Nuclei of Nearby Active Galaxies: NIR and Sub-mm Views and Finalizing the LINC-NIRVANA Fringe and Flexure Tracking System: Flexure and Temperature Behavior

Smajic, Semir (2015). Nuclei of Nearby Active Galaxies: NIR and Sub-mm Views and Finalizing the LINC-NIRVANA Fringe and Flexure Tracking System: Flexure and Temperature Behavior. PhD thesis, Universität zu Köln. Open Access

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Abstract

The work presented in my thesis addresses the two cornerstones of modern astronomy: Observation and Instrumentation. Part I deals with the observation of two nearby active galaxies, the Seyfert 2 galaxy NGC 1433 and the Seyfert 1 galaxy NGC 1566, both at a distance of $\sim10$ Mpc, which are part of the Nuclei of Galaxies (NUGA) sample. It is well established that every galaxy harbors a super massive black hole (SMBH) at its center. Furthermore, there seems to be a fundamental correlation between the stellar bulge and SMBH masses. Simulations show that massive feedback, e.g., powerful outflows, in Quasi Stellar Objects (QSOs) has an impact on the mutual growth of bulge and SMBH. Nearby galaxies follow this relation but accrete mass at much lower rates. This gives rise to the following questions: Which mechanisms allow feeding of nearby Active Galactic Nuclei (AGN)? Is this feeding triggered by events, e.g., star formation, nuclear spirals, outflows, on $\sim500$ pc scales around the AGN? Does feedback on these scales play a role in quenching the feeding process? Does it have an effect on the star formation close to the nucleus? To answer these questions I have carried out observations with the Spectrograph for INtegral Field Observation in the Near Infrared (SINFONI) at the Very Large Telescope (VLT) situated on Cerro Paranal in Chile. I have reduced and analyzed the recorded data, which contain spatial and spectral information in the H-band ($1.45 \mic-1.85 \mic$) and K-band ($1.95 \mic-2.45 \mic$) on the central $10\arcsec\times10\arcsec$ of the observed galaxies. Additionally, Atacama Large Millimeter/Sub-millimeter Array (ALMA) data at $350$ GHz ($\sim0.87$ mm) as well as optical high resolution Hubble Space Telescope (HST) images are used for the analysis. For NGC 1433 I deduce from comparison of the distributions of gas, dust, and intensity of highly ionized emission lines that the galaxy center lies $\sim70$ pc north-northwest of the prior estimate. A velocity gradient is observed at the new center, which I interpret as a bipolar outflow, a circum nuclear disk, or a combination of both. At least one dust and gas arm leads from a $r\sim200$ pc ring towards the nucleus and might feed the SMBH. Two bright warm H$_2$ gas spots are detected that indicate hidden star formation or a spiral arm-arm interaction. From the stellar velocity dispersion (SVD) I estimate a SMBH mass of $\sim1.74\times10^7$ \msol. For NGC 1566 I observe a nuclear gas disk of $\sim150$ pc in radius with a spiral structure. I estimate the total mass of this disk to be $\sim5.4\times10^7$ \msol. What mechanisms excite the gas in the disk is not clear. Neither can the existence of outflows be proven nor is star formation detected over the whole disk. On one side of the spiral structure I detect a star forming region with an estimated star formation rate of $\sim2.6\times10^{-3}$ \msol\ yr$^{-1}$. From broad Br$\gamma$ emission and SVD I estimate a mean SMBH mass of $\sim5.3\times10^6$ \msol\ with an Eddington ratio of $\sim2\times10^{-3}$. Part II deals with the final tests of the Fringe and Flexure Tracker (FFTS) for LBT INterferometric Camera and the NIR/Visible Adaptive iNterferometer for Astronomy (LINC-NIRVANA) at the Large Binocular Telescope (LBT) in Arizona, USA, which I conducted. The FFTS is the subsystem that combines the two separate beams of the LBT and enables near-infrared interferometry with a significantly large field of view. The FFTS has a cryogenic system and an ambient temperature system which are separated by the baffle system. I redesigned this baffle to guarantee the functionality of the system after the final tests in the Cologne cryostat. The redesign did not affect any scientific performance of LINC-NIRVANA. I show in the final cooldown tests that the baffle fulfills the temperature requirement and stays $<110$ K whereas the moving stages in the ambient system stay $>273$ K, which was not given for the old baffle design. Additionally, I test the tilting flexure of the whole FFTS and show that accurate positioning of the detector and the tracking during observation can be guaranteed.

Item Type:

Thesis (PhD thesis)

