipolar planetary nebula Mz3. Monthly Notice of the Royal Astronomical Society, Volume 337, Issue 2, pp ZHANG, S., COLLMAR, W., SCHONFELDER, V., An unidentified variable gamma-ray source near the galactic plane detected by COMPTEL. Astronomy and Astrophysics, v.396, p (2002). GIACCONI, R., ve ark., A high-sensitivity X-ray survey using the Einstein Observatory and the discrete source contribution to the extragalactic X-ray background. Astrophysical Journal, Part 2 - Letters to the Editor, vol. 234, Nov. 15, 1979, p. L1-L7. Research supported by the Science Research Council of England. HASİNGER, G., BURG, R., GIACCONİ, R., SCHMIDT, M., TRUMPER J., ZAMORANI, G The ROSAT Deep Survey. I. X-ray sources in the

11 Lockman Field. Astronomy &Astrophysics. 329: