Exploring the relations between bulges and central black holes in unusual galaxies [Elektronische Ressource] / vorgelegt von Nina Antje Nowak

Nina Antje Nowak

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• Publié le: 01 janvier 2009
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Exploring the relationsbetween
bulges and centralblack holes
in unusual galaxies
NinaAntje Nowak
München 2009Exploring the relationsbetween
bulges and centralblack holes
in unusual galaxies
DISSERTATION
anderFakultätfürPhysik
derLudwig–Maximilians–UniversitätMünchen
zurErlangungdesGrades
DoktorderNaturwissenschaften
Dr. rer. nat.
vorgelegtvon
NinaAntjeNowak
ausDelmenhorst
München,den18.06.2009Erstgutachter: Priv. Doz. Dr. RobertoSaglia
Zweitgutachter: Prof. Dr. AndreasBurkert
TagdermündlichenPrüfung: 25.09.2009Zusammenfassung
IndieserArbeit wirdüberdieMessungderMassevon supermassiven schwarzen Löchern im Zen-
trumvon vierGalaxienmitderMethodederstellarenDynamikberichtet.Grundlagehierfürsind
Beobachtungen im nahen Infrarot (1.9−2.5μm), die mit dem Feldspektrographen SINFONI am
VeryLargeTelescope(VLT)durchgeführtwurden.AnhanddieserDatenkonntendieBewegungen
derSterneimEinflußbereichdesschwarzenLochsgemessenunddessenMassemitModellrechnun-
genrekonstruiert werden.
Derartige Messungen konnten bisher hauptsächlich mit dem Hubble Space Telescope im opti-
schen Spektralbereich inmassiven,staubfreien Galaxiendurchgeführt werden.MitSINFONIund
der Technik der adaptiven Optik ist es jetzt möglich, die Masse von schwarzen Löchern in stau-
bigen, massearmen und leuchtschwachen Galaxien zu messen. Dies ist notwendig,um dieZusam-
menhänge zwischen der Entwicklung von Galaxien und dem Wachstum von schwarzen Löchern
verstehen zulernen.
Die leuchtschwache elliptische Galaxie NGC4486a hat eine Staubscheibe im Zentrum und ist
−1mit einer Geschwindigkeitsdispersion von 110 kms im unteren Bereich des Massenspektrums
von Galaxien angesiedelt. Mit der sogenannten “Maximum Penalized Likelihood” Methode wur-
de die Geschwindigkeitsverteilung der Sterne gemessen. Die Masse des schwarzen Lochs wurde
7mit Hilfe der Schwarzschild-Methode zu M =(1.26±0.41)×10 M (68% Vertrauensintervall)• ⊙
bestimmt. Dies stimmt mit den Vorhersagen der Beziehung zwischen M und Geschwindigkeits-•
dispersion σ der Sterne im zentralen Bereich (dem “Bulge”) der Galaxie (M -σ-Relation) überein,•
und auch mit der Relation zwischen M und Bulgemasse (M -M -Relation), die beide auf den• • bulge
Messungen inmassereichen elliptischen Galaxien basieren.
Wenn Galaxien ähnlicher Masse kollidieren und miteinander verschmelzen, so bildet sich eine
neueGalaxie.DieschwarzenLöchersinkeninsZentrumundverschmelzendort,unddurchTrans-
portvonGasinsZentrumkannnukleareAktivitätundsomitdasweitereWachstumdesschwarzen
Lochs ausgelöst werden. FornaxA, eine Radiogalaxie im Fornax-Galaxienhaufen, ist das Resultat
einersolchenVerschmelzung.DieGeschwindigkeitsverteilungunddieMassedeszentralenschwar-
+0.75 8zen Lochs wurden auf dieselbe Weise gemessen wie in NGC4486a. Mit M = 1.5 ×10 M• ⊙−0.8
(99.7%Vertrauensintervall)folgtauchFornaxAderM -σ-Relation.JedochistM ungefährviermal• •
kleiner,alsman esvon derMassedesBulges erwarten würde.
EinBulgekannunterschiedlicheErscheinungsformenhaben,abhängigvonseinemEntstehungs-
mechanismus.Eswirdangenommen,dasseinklassischerBulgebeiderKollisionvonGalaxienent-
steht und in etwa die Eigenschaften einer elliptischen Galaxie aufweist. In einer Scheibengalaxie
gibt es jedoch Mechanismen, die Gas vom äußeren Teil der Scheibe ins Zentrum transportieren,
wo dann Sterne und somit ein Bulge gebildet werden. Ein Bulge, der auf diese Weise entsteht, hat
in etwa die Eigenschaften einer Spiralgalaxie und man nennt ihn “Pseudobulge”. In den Galaxien
NGC3368undNGC3489,diebeidesowohleinenPseudobulge,alsaucheinenkleinenklassischen
6Bulgebesitzen,wurdedieMassederzentralen schwarzen Löcherzu M =7.5×10 M miteinem• ⊙
+0.566 6RMS-Fehler von 1.1×10 M (NGC3368)und M =(6.00 | ±0.64| )×10 M (68% Ver-⊙ • stat sys ⊙−0.54
trauensintervall, NGC3489) bestimmt. Beide stimmen mit den Vorhersagen der M -σ-Relation•
überein. Die M -M -Relation jedoch sagt vielfach größere Massen vorher, geht man von den• bulge
GesamtmassenderBulges(Pseudobulge +klassischerBulge)aus. DieMassederklassischen Bulge-
Komponentescheint hiereinbesserer IndikatorfürdieMassedesschwarzen Lochs zusein.Abstract
Thisthesisreportsonthemeasurementofthemassesofsupermassiveblackholesinthecentresof
four galaxies usingstellardynamics. Itisbased on observations inthenear-infrared (1.9−2.5μm)
withtheintegral-fieldspectrograph SINFONIattheVeryLargeTelescope(VLT).Thesedatawere
usedtodeterminethemotionsofstarsintheverycentreofthegalaxies,whichthenweremodelled
toderivethemassofthecentral black hole.
