Models of dust and gas tori in active galactic nuclei [Elektronische Ressource] / presented by Marc Schartmann

DissertationsubmittedtotheCombinedFacultiesfortheNaturalSciencesandforMathematicsoftheRuperto CarolaUniversityofHeidelberg,GermanyforthedegreeofDoctorofNaturalSciencespresentedbyDiplom PhysicistMarcSchartmannbornin: Ulm,GermanythOralexamination: February7 ,2007ModelsofDustandGasToriinActiveGalacticNucleiReferees: Prof.Dr.KlausMeisenheimerProf.Dr.RalfS.KlessenModellefürStaub undGastoriinAktivenGalaktischenKernenZusammenfassung DasZieldervorliegendenArbeitistdierealistischeModellierungderVerteilungvon Gas und Staub in den Zentralbereichen Aktiver Galaktischer Kerne. Vereinheitlichende SchematabenötigeneinenStaubtorus,umzweiBeobachtungsklassengeometrischineinemModellzuvereinigen(Blick entlang und senkrecht zur Torusachse). Realistische Torusmodelle sind notwendig, um inter-ferometrische Beobachtungen naher Seyfertgalaxien im nahen und mittleren Infrarotbereich (MIDI,AMBER) beschreiben zu können. In einem ersten Schritt untersuchen wir ein analytisches Torusmo dell,dassogenannteTurbulenteTorusModell,durchAnwendungvonStrahlungstransportsimulationen.Es zeigt sich gute Übereinstimmung sowohl mit der Gesamtemission von Seyfertgalaxien, als auchräumlich hochaufgelöster Beobachtungen im Nahinfrarotbereich. Probleme ergeben sich jedoch durchzu ausgeprägte Silikatemission bei Beobachtung entlang der Torusachse. Überwunden werden dieseDiskrepanzen durch Modellierung drei dimensionaler klumpiger Staubtori in einem zweiten Schritt.
Publié le : lundi 1 janvier 2007
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Dissertation
submittedtothe
CombinedFacultiesfortheNaturalSciencesandforMathematics
oftheRuperto CarolaUniversityofHeidelberg,Germany
forthedegreeof
DoctorofNaturalSciences
presentedby
Diplom PhysicistMarcSchartmann
bornin: Ulm,Germany
thOralexamination: February7 ,2007ModelsofDustandGasTori
inActiveGalacticNuclei
Referees: Prof.Dr.KlausMeisenheimer
Prof.Dr.RalfS.KlessenModellefürStaub undGastoriinAktivenGalaktischenKernen
Zusammenfassung DasZieldervorliegendenArbeitistdierealistischeModellierungderVerteilung
von Gas und Staub in den Zentralbereichen Aktiver Galaktischer Kerne. Vereinheitlichende Schemata
benötigeneinenStaubtorus,umzweiBeobachtungsklassengeometrischineinemModellzuvereinigen
(Blick entlang und senkrecht zur Torusachse). Realistische Torusmodelle sind notwendig, um inter-
ferometrische Beobachtungen naher Seyfertgalaxien im nahen und mittleren Infrarotbereich (MIDI,
AMBER) beschreiben zu können. In einem ersten Schritt untersuchen wir ein analytisches Torusmo
dell,dassogenannteTurbulenteTorusModell,durchAnwendungvonStrahlungstransportsimulationen.
Es zeigt sich gute Übereinstimmung sowohl mit der Gesamtemission von Seyfertgalaxien, als auch
räumlich hochaufgelöster Beobachtungen im Nahinfrarotbereich. Probleme ergeben sich jedoch durch
zu ausgeprägte Silikatemission bei Beobachtung entlang der Torusachse. Überwunden werden diese
Diskrepanzen durch Modellierung drei dimensionaler klumpiger Staubtori in einem zweiten Schritt.
Dabei legen wir besonderen Wert auf die Unterschiede zwischen klumpigen und homogenen Mo
dellen und deren Signaturen in interferometrischen Beobachtungen. In einem letzten Schritt folgen
wirderzeitlichenEntwicklungeinesnuklearenSternhaufensimRahmenvonHydrodynamiksimulatio
nen. Durch dessen Massen und Energieeintrag in das umgebende Medium und Gaskühlung entsteht
aufnatürlicheWeiseeinfilamentartiger,klumpigerGasstrom,derzumMinimumdeseffektivenPoten
zials hin gerichtet ist. Dieses wird gebildet aus dem Gravitationspotenzial des Schwarzen Loches, des
Sternhaufens selbst und der Rotation des Gases. Dort bildet sich eine massive, turbulente Scheibe aus.
