Analyses of quasar 3C 273 using XMM-Newton and RXTE

Abstract

Due to their tremendous luminosity over up to thirteen orders of magnitudes in frequency, active galactic nuclei (AGN) belong to the most distant discrete objects that can be observed in the universe. Except the differentiation into radio quiet AGNs and radio loud AGNs, dependent on the presence or absence of a jet, the unification model explains the different phenomenonal appearances of AGNs by a different viewing angle on the same physical kind of objects.

As the brightest and nearest quasar, 3C273 is the ideal object for studying active galactic nuclei. It has been frequently observed in all wavelengths for the last 30 years. 3C273 was also an observation object for the European X-ray satellite mission XMM-Newton. The results using one of its main instruments, the EPIC camera, are summarised in this thesis. The EPIC camera provides an energy resolution of E/Delta E about 20-50 in the energy range of 0.1-12 keV. Simultaneous or at least quasi-simultaneous observations using the NASA satellite RXTE enable the extension of the analysed energy range to higher energies of about 100 keV.

The cross calibration between the EPIC detectors PN and MOS2 as well as the one between EPIC PN and RXTE PCA show that all detectors are in very good spectral agreement. The small differences in the measured fluxes are understood.

First the high energy range of E > 2.5 keV is analysed. The corresponding X-ray spectra are well described by an absorbed single power law model. The average spectral slope between 2000-2001 is significantly harder than the one between 2002-2003. No correlation in the variabilities of the power law indices and the 3-10 keV fluxes are found.

All XMM-Newton observations show an excess of emission with respect to the single power law model at energies lower than about 2 keV, called soft excess. For the analyses of this soft excess component the power law parameters found in the high energy regime are fixed. Neither a second power law model nor an additional simple disk blackbody model enable a satisfying fit of the soft excess component.

For a systematic analyses of all observations the absorbed double power law model is used. It is shown that there are no correlations between the parameters of the soft excess component and the parameters of the high energy power law component, indicating that the two components are independent, thus the corresponding emission regions are different. The discussion concludes that the soft excess component is not the high energy end of the big blue bump component seen in the UV which is associated with the emission of the accretion disk around the super massive black hole in the center of the quasar.

Aufgrund ihrer gewaltigen Leuchtkraft über bis zu dreizehn Größenordnungen im Frequenzbereich gehören Kerne aktiver Galaxien (AGN) zu den am weitesten entfernten Einzelobjekten, die im Universum beobachtet werden können. Außer der Einteilung in radiolaute und radioleise AGNs, abhängig von der An- oder Abwesenheit eines Jets, erklärt das Vereinheitlichungsmodell die unterschiedlichen phänomenologischen Erscheinungen von AGNs mit einem unterschiedlichen Blickwinkel auf ein und dieselbe physikalische Objektklasse.

Als hellster und nächststehender Quasar ist 3C 273 ein ideales Objekt für das Studium von Kernen aktiver Galaxien. Er ist über die letzten 30 Jahre häufig in allen Wellenlängenbereichen beobachtet worden. 3C 273 war ebenfalls Beobachtungsobjekt für den europäischen Röntgensatelliten XMM-Newton. Die Beobachtungsergebnisse von einem der Hauptinstrumente, der EPIC Kamera, sind in dieser Arbeit zusammengefasst. Die EPIC Kamera bietet eine Energieauflösung E/Delta E von etwa 20-50 in einem Energiebereich von 0.1-12 keV. Gleichzeitige oder zumindest nahezu gleichzeitige Beobachtungen mit dem NASA-Satelliten RXTE ermöglichen eine Ausweitung des betrachteten Energiebereichs zu höheren Energien von etwa 100 keV.

Der Kalibrationsvergleich zwischen den EPIC-Detektoren PN und MOS2 sowie derjenige zwischen EPIC PN und RXTE PCA zeigt eine gute spektrale Übereinstimmung aller Detektoren. Die geringen Unterschiede in den gemessenen Flüssen können nachvollzogen werden.

Zunächst wurde der hohe Energiebereich E > 2.5 keV ausgewertet. Die entsprechenden Spektren können gut durch ein einzelnes absorbiertes Potenzgesetzmodell beschrieben werden. Die durchschnittliche Spektralneigung zwischen 2000-2001 ist signifikant härter als diejenige zwischen 2002-2003. Zwischen den Variabilitäten von Potenzgesetzindizes und 3-10 keV Flüssen können keine Verbindungen gefunden werden.

Alle XMM-Newton Beobachtungen zeigen bei Energien unterhalb von etwa 2 keV ein Übermaß an Strahlung bezogen auf das absorbierte einfache Potenzgesetzmodell, einen sogenannten Soft Excess. Für die Untersuchungen der Soft Excess Komponente wurden die Parameter des Potenzgesetzes, welches im hochenergetischen Bereich gefunden wurden, festgehalten. Weder ein zweites Potenzgesetzmodell noch ein zusätzliches einfaches Schwarzkörperstrahlungsmodell einer Akkretionsscheibe ermöglichen eine zufriedenstellende Beschreibung der Soft Excess Komponente.

Für eine systematische Untersuchung aller Beobachtungen wird das absorbierte doppelte Potenzgesetzmodell verwendet. Es wird gezeigt, dass es keine Verbindungen zwischen den Parametern der Soft Excess Komponente und den Parametern der hochenergetischen Potenzgesetzkomponente gibt, was andeutet, dass die beiden Komponenten unabhängig und folglich die entsprechenden Emissionsgebiete unterschiedlich sind. Die Diskussion schließt daraus, dass die Soft Excess Komponente nicht das hochenergetische Ende der UV Komponente des Big Blue Bump ist, welcher mit der Emission einer Akkretionsscheibe um das suppermassive Schwarze Loch im Zentrum des Quasars gedeutet wird.