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京都大学 / 0048 / 新制・課程博士 / 博士(理学) / 甲第22252号 / 理博第4566号 / 新制||理||1656(附属図書館) / 京都大学大学院理学研究科物理学・宇宙物理学専攻 / (主査)准教授 上田 佳宏, 准教授 岩室 史英, 教授 長田 哲也 / 学位規則第4条第1項該当 / Doctor of Science / Kyoto University / DFAM

Philosophiae Doctor - PhD / Observations of galaxies at di↵erent wavelengths have shaped our understanding of their formation and evolution through time. The commonly derived parameters, such as stellar mass and star formation rate (SFR), rely on the assumption that the radiation received is exclusively generated by the stars within the galaxy. This assumption is true for pure star-forming (SF) galaxies, but not in the presence of an active galactic nucleus (AGN). AGNs are structures that also radiate in the full electromagnetic spectrum, inducing additional flux to that emitted by stars. Their small sizes in comparison to the host galaxy (⌧1 %) generally make them invisible in galaxy images. AGNs come in many variations making the most powerful (e.g., quasi-stellar objects) easily identifiable, whereas others with much weaker signatures can be hidden in the total emission from the host. Therefore it is imperative to find accurate methods to separate and study the properties of AGNs versus pure SF galaxies.

京都大学 / 新制・課程博士 / 博士(理学) / 甲第24413号 / 理博第4912号 / 新制||理||1702(附属図書館) / 京都大学大学院理学研究科物理学・宇宙物理学専攻 / (主査)准教授 上田 佳宏, 教授 嶺重 慎, 教授 太田 耕司 / 学位規則第4条第1項該当 / Doctor of Science / Kyoto University / DFAM

In the study of habitability of terrestrial exoplanets, both life-supporting conditions and the prevalence of transient life-threatening events need to be considered. One type of hazardous effect that has so far not received much attention is the thermal effect of a nearby active galactic nucleus (AGN), or in this particular case, the class of the AGN known as a quasar. In this work we investigate the thermal effect from a quasar by calculating the number of habitable terrestrial planets (HTP) in an elliptical or bulge-dominated galaxy, that goes extinct when exposed to the quasar radiation in a limited wavelength range. This is done by approximations and modelling along with pre-existing formulas and data from earlier publications. As a result, the influence by a quasar during the time span of quasar activity will have a less significant impact on the habitability in solar-type stellar systems than expected. Assuming tQSO = 108 yrs of quasar activity, results in the number of affected HTP, ≈ 1 × 105, 9 × 105 and 4 × 108 for isotropic spherical radiation and ≈ 1 × 106, 8 × 106 and 3 × 109 for a double-conical radiation. In terms of stellar mass fraction, ≈ 1.3%, 1.0%, 0.4% for isotropic radiation and ≈ 12.8%, 9.5%, 3.8% for conical, is affected. The results of this work are hoped to provide a rough estimation of the thermal impacts of a quasar on the habitability as well as to point out the most important parameters when considering this model. / I studier om beboeligheten på jordlika exoplaneter övervägs både förutsätningar för liv på planeten men även livshotande händelser i planetens närhet. En typ av farlig effekt som hit- intills inte fått mycket uppmärksamhet, är det termiska effekterna från en aktiv galaxkärna (AGN) eller som i detta fall, AGN-typen kvasar. I detta arbete studeras de termiska effekterna från en kvasar genom att beräkna antalet beboeliga jordlika exoplaneter (HTP) i en elliptisk eller bulge-dominerad galax, (bulge-centralförtätning), som blir obeboeliga då de utsätts för kvasarens strålning i ett begränsat våglängdsområde. Detta görs genom antaganden och modellering av redan befintliga formler och data från tidigare publikationer. Detta resulterar i en mindre inverkan av kvasaren på system kring sollika stjärnor än förväntat. Antaget tQSO =108 år av kvasar-aktivitet ger antal påverkade HTP, ≈ 1 × 105, 9 × 105 och 4 × 108 vid isotropisk strålning och 1 × 106, 8 × 106 och 3 × 109 vid dubbel-konisk formad strålning. Uttryckt i andel stjärnmassa motsvarar detta ≈ 1.3%, 1.0%, 0.4% för sfäriskt fall och ≈ 12.8%, 9.5%, 3.8% vid koniskt. Detta arbete hoppas kunna ge on grov uppfattning om kvasarens termiska effekter på beboligheten men även identifiera det mest betydande parametrarna i denna modell.