Such measurements were until now restricted to massive and dust-free galaxies, observed with
the Hubble Space Telescope in the optical wavelength range. With SINFONI and the technique
ofadaptiveopticsitisnowpossible tomeasure themassofsupermassive black holesalsoindusty,
low-mass and faint galaxies. This is essential in order to understand the correlation between the
evolution ofgalaxiesand thegrowth ofcentral black holes.
Thefaintelliptical galaxy NGC4486acontainsa nucleardiscof dustand stars. Withavelocity
−1dispersionof110 kms itbelongstotheclassoflow-massgalaxies. Withtheso-called“Maximum
Penalized Likelihood” method the velocity distribution of the stars was measured. The mass of
7thecentralblackhole,determinedusingtheSchwarzschildmethod,is M =(1.26±0.41)×10 M• ⊙
(68%confidencelimit). Thisisinagreement withtherelationbetween M andvelocitydispersion•
σ of the galaxy bulge (M -σ relation), as well as with the relation between M and bulge mass• •
(M -M relation), both of which are based on measurements of massive elliptical galaxies and• bulge
bulges.
Whengalaxiesofsimilarmassmerge,anewgalaxyforms. Thecentralblackholeofeachgalaxy
sinkstothecentrewheretheyeventuallycoalesce. Iftheprogenitorgalaxiesaregas-rich,gasmight
be transported to the centre where it might trigger nuclear activity and thus the further growth
of the central black hole. FornaxA, a radio galaxy located in the outskirts of the Fornax galaxy
cluster, experienced a recent major merger. Its velocity distribution and the mass of the central
+0.75 8blackholeweremeasuredinthesamewayasforNGC4486a. With M =1.5 ×10 M (99.7%• ⊙−0.8
confidence interval) also FornaxA follows the M -σ relation, but M is a factor of about four• •
smallerthanexpected fromthe M -M relation.• bulge
Bulges appear in different forms, depending on their formation mechanism. It is believed that
classicalbulgesformviamergersandhavethegeneralpropertiesofellipticalgalaxies. Pseudobulges
are thought to be the result of secular evolution, where gas is transported from the outer parts of
a spiral galaxy to thecentre, where it formsstars and builds a bulge with properties similar tothe
outer disc. The galaxies NGC3368 and NGC3489 both host a pseudobulge and a small classical
6bulge component. The derived masses of the central black holes are M = 7.5×10 M with• ⊙
+0.566 6an RMS error of 1.1×10 M for NGC3368 and M = (6.00 | ±0.64| )×10 M (68%⊙ • stat sys ⊙−0.54
confidence limit) for NGC3489. Both masses are in agreement with the M -σ relation. The M -• •
M relation, however,predicts several timeslarger black hole masseswhen the totalbulge massbulge
(including pseudobulge and classical bulge) is considered. The mass of the small classical bulge
component in thiscaseseemstobeabetterindicatoroftheblack holemass.Contents
Listoffigures xiii
List oftables xvii
1 Blackholes in galaxies 1
1.1 Abriefhistoryofblack holes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.2 Theco-evolution ofblack holes and theirhosts . . . . . . . . . . . . . 3
1.3 Blackhole massmeasurements–statustoday . . . . . . . . . . . . . . 7
1.3.1 Measurementtechniques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
1.3.2 Catalogue of M measurements. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12•
1.4 Limitations ofthe M -σ and the M -L relation . . . . . . . . . . . 13• • bulge
1.4.1 Starsvs. gas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
1.4.2 Pseudobulges vs. classical bulges . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
1.4.3 Barredvs. unbarredgalaxies. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
1.4.4 Spiralvs. elliptical galaxies. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
1.4.5 Low-σ andbulgeless galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
1.4.6 High-σ and coregalaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
1.4.7 AGNvs. inactive galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
1.5 Outline ofthethesis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
2 Observationsanddata reduction 35
2.1 SINFONI . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
2.1.1 Adaptive optics . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
2.1.2 Laserguide star . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
2.2 Selection of galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
2.3 Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
2.4 Datareduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
ixContents
3 Stellar kinematics 61
3.1 Extraction techniques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
3.2 Spectral features. . . .