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Abstract

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Ich befasse mich in meiner Doktorarbeit mit den Grundsäulen moderner Astronomie: Beobachtung und Instrumentierung. Teil I der Arbeit behandelt die Beobachtung zweier nahe gelegener aktiver Galaxien, die Seyfert 2 Galaxie NGC 1433 und die Seyfert 1 Galaxie NGC 1566, die sich in einer Entfernung von $\sim10$ Mpc befinden und Teil des ``Nuclei of Galaxies'' (NUGA) Projektes sind. Es ist allgemein anerkannt, dass jede Galaxie ein supermassives schwarzes Loch (SMSL) in ihrem Zentrum beherbergt. Des Weiteren scheint es eine Grundkorrelation zwischen den Massen des stellaren Bulges und der SMSL zu geben. Simulationen zeigen, dass intensives Feedback, z.B. durch intensive Materieflüsse, in quasi-stellaren Objekten (QSOs) dieses gemeinsame Wachstum erklären kann. Nahe gelegene aktive Galaxiekerne (AGK) folgen dieser Relation, akkretieren jedoch Masse mit viel niedrigeren Raten. Daher stellen sich folgende Fragen: Welche Mechanismen ermöglichen die Akkretion für nahe AGK? Wird der Akkretionsprozess angestoßen, z.B. durch Sternentstehung, Spiralarme oder Materieflüsse auf $\sim500$ pc Skalen um die AGK? Wirkt Feedback auf diesen Skalen dämpfend für den Akkretionsprozess und hat es einen Einfluss auf die Sternentstehung nahe am Kern? Um mich mit diesen Fragen zu befassen habe ich Beobachtungen mit dem ``Spectrograph for INtegral-Field Observation in the Near Infrared'' (SINFONI) durchgeführt am ``Very Large Telescope'' (VLT) auf dem Cerro Paranal in Chile. Die aufgezeichneten Daten habe ich reduziert und analysiert. Die Daten umfassen räumliche und spektrale Information im H-Band ($1.45\mic-1.85\mic$) und K-Band ($1.95\mic-2.45\mic$) für die zentralen $10\arcsec\times10\arcsec$ der beobachteten Galaxien. Zusätzlich werden ``Atacama Large Millimeter/Sub-millimeter Array'' (ALMA) Daten bei $350$ GHz ($\sim0.87$ mm) sowie hoch aufgelöste optische ``Hubble Space Telescope'' (HST) Bilder für die Analyse verwendet. Für NGC 1433 finde ich, anhand eines Vergleiches der Gas- und Staubverteilungen und der Intensitätsverteilung hoch ionisierter Emissionslinien, heraus, dass das Galaxiezentrum $\sim70$ pc nord-nordwestlich im Vergleich zu vorherigen Bestimmungen liegt. Im neuen Zentrum wird ein Geschwindigkeitsgradient beobachtet und für dessen Ursache ich einen bipolaren Materiefluss, eine circumnukleare Scheibe, oder eine Kombination dieser diskutiere. Mindestens ein Spiralarm führt von einem $r\sim200$ pc Ring in Richtung des Kerns und könnte so Gas zum SMSL bringen. Zwei stark strahlende Bereiche, welche aus warmem H$_2$-Gas bestehen, sind detektiert worden. Diese deuten auf ein verborgenes Sternentstehungsgebiet oder zeigen die Interaktion der Spiralarme. Aus der stellaren Geschwindigkeitsdispersion (SGD) bestimme ich eine Masse des SMSL zu $\sim1.74\times10^7$ \msol. Im Zentrum von NGC 1566 habe ich eine Gasscheibe mit Radius $r\sim150$ pc und einer Spiralstruktur beobachtet. Die Gesamtmasse der Gasscheibe bestimme ich zu $\sim5.4\times10^7$ \msol. Welche Prozesse das Gas in dieser Scheibe anregen bleibt unklar. Es können weder Beweise für einen Materiefluss gefunden werden noch wird Sternentstehung innerhalb der gesamten Scheibe beobachtet. Lediglich auf einer Seite der Spiralstruktur identifiziere ich ein Sternentstehungsgebiet, welches eine geschätzte Sternentstehungrate von $\sim2.6\times10^{-3}$ \msol\ yr$^{- 1}$ hat. Aus der Emission der breiten Br$\gamma$ Linie und der SGD bestimme ich eine mittlere Masse des SMSL zu $\sim5.3\times10^6$ \msol\ mit einem Eddingtonverhältnis von $\sim2\times10^{-3}$. Teil II dieser Arbeit befasst sich mit den, von mir durchgeführten, finalen Tests des ``Fringe and Flexure Trackers'' (FFTS) für ``LBT INterferometric Camera and the NIR/Visible Adaptive iNterferometer for Astronomy'' (LINC-NIRVANA) am ``Large Binocular Telescope'' (LBT) in Arizona, USA. Das FFTS ist das Teilsystem, das die beiden getrennten Strahlen des LBT vereint und dadurch Interferometrie im nahen Infrarot mit einem großen Gesichtsfeld erlaubt. Das FFTS besteht aus einem kryogenen Teil und einem Teil was bei Umgebungstemperatur arbeitet, welche durch ein Bafflesystem getrennt sind. Ich habe dieses Baffle neu konzipiert, um sicher zu stellen, dass dessen Funktionalität bereits in Köln durch finale Tests im Kryostaten gegeben ist. Die Neugestaltung hat keinen Einfluss auf die wissenschaftliche Leistung von LINC-NIRVANA. Ich zeige in den finalen Kühltests, dass das Baffle die Temperaturanforderung $T<110$ K erfüllt, wohingegen die beweglichen Bauteile im warmen Systemteil eine Temperatur von $273$ K nicht unterschreiten. Zusätzlich habe ich die Verbiegung beim Verkippen des gesamten FFTS mit zufriedenstellenden Ergebnissen getestet. Alle Anforderungen für die genaue Positionierung des Detektors und das Nachführen während einer Beobachtung sind erfüllt.

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