abstract: Galaxy formation is a complex process with aspects that are still very uncertain or unknown. A mechanism that has been utilized in simulations to successfully resolve several of these outstanding issues is active galactic nucleus (AGN) feedback. Recent work has shown that a promising method for directly measuring this energy is by looking at small increases in the energy of cosmic microwave background (CMB) photons as they pass through ionized gas, known as the thermal Sunyaev-Zel’dovich (tSZ) effect. In this work, I present stacked CMB measurements of a large number of elliptical galaxies never before measured using this method. I split the galaxies into two redshift groups, "low-z" for z=0.5-1.0 and “high-z” for z=1.0-1.5. I make two independent sets of CMB measurements using data from the South Pole Telescope (SPT) and the Atacama Cosmology Telescope (ACT), respectively, and I use data from the Planck telescope to account for contamination from dust emission. With SPT I find average thermal energies of 7.6(+3.0/−2.3) × 10^60 erg for 937 low-z galaxies, and 6.0(+7.7/−6.3) × 10^60 erg for 240 high-z galaxies. With ACT I find average thermal energies of 5.6(+5.9/−5.6) × 10^60 erg for 227 low-z galaxies, and 7.0(+4.7/−4.4) × 10^60 erg for 529 high-z galaxies. I then attempt to further interpret the physical meaning of my observational results by incorporating two large-scale cosmological hydrodynamical simulations, one with (Horizon-AGN) and one without (Horizon-NoAGN) AGN feedback. I extract simulated tSZ measurements around a population of galaxies equivalent to those used in my observational work, with matching mass distributions, and compare the results. I find that the SPT measurements are consistent with Horizon-AGN, falling within 0.4σ at low-z and 0.5σ at high-z, while the ACT measurements are very different from Horizon-AGN, off by 6.9σ at low-z and 14.6σ at high-z. Additionally, the SPT measurements are loosely inconsistent with Horizon-NoAGN, off by 1.8σ at low-z but within 0.6σ at high-z, while the ACT measurements are loosely consistent with Horizon-NoAGN (at least much more so than with Horizon-AGN), falling within 0.8σ at low-z but off by 1.9σ at high-z. / Dissertation/Thesis / Doctoral Dissertation Astrophysics 2017

An analysis is made on the Flat Spectrum Radio Quasar PKS 0426-380 using two sets of data. The first set of data is the Fermi-LAT data collected over the time 54682.66 − 59317.66 in Modified Julian Date within the energy range of 100 MeV to 500 GeV. The second set of data is a multi-wavelength spectral energy distribution within the approximate frequencies of <img src="http://www.diva-portal.org/cgi-bin/mimetex.cgi?%0A%0A%5Cleft%5B10%5E%7B10%7D,%2010%5E%7B27%7D%20%5Cright%5D" data-classname="equation" data-title="" />. First, the Fermi-LAT data were analysed and after modelling a lightcurve over the entire available time, a period of interest was located. The next step was to obtain a multi-wavelength spectral energy distribution of said period. Then, using JetSeT modelling, the data were analysed and a model of the Synchrotron Self-Compton, External-Compton and Synchrotron curves was fitted to the data. The final model which contained the best fit provided a set of physical parameters that described the source. These parameters were finally compared to two other Flat Spectrum Radio Quasars and conclusions regarding the properties of PKS 0426-380 were eventually drawn. A discussion comparing a related work on the same source to the results in this thesis followed. With the large differences in the constrained data between the Flat Spectrum Radio Quasars as background, three predictions concluded the thesis. These are, firstly, a cautioned approach to future searches for periodicity in AGN's. Secondly, in time, local periodicity for AGN's might be more common and interesting for future research. Finally, no certain values for the physical parameters of the AGN can be assessed and the results can only be wived as indications of the actual properties. / <p>Passed</p>

