Universität zu Köln

Monitoring the Galactic Center at 3mm: Study of Flaring of Sagittarius A* and SiO Masers in the Central Parsec

Borkar, Abhijeet Pramod (2015) Monitoring the Galactic Center at 3mm: Study of Flaring of Sagittarius A* and SiO Masers in the Central Parsec. PhD thesis, Universität zu Köln.

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    Abstract

    The center of the Milky Way Galaxy is a complex environment, with a super-massive black hole, Sagittarius A* (Sgr A*), at its heart, which is a bright radio source. It undergoes regular bursts of variability, known as flaring. The flaring is also observed in near-IR and X-ray observations. This flaring activity is thought to arise from the innermost region of the accretion flow. One aim of this thesis is to analyze the observations of the Galactic Center at millimeter wavelength to observe and study the flaring activity of Sgr A*. In part these observations were carried out by myself. For this, I have observed the GC at 3 mm wavelength between 2010-2014 with Australia Telescope Compact Array (ATCA). The observations in 2013-2014 were also carried out to study the the flyby of the dusty S-cluster object (DSO/G2) that was supposed to have its periapse passage in 2014, and its effects on the flaring activity of Sgr A*. I obtain the radio light curves of Sgr A* from interferometer data by subtracting the contributions from the surrounding extended emission and correcting the elevation and time dependent gains of the telescope. The observations detect three instances of significant variability in the flux density of Sgr A*, with variations between 0.5 to 1.0 Jy, lasting for 1.5-3 hours. I use the adiabatically expanding plasmon model to analyze the the flux density variations. We derive the physical quantities of the modelled flare emission, which give a source expansion speed of ~ 0.013-0.025c, source sizes of ~ 1-3 Schwarzschild radii, spectral indices of = 0.5-0.8, with the peak of the synchrotron radiation occurring at frequencies of few hundred GHz. These parameters suggest that the expanding source components are either confined to the neighbourhood of Sgr A* by contributing to the corona or the disc, or have a bulk motion greater than the expansion velocity. I do not detect exceptional flux density variation on short flare time-scales during the approach and the flyby of the DSO which is consistent with its observed compactness and the absence of a large bow shock. I also present the observations of SiO maser sources observed in the central parsec of the GC. SgrA* was observed with two intermediate frequencies (IFs) centered at 86.243 GHz and 85.640 GHz corresponding to the two rotational transition lines of the SiO molecule with 2 GHz bandwidth each, and 1 MHz frequency resolution, which corresponds to 3.477 km/s velocity resolution. Our spatial resolution is limited by the available baselines with best resolution of 0.2 arcsec. These are the most comprehensive observations of the central parsec of the GC at 3mm, with wide band that allow us to investigate high velocity stars. In the thesis, I present the method to detect the maser sources. In total, 11 sources were detected, of which 8 are previously known sources, like: IRS 1W, IRS 2L, IRS 7, IRS 9, IRS 10EE, IRS 12N, IRS 28 and IRS 34. Three new sources were detected. I present the method to calculate the accurate positions and proper motions of the maser sources. The proper motions of strong sources IRS 7 & IRS 12N are calculated precisely and are in agreement with previous results. Comparative study of the relative strength of the SiO transition lines indicates that the 86.243 GHz line is stronger than the 85.640 GHz line. Among the detected stars, 3 are cool stars, 2 HE I stars, 1 AGB star and 1 red giant. I also present an upper limit on the detection of several maser sources which have been detected in previous studies but were not detected in my dataset. This is most likely due to the strong variability of the maser emission.