AnschließendeStrahlungstransportsimulationenspiegelnspektraleEnergieverteilungenvonSeyfertga
laxien (Spitzer) gut wieder. Probleme, die unsere kontinuierlichen Torusmodelle mit der Beschreibung
derbeobachtetenRelationzwischenderStärkederSilikatcharakteristikundderHSäulendichtehaben,
könnenmittelsdieserneuartigenModellierungausgeräumtwerden.
ModelsofDustandGasToriinActiveGalacticNuclei
Abstract The goal of this thesis is to gain theoretical understanding of the distribution of dust and
gas in the innermost parsecs of Active Galactic Nuclei. Unified Schemes demand a circum nuclear
diskortorustogeometricallyunifytwoseparateclassesofobservedobjects(face onandedge onview
onto the torus). In a multi step approach, we work towards the establishment of realistic simulations
of this massive and dense gas and dust reservoir, in order to be able to interpret near- and mid infrared
interferometric observations (MIDI, AMBER), which are able to resolve dust structures in the centres
of Seyfert galaxies. In a first step, we investigate an analytical torus model (the so called Turbulent
Torus Model) with the help of radiative transfer calculations and find gross agreement with large aper-
ture, as well as high resolution observations of Seyfert galaxies. However, the model SEDs show too
pronouncedsilicateemissionfeaturesintheface oncase. Thiscanbeovercomewiththehelpofthree
dimensional clumpy tori, calculated in a second step. Special emphasis is put on the differences of
clumpy and continuous dust distributions, also concerning interferometric observations. In a further
step,weapplyhydrodynamicsimulationstotracetheevolutionofanuclearstarcluster,whichprovides
energy via discrete supernova explosions and mass from stellar mass loss. With these ingredients, a
highly dynamical system forms, with gas streaming inward, in form of long filaments, which cool due
to radiative energy losses. In the vicinity of the minimum of the effective potential (caused by gravity
of the nuclear stellar cluster and black hole, as well as rotation of the gas), a turbulent disk forms,
surrounded by a less dense clumpy and filamentary toroidal structure. Subsequent radiative transfer
calculations yield good agreement with Seyfert galaxy spectral energy distributions (observed with the
Spitzer space telescope). Problems of the comparison of continuous models with the silicate feature
strengthtoHcolumndensityrelationcanbeovercomewiththehelpofournewapproach.Contents
1 Introduction 1
1.1 ActiveGalacticNuclei . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.2 Seyfertgalaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.3 ObservationsofAGNtori . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
1.4 Connectiontogalacticscales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2 Radiativetransfermodelsforcontinuoustori 9
2.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.2 Themodel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
2.2.1 TheTurbulentTorusModel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
2.2.2 Parametersofthemodel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.2.3 Dustproperties . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
2.2.4 Primarysource . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
2.2.5 Radiativetransferequation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
2.2.6 TheradiativetransfercodeMC3D . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
2.3 Resultsanddiscussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
2.3.1 Averageddustmixtureversussinglegrains . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
2.3.2 Temperaturedistribution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2.3.3 InclinationanglestudyforSEDs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.3.4anglestudyforsurfacebrightnessdistributions . . . . . . . . . 24
2.3.5 Wavelengthstudyforsurfacebrightnessdistributions . . . . . . . . . . . . 26
2.3.6 Implementationofaradiationcharacteristic . . . . . . . . . . . . . . . . . 27ii Contents
2.3.7 DustmassvariationstudyforSEDs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
2.3.8 Dustmassvariationstudyforsurfacebrightnessdistributions . . . . . . . . 30
2.3.9 Variationofdustproperties . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
2.3.10 Zoomingintothetorus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
2.4 Comparisonwithobservations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
2.4.1 ComparisonwithlargeaperturespectraoftypeIgalaxies . . . . . . . . . . 36
2.4.2withspecialSeyfertIIgalaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
2.5 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
3 ClumpymodelsofAGNtori 43
3.1 Introductionandmotivation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
3.2 Themodel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
3.2.1 Assemblyofourclumpystandardmodel . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
3.2.2 Furtherpreconditionsandmethods . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
3.2.3 Resolutionstudy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
3.3 Results. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