The extragalactic gamma-ray sky is dominated by blazars, active galactic nuclei (AGN) with a relativistic jet that is closely aligned with the line of sight. Galaxies develop an active nucleus if the central supermassive black hole (BH) accretes large amounts of ambient matter and magnetic flux. The inflowing mass accumulates around the plane perpendicular to the accretion flow's angular momentum. The flow is heated through viscous friction and part of the released energy is radiated as blackbody or non-thermal radiation, with luminosities that can dominate the accumulated stellar luminosity of the host galaxy. A fraction of the accretion flow luminosity is reprocessed in a surrounding field of ionised gas clouds. These clouds, revolving around the central BH, emit Doppler-broadened atomic emission lines. The region where these broad-line-emitting clouds are located is called broad-line region (BLR). About one in ten AGN forms an outflow of radiation and relativistic particles, called a relativistic jet. According to the Blandford-Znajek mechanism, this is facilitated through electromagnetic processes in the magnetosphere of a spinning BH. The latter induces a magnetospheric poloidal current circuit, generating a decelerating torque on the BH and inducing a toroidal magnetic field. Consequently, rotational energy of the BH is converted to Poynting flux streaming away mainly along the rotational axis and starting the jet. One possibility for particle acceleration near the jet base is realised by magnetospheric vacuum gaps, regions temporarily devoid of plasma, such that an intermittent electric field arises parallel to the magnetic field lines, enabling particle acceleration and contributing to the mass loading of the jets. Magnetised structures, containing bunches of relativistic electrons, propagate away from the galactic nucleus along the jets. Assuming that these electrons emit synchrotron radiation and that they inverse-Compton (IC) up-scatter abundant target photons, which can either be the synchrotron photons themselves or photons from external emitters, the emitted spectrum can be theoretically determined. Additionally taking into account that these emission regions move relativistically themselves and that the emission is Doppler-boosted and beamed in forward direction, the typical two-hump spectral energy distribution (SED) of blazars is recovered. There are however findings that challenge this well-established model. Short-time variability, reaching down to minute scales at very high energy gamma rays, is today known to be a widespread phenomenon of blazars, calling for very compact emission regions. In most models of such optically thick emission regions, the gamma-ray flux is usually pair-absorbed exponentially, without considering the cascade evolving from the pair-produced electrons. From the observed flux, it is often concluded that emission emanates from larger distances where the region is optically thin, especially from outside of the BLR. Only in few blazars gamma-ray attenuation associated with pair absorption in the BLR was clearly reported. With the advent of sophisticated high-energy or very high energy gamma-ray detectors, like the Fermi Large Area Telescope or the Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov telescopes, besides the extraordinarily fast variability spectral features have been found that cannot be explained by conventional models reproducing the two-hump SED. Two such narrow spectral features are discussed in this work. For the nearby blazar Markarian 501, hints to a sharp peak around 3 TeV have been reported from a multi-wavelength campaign carried out in July 2014, while for 3C 279 a spectral dip was found in 2018 data, that can hardly be described with conventional fitting functions. In this work it is examined whether these spectral peculiarities of blazar jet emission can be explained, if the full radiation reprocessing through an IC pair cascade is accounted for. Such a cascade is the multiple concatenation of IC scattering events and pair production events. In the cascades generally considered in this work, relativistic electrons and high-energy photons are injected into a fixed soft target photon field. A mathematical description for linear IC pair cascades with escape terms is delivered on the basis of preliminary works. The steady-state kinetic equations for the electrons and for the photons are determined, whereby it is paid attention to an explicit formulation and to motivating