Accretion and Emission close to supermassive Black Holes in Quasars and AGN: Modeling the UV-X-spectrum
L'accrétion et l'émission à proximité des trous noirs supermassifs dans les quasars et les NAG: Modélisation du spectre UV-X
Résumé
With the last generation of X-ray satellites, such as XMM-Newton and Chandra, our knowledge about the X-ray properties of Active Galactic Nuclei (AGN) has greatly improved. Detailed spectroscopy and long-term observations of hundreds of kilo-seconds have provided new insights into the mechanisms of X-ray production, its modification by intervening matter, and X-ray variability.
In this thesis I present radiative transfer modeling of AGN in the Far-UV and X-ray range. The modeling considers several aspects of the observed X-ray properties: the Compton reflection/reprocessed component, X-ray variability and flares, and the effects of the warm absorber.
For the X-ray reprocessing, I investigate in detail the magnetic flare model assuming solar-like magnetic reconnections above the accretion disk. Such events should produce bright, compact sources of hard X-ray radiation creating a hot spot on the disk surface underneath. I evaluate the physical properties of the disk medium across such a spot and compute spectra of the reprocessed radiation as a function of the position in the spot and of the local viewing direction. Spots at several distances of the central black hole and for different orbital phases are considered and I vary the black hole mass, its accretion rate, and its spin-parameter. Spectra are also computed for a distant observer including a full relativistic treatment, which is based on a ray-tracing technique. I provide time-dependent simulations of single flare events taking into account the time-lags induced by the distance between the compact flare source and different positions of the hot spot. The flare modeling is conducted assuming an underlying accretion disk in hydrostatic equilibrium. The duration of the flare is supposed to be significantly smaller than the dynamical time-scale, so that the vertical density structure of the disk remains constant over the whole flare-period.
Recent observations of the Seyfert-1 galaxy MCG -6-30-15 with XMM-Newton revealed a light-curve with a bright symmetric flare over 2000 s. For this flare, Ponti et al. (2004) presented a cross-correlation analysis deriving time-lags in several energy bands. I present a simple toy model describing such time-lags by assuming that the observer detects the primary radiation and the reprocessed component as two consecutive pulses. The toy model qualitatively reproduces the observed time-lags of MCG -6-30-15 and allows an estimation of the distance between the flare source and the disk.
Using the results of the single-flare modeling, Monte-Carlo simulations for distributions of orbiting flare-spots across an accretion disk are conducted. The resulting fractional variability spectrum is constructed for different radial luminosity distributions and values of the black hole spin. These parameters are constrained for MCG -6-30-15 by applying the model to its observed fractional variability spectrum.
Finally, the modification of the X-ray radiation in regions farther away from the central object is considered by modeling the warm absorber. A grid of models is computed for a warm absorber in pressure equilibrium as recently suggested by the observation of the Seyfert-1 galaxy NGC 3783. General tendencies for the stratification of the medium and for the resulting absorption spectra are shown by varying the slope of the incident spectrum, the ionization parameter, and the column density of the warm absorber.
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Reference: Ponti, G., Cappi, M., Dadina, M., & Malaguti, G. 2004, A&A, 417, 451
In this thesis I present radiative transfer modeling of AGN in the Far-UV and X-ray range. The modeling considers several aspects of the observed X-ray properties: the Compton reflection/reprocessed component, X-ray variability and flares, and the effects of the warm absorber.
For the X-ray reprocessing, I investigate in detail the magnetic flare model assuming solar-like magnetic reconnections above the accretion disk. Such events should produce bright, compact sources of hard X-ray radiation creating a hot spot on the disk surface underneath. I evaluate the physical properties of the disk medium across such a spot and compute spectra of the reprocessed radiation as a function of the position in the spot and of the local viewing direction. Spots at several distances of the central black hole and for different orbital phases are considered and I vary the black hole mass, its accretion rate, and its spin-parameter. Spectra are also computed for a distant observer including a full relativistic treatment, which is based on a ray-tracing technique. I provide time-dependent simulations of single flare events taking into account the time-lags induced by the distance between the compact flare source and different positions of the hot spot. The flare modeling is conducted assuming an underlying accretion disk in hydrostatic equilibrium. The duration of the flare is supposed to be significantly smaller than the dynamical time-scale, so that the vertical density structure of the disk remains constant over the whole flare-period.