3.3.1 Temperaturedistribution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
3.3.2 Viewingangledependenceofourstandardmodel . . . . . . . . . . . . . . 51
3.3.3 Differentrealisationsoftheclumpydistribution . . . . . . . . . . . . . . . 52
3.3.4 Wavelengthdependency . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
3.3.5 Studyofdifferentvolumefillingfactors . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
3.3.6 Dustmassstudy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
3.3.7 Concentrationofclumpsinradialdirection . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
3.3.8 Dependenceontheclumpsizedistribution . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
3.3.9 Radialdependenceoftheopticaldepthoftheclumps . . . . . . . . . . . . 62
3.4 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
3.4.1 Explanationforthereductionofthesilicatefeature . . . . . . . . . . . . . 63
3.4.2 Contributionduetobremsstrahlung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64
3.4.3 Comparisonwithothertorusmodels . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
3.5 MIDIinterferometry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
3.5.1 Modelvisibilities . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68Contents iii
3.5.2 ComparisonwithMIDI datafortheCircinusgalaxy . . . . . . . . . . . . 71
3.6 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
4 Hydrodynamicmodelsoftori 75
4.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
4.2 Theoreticalconceptsneededinoursimulations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
4.2.1 Basicequations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
4.2.2 Numericalrealisation-TheTRAMPcode . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79
4.2.3 Domaindecomposition . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81
4.2.4 Initialconditionofthehydrodynamicalsimulations . . . . . . . . . . . . . 81
4.2.5 Boundaryconditions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82
4.2.6 Artificialviscosity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
4.2.7 Numericalviscosity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
4.2.8 Dustmodelsforradiativetransferofhydrodynamicsimulations . . . . . . 83
4.2.9 Turbulence . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84
4.3 Themodelanditsrealisation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86
4.3.1 Overallmodel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86
4.3.2 Inputofgas(dust) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
4.3.3 Planetarynebulae . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89
4.3.4 Heatingduetosupernovaexplosions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
4.3.5 Cooling . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93
4.4 Testingmassandenergyinjection . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 96
4.4.1 Simulationofsingleplanetarynebulaeinjections . . . . . . . . . . . . . . 97
4.4.2 Interactionbetweentwoplanetarynebulae . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98
4.4.3 Simulationofsingleandinteractingsupernovae . . . . . . . . . . . . . . . 99
4.4.4 Supernovaexplosionsinastratifiedmedium . . . . . . . . . . . . . . . . 101
4.5 Resultsanddiscussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102
4.5.1 Parametersofourstandardhydrodynamicmodel . . . . . . . . . . . . . . 102
4.5.2 Evolutionofourstandardmodel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
4.5.3 Evolutionofthestandardmodelwithoutfurthergasandenergyinput . . . 107
4.5.4 Multiphasemedium . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107iv Contents
4.5.5 Formationofaturbulentdisk . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119
4.6 Fromhydrodynamicmodelstoobservables . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124
4.6.1 Observingthestandardhydrodynamicmodel . . . . . . . . . . . . . . . . 126
4.7 Parameterstudies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 127
4.7.1 Massinjectionrate . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 127
4.7.2 Supernovarate . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133
4.7.3 Coolingrate . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 135
4.7.4 (Nearly)emptyinitialcondition&lowinitialtemperature . . . . . . . . . 137
4.7.5 Coldinitialcondition,turbulentpressure . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 137
4.7.6 Massofthestarcluster . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 138
4.8 Comparisonwithdata . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 139
4.8.1 ComparisonwithSpitzerobservations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 140
4.8.2 ConstraintsfromtheX ray /SiOstrengthrelation . . . . . . . . . . . . . . 141
4.9 Comparisonwithanalternativemodel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 144
4.10 Futurework . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 146
4.11 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 148
5 Summaryandconcludingremarks 151
A Theinterstellarmedium(ISM)anditstheoreticaldescription 165
B Additionalmaterial 169

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