the correct integration borders of all integrals from kinematic constraints. In determining the potentially observable gamma-ray flux, both the attenuated injected flux and the flux evolving as an effect of IC up-scattering, pair absorption and escape are incorporated, giving the emerging spectra very distinct imprints. Much effort is dedicated to the numerical solution of the electrons' kinetic equation via iterative schemes. It is explained why pointwise iteration from higher to lower Lorentz factors is more efficient than iterating the whole set of sampling points. The algorithm is parallelised at two positions. First, several workers can perform pointwise iterations simultaneously. Second, the most demanding integral is cut into a number of part integrals which can be determined by multiple workers. Through these measures, the Python code can be readily applied to simulate steady-state IC pair cascades with escape. In the case of Markarian 501 the developed framework is as follows. The AGN hosts an advection-dominated accretion flow with a normalised accretion rate of several \(10^{-4}\) and an electron temperature near \(10^{10}\) K. On the one hand, the accretion flow illuminates the few ambient gas clouds with approximate radius \(10^{11}\) m, which reprocess a fraction 0.01 of the luminosity into hydrogen and helium emission lines. On the other hand, the gamma rays from the accretion flow create electrons and positrons in a sporadically active vacuum gap in the BH magnetosphere. In the active gap, a power of roughly 0.001 of the Blandford-Znajek power is extracted from the rotating BH through a gap potential drop of several \(10^{18}\) V, generating ultra-relativistic electrons, which subsequently are multiplied by a factor of about \(10^6\) through interaction with the accretion flow photons. This electron beam propagates away from the central engine and encounters the photon field of one passing ionised cloud. The resulting IC pair cascade is simulated and the evolving gamma-ray spectrum is determined. Just above the absorption troughs due to the hydrogen lines, the spectrum exhibits a narrow bump around 3 TeV. When the cascaded emission is added to the emission generated at larger distances, the observed multi-wavelength SED including the sharp peak at 3 TeV is reproduced, underlining that radiation processes beyond conventional models are motivated by distinct spectral features. The dip in the spectrum of 3C 279 is addressed by a similar cascade model. Three types of injection are considered, varying in the ratio of the photon density to the electron density and varying in the spectral shape. The IC pair cascade is assumed to happen either in the dense BLR photon field with a luminosity of several \(10^{37}\) W and a radial size of few \(10^{14}\) m or in the diluted photon field outside of the BLR. The latter scenario is however rejected as the spectral slope around several 100 MeV and the dip at few 10 GeV cannot be reconciled within this model. The radiation cascaded in the BLR can explain the observational data, irrespective of the assumed injected rate. It is therefore concluded that for this period of gamma-ray emission, the radiation production happens at the edge of the BLR of 3C 279. Both investigations show that IC pair cascades can account for fine structure seen in blazar SEDs. It is insufficient to restrict the radiation transport to pure exponential absorption of an injection term. Pair production and IC up-scattering by all generations of photons and electrons in the optically thick regime critically shape the emerging spectra. As the advent of future improved detectors will provide more high-precision spectra, further observations of narrow spectral features can be expected. It seems therefore recommendable to incorporate cascading into conventional radiation production models or to extend the model developed in this work by synchrotron radiation. / Beobachtet man das Firmament im Licht der Gammastrahlung, stellen Blasare die Mehrzahl extragalaktischer Objekte dar. Blasare sind aktive Galaxienkerne mit einem relativistischen Jet, der entlang der Sichtlinie ausgerichtet ist. Galaxien haben einen aktiven Kern, wenn das zentrale supermassereiche Schwarze Loch große Mengen an Umgebungsmaterie und