Recent observations of the Seyfert-1 galaxy MCG -6-30-15 with XMM-Newton revealed a light-curve with a bright symmetric flare over 2000 s. For this flare, Ponti et al. (2004) presented a cross-correlation analysis deriving time-lags in several energy bands. I present a simple toy model describing such time-lags by assuming that the observer detects the primary radiation and the reprocessed component as two consecutive pulses. The toy model qualitatively reproduces the observed time-lags of MCG -6-30-15 and allows an estimation of the distance between the flare source and the disk.
Using the results of the single-flare modeling, Monte-Carlo simulations for distributions of orbiting flare-spots across an accretion disk are conducted. The resulting fractional variability spectrum is constructed for different radial luminosity distributions and values of the black hole spin. These parameters are constrained for MCG -6-30-15 by applying the model to its observed fractional variability spectrum.
Finally, the modification of the X-ray radiation in regions farther away from the central object is considered by modeling the warm absorber. A grid of models is computed for a warm absorber in pressure equilibrium as recently suggested by the observation of the Seyfert-1 galaxy NGC 3783. General tendencies for the stratification of the medium and for the resulting absorption spectra are shown by varying the slope of the incident spectrum, the ionization parameter, and the column density of the warm absorber.
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Reference: Ponti, G., Cappi, M., Dadina, M., & Malaguti, G. 2004, A&A, 417, 451
La dernière génération de satellites X, comme XMM-Newton ou Chandra, a beaucoup enrichi notre savoir sur les propriétés du rayonnement X des Noyaux Actifs de Galaxies (NAG). La spectroscopie détaillée et les observations longues de plusieurs centaines de milliers de secondes ont ouvert de nouvelles perspectives sur les mécanismes de la production du rayonnement X, de sa modification par la matière située sur son chemin, et sur sa variabilité.
Dans ma thèse, je présente des modèles de transfert de rayonnement thermique pour les NAG dans les domaines spectraux de l'extrême UV et des X. Les modèles prennent en considération plusieurs aspects des propriétés X observées: la composante du 'reprocessing', la variabilité et les flares X, ainsi que les effets du 'warm absorber'. Concernant le reprocessing, je modélise en détail des flares X en supposant des reconnexions magnétiques au-dessus du disque d'accrétion. Ces événements sont supposés être similaires aux flares solaires. Ils produisent des sources lumineuses et compactes émettant du rayonnement X dur et créant des taches chaudes sur le disque sous-jacent. J'évalue les propriétés physiques du milieu du disque à travers la tache et je calcule des spectres pour le rayonnement ré-émis en fonction de la position dans la tache et de la ligne de visée locale. Je fais varier la masse du trou noir, son taux d'accrétion, et son paramètre de rotation en évaluant des taches à plusieurs distances du trou noir et pour des phases orbitales différentes. Je calcule aussi des spectres vus par un observateur lointain en appliquant un traitement complet de relativité qui est basé sur une technique du tracés de rayons. Je fournis des simulations de l'évolution spectrale à laquelle on s'attend pour des flares particuliers, en tenant compte des délais causés par la distance entre la source compacte et différents endroits de la tache chaude. Les modèles du flare sont effectués en supposant un disque d'accrétion sous-jacent qui est à l'équilibre hydrostatique. La durée du flare est supposée être par un facteur significatif moins longue que l'échelle de temps dynamique du disque, afin que sa structure verticale reste constante pendant toute la période du flare.
Des observations récentes de la galaxie Seyfert-1 MCG -6-30-15 avec XMM-Newton ont montré une courbe du lumière qui contient un flare lumineux et symétrique pendant environ 2000 secondes. Pour ce flare, Ponti et al. (2004) présentent une analyse temporelle à l'aide des fonctions d'auto-corrélation en dérivant des délais entre des bandes d'énergie différentes. Je suggère un modèle simple qui décrit ces délais en supposant que l'observateur détecte le rayonnement primaire et le reprocessing comme pulses consécutifs. Ce modèle reproduit les délais observés dans MCG -6-30-15 d'une manière qualitativement correcte, et il permet une estimation de la distance entre la source compacte du flare et la surface du disque.
