Universität zu Köln

Origin of the gamma-ray emission in AGN jets - A multi-wavelength photometry and polarimetry data analysis of the quasar 3C 279

Kiehlmann, Sebastian (2015) Origin of the gamma-ray emission in AGN jets - A multi-wavelength photometry and polarimetry data analysis of the quasar 3C 279. PhD thesis, Universität zu Köln.

[img]
Preview
PDF - Updated Version
Download (16Mb) | Preview

    Abstract

    One of the main topics regarding the physics of AGN jets is the origin of the Gamma-ray emission. The favoured model explaining the production of high energy radiation in blazars is inverse Compton scattering. Though numerically and empirically successfully tested, two major questions remain topics of substantial discussion: First, where is the seed photon field coming from? Does it originate in the jet itself (synchrotron self-Compton (SSC)) or in the accretion disc, the dust torus or the broad line region (external Compton (EC))? And second, where in the jet does the inverse Compton scattering take place? This thesis aims to locate the Gamma-ray emission site in the archetypical blazar 3C 279 based on the multi-frequency photometry data provided by the Quasar Movie Project. This data set includes 140 light curves at more than twenty bands, providing dense sampling in frequency and time domain over more than two years. These data allow us to analyse the variability of the light curves and to perform cross-correlation analysis over a large range of frequencies. We estimate the variability power spectra at 26 frequencies. We find similar indices of a power-law spectrum at sub-mm bands and X-rays on the one hand, and at ultraviolet and Gamma-rays on the other hand. Additionally, we find a strong correlation between X-rays and the 1 mm light curve at short variability time scales. We can infer that the X-ray emission site is located at the mm~VLBI core and that X-rays are produced either by synchrotron self-Compton scattering of mm-wavelength synchrotron photons or by external Compton scattering of photons originating from the cosmic microwave background. The correlation between X-rays, Gamma-rays, and optical bands exhibits complex behaviour. Time lags between the bands change over time, indicating probably different emission sites and different physical conditions. But we find some indication that the Gamma-ray emission site is located, at least occasionally, at the mm~VLBI core. Thus, it is located beyond the broad line region, where infrared photons either from the jet itself or from the dust torus may serve as seed photons for the inverse Compton scattering to GeV~energies. Another major topic of ongoing discussion regards the structure of the magnetic field in the jets. The observed synchrotron radiation in the spectral regime from radio to X-rays and the polarization of the radiation are direct evidence for the existence of magnetic fields in the jets. Furthermore current jet models require magnetic fields to explain the launching and acceleration of jets. But the structure of the magnetic field is unknown. Long, smooth continuous variation of the electric vector position angle (EVPA) and very long baseline interferometry (VLBI) rotation measure studies indicate helical magnetic field structures. Whereas erratic EVPA variation indicates a tangled magnetic field structure and shocks traversing a turbulent medium may temporarily order the tangled magnetic field to produce smooth EVPA changes. The combined optical polarimetry data provided by the Quasar Movie Project yields an unprecedentedly well sampled polarization curve of 3C 279 which shows strong variability with rotations of the polarization angle in both directions with different rotation rates and amplitudes. We introduce various, new methods to analyse the polarization variability. We test different classes of stochastic models against the observed data and come to the conclusion that the polarization variability of 3C 279 is following two different processes. During a low brightness state the polarization is consistent with a stochastic process. During a flaring state the variability is dominated by a different process. The preferred model is that of an emission feature on a helical path in a helical magnetic field.