    Item Type: Thesis (PhD thesis)
    Translated abstract:
    AbstractLanguage
    Das Zentrum der Milchstraße stellt eine komplexe Umgebung dar, die in ihrem Zentrum ein supermassives schwarzen Lochs, die helle Radioquelle Sagittarius A* (Sgr A*), aufweist. Diese variabele Quelle durchläuft regelmäßige Flußdichteausbrüche, die 'flares' genannt werden. Diese Ausbrüche werden auch im nahen Infraroten und im Röntgenbereich beobachtet. Man vermutet, dass diese Flußdichtevariationen aus dem innersten Bereich des Akkretionsstromes auf das schwarze Loch entstehen. Ein Ziel dieser Arbeit ist, die Beobachtungsergebnisse des Galaktischen Zentrums bei Millimeterwellenlängen zu untersuchen und die 'flare'-Aktivität von SgrA* zu studieren. Dafür haben wir zwischen 2010 und 2014 das Galaktische Zentrum bei 3 mm Wellenlänge mit dem Australia Telescope Compact Array (ATCA) beobachtet. Die Beobachtungen in 2013-2014 wurden auch durchgeführt, um den Vorbeiflug des staubigen S-Cluster-Objekt (DSO alias G2) an SgrA* zu studieren. Dessen Periaps-Durchgang wurde für das Jahr 2014 erwartet. Ziel ist auch die möglichen Auswirkungen dieses Ereignisses auf die 'flare'-Aktivität von SgrA* zu analysieren. Aus den interferometrischen Radiodaten erhalte ich die Lichtkurven von Sgr A* durch Subtraktion der Beiträge der ausgedehnter Emission der Umgebung, sowie durch Korrektur der Elevations- und zeitabhängigen Verstärkungsgewinne des Teleskops. Die Beobachtungen enthalten drei Phasen signifikanter Veränderung der Flussdichte von Sgr A*, mit Variationen zwischen 0,5-1,0 Jy, die 1,5 bis 3 Stunden andauern. Ich verwende ein Model eines sich adiabatisch expandierenden Plasmons, um die kurzzeitigen Schwankungen der Flussdichte zu erklären. Dann leite ich die physikalischen Größen der modellierten 'flare'-Emission ab. Hierbei ergibt sich eine typische Expansionsgeschwindigkeit der Quelle von ~ 0.013-0.025 c, eine Quellgrößen von etwa einem Schwarzschild-Radius und ein typischer Spektralindex von ~ 0.5-0.8. Der maxmale Fluß der Synchrotronstrahlung tritt bei Frequenzen von einigen hundert GHz auf. Diese Parameter implizieren, dass die sich ausdehnende Quellkomponenten auf die direkte Umgebung von Sgr A* beschränkt sind und entweder zu einer Korona oder einer Akkretionsscheibe betragen. Alternativ weisen sie eine Gesamtgeschwindigkeit von mehr als Expansionsgeschwindigkeit auf. Während der Annäherung und des Vorbeiflugs des staubigen S-Cluster-Objekts (DSO) wurde keine außergewöhnliche Änderung der Flussdichte auf kurzen 'flare'-Zeitskalen beobachtet. Dies stimmt mit ihrer Kompaktheit und dem Fehlen einer signifikanten und großen Bugstoßwelle überein. Ich präsentieren auch die Beobachtungen von SiO Maserquellen, die in dem zentralen Parsek des Galaktischen Zentrums gefunden werden. In meinen Beobachtungen habe ich mit zwei Zwischenfrequenzen (Zfs), zentriert auf 86,243 GHz und 85,640 GHz, entsprechend der beiden Rotationslinenübergänge des SiO-Moleküls, je mit 2-GHz-Bandbreite und 1 MHz Frequenzauflösung beobachtet. Dies entspricht einer Geschwindigkeitsauflösung von 3.477 km/s. Unsere räumliche Auflösung wird durch die längsten verfügbaren Basislinien auf etwa 0.2 arcsec begrenzt. Damit gehören unsere Beobachtungen zu den umfassendsten, die vom zentralen Parsek des Galaktischen Zentrums bei 3mm mit dieser großen Bandbreite gurchgeführt wurden und uns somit die SiO Emission von Sternen mit hohen Geschwindigkeiten untersuchen lassen. In meiner Doktorarbeit, präsentiere ich eine Methode, um die Maserquellen zu erkennen. Insgesamt wurden 11 Quellen erfasst, davon sind 8 bekannten Quellen, nämlich IRS 1W, IRS 2L, IRS 7, IRS 9, IRS 10EE, IRS 12N, IRS 28 und IRS 34. Drei Quellen wurden von mir neu entdeckt. Ich stelle eine Methode vor, um die genauen Positionen und Eigenbewegungen der Maserquellen zu berechnen. Die Eigenbewegungen von starken Quellen, wie IRS 7 und IRS 12N, sind genau berechnet und sind in Übereinstimmung mit früheren Ergebnissen. Eine vergleichende Studie über die relative Stärke der SiO Linienübergänge zeigt, dass die 86,243 GHz Linie stärker als die 85,640 GHz Linie ist. Unter den nachgewiesenen Masersternen sind 3 kühle Sterne, 2 He I Sternen, 1 AGB-Stern und 1 roter Riese. Ich gebe auch eine obere Grenze für den Nachweis mehrerer potentieller Maserquellen an, die in vorherigen Studien gefunden, aber durch meinem Datensatz nicht erfasst wurden. Dies ist vermutlich eine Folge der hohen Variabilität der Maseremission.German
    Creators:
    CreatorsEmail
    Borkar, Abhijeet Pramodborkar@ph1.uni-koeln.de
    URN: urn:nbn:de:hbz:38-66298
    Subjects: Physics
    Uncontrolled Keywords:
    KeywordsLanguage
    black hole physics; Galaxy; Milky Way; Galaxy Nuclei; Radio Interferometry; Accretion Disks; Masers; Molecular Spectroscopy; StarsEnglish
    Faculty: Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät
    Divisions: Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät > I. Physikalisches Institut
    Language: English
    Date: 07 September 2015
    Date Type: Publication
    Date of oral exam: 03 November 2015
    Full Text Status: Public
    Date Deposited: 11 Mar 2016 11:21:43
    Referee
    NameAcademic Title
    Eckart, AndreasProf. Dr.
    Zensus, AntonProf. Dr.
    Shao, YapingProf. Dr.
    Jalali, BehrangDr.
    URI: http://kups.ub.uni-koeln.de/id/eprint/6629

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