Mid-infrared interferometry of nearby active galactic nuclei [Elektronische Ressource] / presented by Konrad R. W. Tristram

Konrad R. W. Tristram

Sujets

• Astronomie

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• Publié par: ruprecht-karls-universitat_heidelberg
• Publié le: 01 janvier 2007
• Nombre de lectures: 26
• Langue: English
• Poids de l'ouvrage: 2 Mo

Extrait

Dissertation
submitted to the
Combined Faculties for the Natural Sciences and for Mathematics
of the Ruperto-Carola University of Heidelberg, Germany
for the degree of
Doctor of Natural Sciences
presented by
Diplom-Physicist Konrad R. W. Tristram
born in Freiburg im Breisgau, Germany
thOral examination: July 25 , 2007Mid-infrared interferometry
of nearby Active Galactic Nuclei
Version 2.2
2007 August 27
Online Publication Version
Referees: Prof. Dr. Klaus Meisenheimer Dr. Immo Appenzellerv
Abstract: Activegalacticnucleiarepoweredbytheaccretionofmatterontosupermassive
black holes in the centre of galaxies. In unified schemes, warm, obscuring dust and gas in
a torus play a major role for the different manifestations of such nuclei. The differences are
thoughttodependontheviewingangleswithrespecttothedustdistribution, whichabsorbs
the nuclear light and re-emits it in the infrared.
The scientific goal of this thesis is to reveal the nature of the nuclear mid-infrared source
in a few nearby active galaxies in order to explore the innermost dust distribution on parsec
scales. As this requires angular resolutions of < 20mas, interferometric observations with
the MIDI instrument at the Very Large Telescope Interferometer were performed.
TheprimarytargetistheCircinusgalaxy, aprototypeSeyfert2galaxy. Themodellingof
the interferometric data revealed that warm dust (T ∼300K) is located in two components:
inadiskwitharadiusof0.2pcandinalarger,geometricallythickandclumpytorusextending
outto1pc. Thesize,orientationandtemperatureofthisconfigurationareinagreementwith
the long sought dusty torus of Seyfert galaxies.
Themid-infraredemissionintheradiogalaxyCentaurusAisofatotallydifferentnature.
The bulk of its emission comes from an unresolved synchrotron core, most likely the foot of
the jet. Only about 30% of the mid-infrared flux originates in an extended distribution of
warmdust. ThreefurthertargetsobservedbyMIDI(Mrk1239,MCG-05-23-016and3C273)
are basically unresolved, only allowing upper limits on the size of their dust distributions.
Although the completely new observations in general confirm the concept of unification,
significant discrepancies between the observations and very simple models occur which need
to be quantified by further (interferometric) observations. This may lead to a revision of the
most simple unified schemes.
Zusammenfassung: Aktive galaktische Kerne werden durch die Akkretion von Materie
auf ein supermassereiches Schwarzes Loch angetrieben. In vereinheitlichenden Modellen wer-
den die unterschiedlichen Erscheinungsformen solcher Kerne durch verschiedene Blickwinkel
bezuglic¨ h von warmem Staub und Gas, die den Kern in einem Torus umgeben, erkl¨art.
Das Ziel dieser Arbeit ist die Untersuchung der Emission aktiver Kerne im mittleren In-
frarot, um die Eigenschaften der zentralen Staubverteilung auf Gr¨oßenordnungen von einem
Parsec zu erforschen. Um die notwendige Winkelau߬osung im Bereich von weniger als 20
Milli-Bogensekunden zu erreichen, wurden interferometrische Beobachtungen mit dem In-
strument MIDI am Very Large Telescope Interferometer durchgefuhrt.¨
HauptstudienobjektdieserArbeitistdieCircinusGalaxie,einetypischeSeyfert2Galaxie.
DieModellierungderinterferometrischenDatenergibt,daßsichderwarme(T ∼300K)Staub
in zwei Komponenten befindet: in einer Scheibe mit einem Radius von 0.2pc und in einem
gr¨oßeren,dickenundklumpigenTorusmit2pcDurchmesser. DieGr¨oße,dieOrientierungund
die Temperatur dieser Anordnung best¨atigen die Pr¨asenz des lange vermuteten Staubtorus
der Seyfert Galaxien.
Von ganz anderer Natur ist die Quelle in der Galaxie Centaurus A. Der Hauptteil der
EmissionimmittlerenInfrarotstammtvoneinerunaufgel¨ostenSynchrotronquelle,vermutlich
dem Fußpunkt des Radiojets. Nur etwa 30% des Flusses stammen von einer ausgedehnten
Staubverteilung. Drei weitere Objekte sind im Wesentlichen unaufgel¨ost und erm¨oglichen so
nur die Bestimmung oberer Grenzen fur¨ die Gr¨oße ihrer Staubverteilungen.
Obwohl die neuen Beobachtungen das Konzept der Vereinheitlichung von aktiven galak-
tischen Kernen best¨atigen, treten signifikante Unterschiede zu einfachen Modellen auf. Diese
Diskrepanzen mussen¨ durch weitere (interferometrische) Beobachtungen untersucht werden
und k¨onnen Verbesserungen an den einfachsten vereinheitlichenden Modellen erfordern.Contents
1 Introduction 1
1.1 AGN and their manifestations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.2 The physical picture of AGN . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.3 The spectral energy distribution of AGN . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.4 The dusty torus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
1.5 The mid-infrared . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.6 High resolution observational methods . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
2 Interferometry 13
2.1 Basics of interferometry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.1.1 Monochromatic point source . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.1.2 Polyc sources . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
2.1.3 Extended sources . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.1.4 Source morphologies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
2.1.4.1 Point source . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
2.1.4.2 Binary . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
2.1.4.3 Gaussian distribution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.1.4.4 Uniform disk . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.1.5 Importance of the phase . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.1.6 The uv plane . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.2 The VLTI . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.2.1 The site . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.2.2 The VLTI infrastructure . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.2.3 Path of the light . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2.2.4 Interferometric instruments at the VLTI . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.3 The MIDI instrument . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
3 Observations and data reduction 31
3.1 Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
3.1.1 Preset . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
3.1.2 Acquisition . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
3.1.3 Fringe search . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
3.1.4 Fringe track . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
3.1.5 Photometry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
3.2 Data reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
3.2.1 Properties of the MIDI data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
3.2.2 Data reduction packages . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
3.2.3 Compression . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37viii Contents
3.2.4 Coherent reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
3.2.5 Incoherent . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
3.2.6 Photometry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
3.2.7 Masks . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
3.3 Calibration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
3.4 Error estimates . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
4 The dusty torus in the Circinus galaxy 49
4.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
4.2 Observations and data reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
4.2.1 Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
4.2.2 Data reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
4.3 Results. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
4.3.1 uv coverage . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
4.3.2 Total flux . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
4.3.3 Interferometric data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
4.4 Modelling . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
4.4.1 Image reconstruction attempt . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
4.4.2 1D model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58
4.4.3 2D geometrical model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
4.4.4 2D physical model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
4.4.5 Other models . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69
4.5 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
4.5.1 Extinction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
4.5.2 Energy budget . . . . . . . . . . . . . .