    Item Type: Thesis (PhD thesis)
    Translated abstract:
    AbstractLanguage
    Die Frage nach dem Ursprung der Gamma-Strahlung ist eines der wesentlichen Themen auf dem Gebiet der Physik aktiver Galaxienkerne. Inverse Compton-Streuung ist das bevorzugte Modell, um die Erzeugung von hochenergetischer Strahlung in Blazaren zu erklären. Obwohl dieses Modell numerisch und empirisch erfolgreich getestet ist, bleiben zwei wesentliche Fragen bislang offen: Erstens, woher stammen die ursprünglichen Photonen, die zu höherer Energie gestreut werden? Werden diese im Jet selbst erzeugt (synchrotron Selbst-Compton (SSC)-Streuung), oder stammen sie aus einer externen Region (externe Compton (EC)-Streuung) wie der Akkretionsscheibe, dem Staubtorus oder der Broad Line Region? Zweitens, wo im Jet findet der Streuprozess statt? Diese Doktorarbeit versucht das Emissionsgebiet der Gamma-Strahlung im Blazar 3C 279 anhand von photometrischen Daten, beobachtet bei einer Vielzahl von Frequenzen, zu lokalisieren. Diese Daten werden durch das Quasar Movie Project zur Verfügung gestellt und beinhalten 140 Lichtkurven bei über zwanzig Frequenzen. Damit bietet der Datensatz eine hohe Abtastrate sowohl im Zeit-, wie im Frequenzbereich über einen Zeitraum von über zwei Jahren. Diese Daten ermöglichen es die Variabilität der Lichtkurven zu untersuchen und eine Kreuzkorrelationsanalyse über einen großen Frequenzbereich durchzuführen. Wir schätzen die spektralen Energiedichte der Lichtkurvenvariation in 26 verschienden Frequenzba\"ndern ein. Zum Einen finden wir eine vergleichbare Verteilung der Energiedichte für die Röntgen- und die sub-mm-Strahlung, zum Anderen eine vergleichbare Verteilung für die ultraviolette und die Gamma-Strahlung. Zudem zeigt sich eine starke Korrelation zwischen der Kurzzeitvariabilität der Röntgenstrahlung und der mm-Strahlung. Daraus schließen wir, dass die Röntgenstrahlung in der Nähe des mm-VLBI-Kernes erzeugt wird, entweder durch Selbst-Compton-Streuung von mm-Synchrotronstrahlung oder durch externe Compton-Streuung von Photonen der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung. Die Korrelation zwischen Gamma-Strahlung, Röntgenstrahlung und optischer Strahlung zeigt ein komplexes Verhalten. Die Verzögerungen der Variation zwischen verschiedenen Frequenzbereichen sind zeitlich variable. Dieses Verhalten ist möglicherweise ein Hinweis darauf, dass diese Strahlung an verschiedenen Stellen, unter unterschiedlichen physikalischen Bedingungen erzeugt wird. Dennoch finden wir Anzeichen dafür, dass das Emissionsgebiet der Gamma-Strahlung, zumindest zeitweilig, mit der Position des mm VLBI Kernes übereinstimmt. Damit liegt das Emissionsgebiet außerhalb der Broad Line Region. Somit kommen als ursprüngliche Photonen für die inverse Compton-Streuung zu höherer Energie lediglich Strahlung im Infrarotbereich in Frage, welche entweder im Jet selbst oder vom Staubtorus emittiert wird. Ein weiteres Thema andauernder Diskussion betrifft die Struktur des Magnetfeldes im Jet. Die beobachtete Synchrotronstrahlung über das gesamte Spektrum vom Radiobereich bis hin zur Röntgenstrahlung und die kennzeichnende Polarisation dieser Strahlung ist ein direkter Beweis für die Existenz von Magnetfeldern in Jets. Des Weiteren sind Modelle, die aktuell zur Erklärung des Usprunges und der Beschleunigung von Jets herangezogen werden, wesentlich auf die Existenz von Magnetfeldern angewiesen. Dennoch ist die Struktur der Magnetfelder bislang unbekannt. Lange, kontinuierliche und glatte Verläufe, die die Veränderung des Polarisationswinkels anzeigen sowie Messungen der Faraday-Rotation auf Basis von VLBI-Daten deuten auf eine Helixstruktur des Magnetfeldes hin. Die sprunghafte Variation des Polarisationswinkels wiederum deutet auf ein chaotisches Magnetfeld. Dieses ungeordnete Magnetfeld kann durch eine Schockfront, die das turbulente Medium durchläuft, kurzweilig komprimiert werden und dadurch geordnet erscheinen. Dies kann auch bei einer chaotischen Magnetfeldstruktur zu glatten Verläufen der Polarisationswinkelveränderung führen. Die kombinierten Polarisationsdaten im optischen Frequenzbereich, die durch das Quasar Movie Project bereitgestellt werden, bilden die Polarisationsvariation von 3C 279 mit sehr hoher zeitlicher Abtastrate ab. Diese Daten zeigen eine hohe Variabilität des Polarisationswinkels. Rotationen in beide Richtungen treten auf mit variierenden Rotationsgeschwindigkeiten und -amplituden. Wir stellen verschiedene, neue Methoden vor, um Polarisationsdaten zu analysieren. Wir testen unterschiedliche Klassen von stochastischen Prozessen gegen die Daten und schlussfolgern, dass 3C 279 zwei verschiedenen Prozessen unterworfen ist, die die Variation der Polarisation erklären. Im Zustand geringer Intensität ist die Polarisationsvariation konsistent mit einem stochastischem Prozess. Wiederum im Zustand starker Intensitätsausbrüche kann die Variation nicht durch einen der hier beschriebenen stochastischen Prozesse beschrieben werden. Das bevorzugte Modell, welches die Variation in diesem Zustand beschrieben kann, ist das eines Emissionsgebietes, welches sich auf einer spiralförmigen Bahn durch ein spiralförmiges Magnetfeld bewegt.German
    Creators:
    CreatorsEmail
    Kiehlmann, Sebastianskiehlmann@mpifr-bonn.mpg.de
    URN: urn:nbn:de:hbz:38-62313
    Subjects: Natural sciences and mathematics
    Physics
    Uncontrolled Keywords:
    KeywordsLanguage
    Active Galactic Nucleus, AGN, Quasar, Blazar, Jet, 3C279, Photometry, PolarimetryUNSPECIFIED
    Faculty: Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät
    Divisions: Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät > I. Physikalisches Institut
    Language: English
    Date: 13 May 2015
    Date Type: Publication
    Date of oral exam: 26 June 2015
    Full Text Status: Public
    Date Deposited: 22 Jul 2015 15:25:27
    Referee
    NameAcademic Title
    Zensus, A.J.Prof. Dr.
    Eckart, A.Prof. Dr.
    URI: http://kups.ub.uni-koeln.de/id/eprint/6231

    Actions (login required)

    View Item