magnetischem Fluss akkretiert. Die nach Innen strömende Masse sammelt sich nahe der Ebene an, die senkrecht zum Drehimpuls des Akkretionsflusses steht. Das akkretierte Material wird durch viskose Reibung aufgeheizt und ein Teil der freigesetzten Energie wird als Schwarzkörper- oder nicht-thermische Strahlung abgestrahlt, deren Leuchtkraft die gesamte stellare Leuchtkraft der Wirtsgalaxie übertreffen kann. Ein Teil der Leuchtkraft des Akkretionsflusses wird in einem umgebenden Feld von ionisierten Gaswolken reprozessiert. Diese Wolken, die um das zentrale Schwarze Loch kreisen, emittieren Doppler-verbreiterte Emissionslinien. Den Teil des aktiven Galaxienkerns, in dem sich diese Wolken befinden, bezeichnet man als BLR (englisch: broad-line region). Ihr Abstand zum zentralen Schwarzen Loch beträgt typischerweise etwa 0,1 pc. Etwa einer von zehn aktiven Galaxienkernen bildet einen Ausfluss von Strahlung und relativistischen Teilchen aus, einen sogenannten relativistischen Jet. Dies wird gemäß dem Blandford-Znajek-Mechanismus durch elektromagnetische Prozesse in den Magnetosphären rotierender Schwarzer Löcher bewerkstelligt. Letztere induzieren einen poloidalen magnetosphärischen Stromkreis, der ein abbremsendes Drehmoment auf das Schwarze Loch ausübt und ein toroidales Magnetfeld erzeugt. Folglich wird die Rotationsenergie des Schwarzen Lochs in Poynting-Fluss umgewandelt, der hauptsächlich entlang der Rotationsachse abfließt und den Jet entstehen lässt. Durch Prozesse, die noch nicht eindeutig identifiziert wurden, werden geladene Teilchen in der Nähe der Jetbasis beschleunigt. Eine Möglichkeit dafür ist Teilchenbeschleunigung in magnetosphärischen Vakuum-Lücken. Dies sind Regionen, die vorübergehend nahezu frei von Plasma sind, sodass zeitweise ein elektrisches Feld parallel zu den Magnetfeldlinien entsteht, das die Teilchenbeschleunigung ermöglicht und zur Aufladung der Jets mit massebehafteten Teilchen beiträgt. Magnetisierte Strukturen, die relativistische Elektronen enthalten, bewegen sich entlang der Jets vom Galaxienkern weg. Unter der Annahme, dass diese Elektronen Synchrotronstrahlung aussenden und dass sie vorhandenen weichen Photonen, die entweder die Synchrotronphotonen selbst oder Photonen von externen Emittern sein können, durch inverse Compton-Streuung höhere Energien verleihen, kann das emittierte Spektrum berechnet werden. Berücksichtigt man zusätzlich, dass sich diese Emissionsgebiete selbst relativistisch bewegen und dass die Emission Doppler-verstärkt ist und bevorzugt in Vorwärtsrichtung abgestrahlt wird, erhält man die typische zweihöckrige spektrale Energieverteilung von Blasaren. Es gibt jedoch Erkenntnisse, die dieses bewährte Modell in Frage stellen. Kurzzeit-Variabilität, die bei sehr hochenergetischer Gammastrahlung bis zu Minuten-Skalen hinunterreicht, ist ein weit verbreitetes Phänomen bei Blasaren und setzt sehr kompakte Emissionsregionen voraus. In den meisten Modellen für solche optisch dicken Emissionsregionen wird der Gammastrahlenfluss durch Paarbildung lediglich exponentiell absorbiert, ohne die Kaskade zu berücksichtigen, die sich durch die erzeugten Elektronen entwickelt. Aus den Beobachtungen wird oft gefolgert, dass die Emission aus optisch dünnen Regionen bei größeren Entfernungen stammt, insbesondere von außerhalb der BLR. Nur bei wenigen Blasaren wurde eine Abschwächung der Gammastrahlung durch Absorption in der BLR eindeutig nachgewiesen. Durch moderne Gammastrahlen-Detektoren, wie das Fermi Large Area Telescope oder den Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov Teleskopen, wurden neben der Kurzzeit-Variabilität auch spektrale Merkmale gefunden, die nicht durch konventionelle Modelle, die die zweihöckrigen spektralen Energieverteilungen wiedergeben können, erklärt werden können. Zwei solcher besonderen spektralen Merkmale werden in dieser Arbeit diskutiert. Für den Blasar Markarian 501 wurden bei einer im Juli 2014 durchgeführten Multiwellenlängenkampagne Hinweise auf einen schmalen Buckel bei 3 TeV gefunden, während für 3C 279 in Daten von 2018 eine Mulde im Spektrum gefunden wurde, die mit oft verwendeten Fit-Funktionen nur schlecht beschrieben werden kann. In dieser Arbeit wird untersucht, ob diese spektralen Besonderheiten der Blasar-Jet-Emission erklärt werden