En utilisant les résultats de la modélisation d'un flare particulier, on effectue des simulations Monte-Carlo pour des distributions de flares répartis sur le disque. Le spectre de variabilité rms calculé est construit sur la base des ces simulations pour différentes distributions radiales de la luminosité du disque et pour différents paramètres de rotation du trou noir. En appliquant notre modèle au spectre rms observé, nous apportons à ces paramètres des contraintes pour le cas de MCG -6-30-15.
Enfin, nous étudions la modification du rayonnement X dans des régions plus lointaines de l'objet central grâce à une modélisation du warm absorber. Une grille de modèles est calculée pour un warm absorber en équilibre de pression totale, comme l'a suggéré récemment l'observation de la galaxie Seyfert-1 NGC 3783. Nous montrons les tendances générales de la stratification du milieu et du spectre absorbé qui en résulte en faisant varier la pente du spectre incident, le paramètre d'ionisation, et la densité de colonne du warm absorber.
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Référence: Ponti, G., Cappi, M., Dadina, M., & Malaguti, G. 2004, A&A, 417, 451
Dans ma thèse, je présente des modèles de transfert de rayonnement thermique pour les NAG dans les domaines spectraux de l'extrême UV et des X. Les modèles prennent en considération plusieurs aspects des propriétés X observées: la composante du 'reprocessing', la variabilité et les flares X, ainsi que les effets du 'warm absorber'. Concernant le reprocessing, je modélise en détail des flares X en supposant des reconnexions magnétiques au-dessus du disque d'accrétion. Ces événements sont supposés être similaires aux flares solaires. Ils produisent des sources lumineuses et compactes émettant du rayonnement X dur et créant des taches chaudes sur le disque sous-jacent. J'évalue les propriétés physiques du milieu du disque à travers la tache et je calcule des spectres pour le rayonnement ré-émis en fonction de la position dans la tache et de la ligne de visée locale. Je fais varier la masse du trou noir, son taux d'accrétion, et son paramètre de rotation en évaluant des taches à plusieurs distances du trou noir et pour des phases orbitales différentes. Je calcule aussi des spectres vus par un observateur lointain en appliquant un traitement complet de relativité qui est basé sur une technique du tracés de rayons. Je fournis des simulations de l'évolution spectrale à laquelle on s'attend pour des flares particuliers, en tenant compte des délais causés par la distance entre la source compacte et différents endroits de la tache chaude. Les modèles du flare sont effectués en supposant un disque d'accrétion sous-jacent qui est à l'équilibre hydrostatique. La durée du flare est supposée être par un facteur significatif moins longue que l'échelle de temps dynamique du disque, afin que sa structure verticale reste constante pendant toute la période du flare.
Des observations récentes de la galaxie Seyfert-1 MCG -6-30-15 avec XMM-Newton ont montré une courbe du lumière qui contient un flare lumineux et symétrique pendant environ 2000 secondes. Pour ce flare, Ponti et al. (2004) présentent une analyse temporelle à l'aide des fonctions d'auto-corrélation en dérivant des délais entre des bandes d'énergie différentes. Je suggère un modèle simple qui décrit ces délais en supposant que l'observateur détecte le rayonnement primaire et le reprocessing comme pulses consécutifs. Ce modèle reproduit les délais observés dans MCG -6-30-15 d'une manière qualitativement correcte, et il permet une estimation de la distance entre la source compacte du flare et la surface du disque.
En utilisant les résultats de la modélisation d'un flare particulier, on effectue des simulations Monte-Carlo pour des distributions de flares répartis sur le disque. Le spectre de variabilité rms calculé est construit sur la base des ces simulations pour différentes distributions radiales de la luminosité du disque et pour différents paramètres de rotation du trou noir. En appliquant notre modèle au spectre rms observé, nous apportons à ces paramètres des contraintes pour le cas de MCG -6-30-15.
Enfin, nous étudions la modification du rayonnement X dans des régions plus lointaines de l'objet central grâce à une modélisation du warm absorber. Une grille de modèles est calculée pour un warm absorber en équilibre de pression totale, comme l'a suggéré récemment l'observation de la galaxie Seyfert-1 NGC 3783. Nous montrons les tendances générales de la stratification du milieu et du spectre absorbé qui en résulte en faisant varier la pente du spectre incident, le paramètre d'ionisation, et la densité de colonne du warm absorber.
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Référence: Ponti, G., Cappi, M., Dadina, M., & Malaguti, G. 2004, A&A, 417, 451