können, wenn die vollständige Reprozessierung der Strahlung durch eine inverse Compton-Paar-Kaskade berücksichtigt wird. Eine solche Kaskade ist die mehrfache Aneinanderreihung von inverser Compton-Streuung und Paarproduktion. Bei den in dieser Arbeit allgemein betrachteten Kaskaden werden relativistische Elektronen und hochenergetische Photonen in eine Region mit niederenergetischen Photonen konstanter Dichte injiziert. Auf der Grundlage von Vorarbeiten wird eine mathematische Beschreibung für lineare inverse Compton-Paar-Kaskaden mit Entweichtermen ausgearbeitet. Es werden die zeit-unabhängigen kinetischen Gleichungen für Elektronen und Photonen hergeleitet, wobei auf eine vollständige Formulierung und auf die Begründung der korrekten Integrationsgrenzen aller Integrale durch die kinematischen Vorgaben geachtet wird. Bei der Bestimmung des potentiell beobachtbaren Gammastrahlenflusses werden sowohl der teilweise absorbierte, injizierte Fluss als auch der Fluss, der sich als Effekt der inversen Compton-Streuung, der Paar-Absorption und des Entweichens ergibt, einbezogen, was den entstehenden Spektren charakteristische Formen aufprägt. Die kinetische Gleichung der Elektronen wird durch iterative Vorgehensweisen numerisch gelöst. Es wird erklärt, warum eine punktweise Iteration von höheren zu niedrigeren Lorentz-Faktoren effizienter ist als die Iteration des gesamten Satzes von Stützstellen. Der Algorithmus wird an zwei Stellen parallelisiert. Erstens können mehrere Prozessor-Kerne gleichzeitig punktweise Iterationen durchführen. Zweitens wird das rechenintensivste Integral in mehrere Teilintegrale zerlegt, die von mehreren Kernen berechnet werden können. Durch diese Maßnahmen kann der Python-Code zur Simulation von zeitunabhängigen inversen Compton-Paar-Kaskaden eingesetzt werden. Im Fall von Markarian 501 wird folgendes Modell bemüht. Der aktive Galaxienkern hat einen advektionsdominierten Akkretionsfluss mit einer normalisierten Akkretionsrate von mehreren \(10^{-4}\) und einer Elektronentemperatur um \(10^{10}\) K. Einerseits bestrahlt der Akkretionsfluss die wenigen umgebenden Gaswolken mit ungefährem Radius von \(10^{11}\) m, die einen Faktor 0,01 der Leuchtkraft in Form von Wasserstoff- und Helium-Emissionslinien wieder abstrahlen. Andererseits erzeugen die vom Akkretionsfluss stammenden Gammaphotonen in einer zeitweise aktiven Vakuum-Lücke in der Magnetosphäre des Schwarzen Lochs Elektronen und Positronen. In der geöffneten Lücke wird dem rotierenden Schwarzen Loch durch einen Potentialunterschied von mehreren \(10^{18}\) V eine Leistung von etwa 0,001 der Blandford-Znajek-Leistung entzogen, wodurch ultra-relativistische Elektronen erzeugt werden, die anschließend durch Wechselwirkung mit den Photonen des Akkretionsflusses um einen Faktor von etwa \(10^6\) multipliziert werden. Dieser Elektronenstrahl verlässt die Magnetosphäre und trifft auf das Photonenfeld einer vorbeiziehenden ionisierten Wolke. Die daraus resultierende inverse Compton-Paar-Kaskade wird simuliert und das sich ergebende Gammastrahlenspektrum wird berechnet. Unmittelbar oberhalb der durch die Wasserstofflinien verursachten Absorptionströge erscheint bei rund 3 TeV ein schmaler Höcker. Wenn die Strahlung der Kaskade der aus größerer Entfernung stammenden Strahlung überlagert wird, wird die gesamte spektrale Energieverteilung einschließlich des scharfen Buckels bei 3 TeV reproduziert. Das bedeutet, dass schmale spektrale Merkmale für die Relevanz von Strahlungsprozessen sprechen, die über konventionelle Modelle hinausgehen. Der Trog im Spektrum von 3C 279 wird mit einem ähnlichen Kaskadenmodell untersucht. Es werden drei Fälle der Injektion betrachtet, die sich im Verhältnis der Photonen-Anzahl zur Elektronen-Anzahl und im spektralen Verlauf unterscheiden. Es wird angenommen, dass die Kaskade entweder im dichten Photonenfeld der BLR mit einer Leuchtkraft von mehreren \(10^{37}\) W und einer radialen Ausdehnung von einigen \(10^{14}\) m oder im ausgedünnten Photonenfeld außerhalb der BLR stattfindet. Das letztgenannte Szenario muss jedoch verworfen werden, da die spektrale Steigung bei einigen 100 MeV und der Absorptionstrog bei einigen 10 GeV innerhalb dieses Modells nicht miteinander in Einklang gebracht werden können. Die innerhalb der BLR kaskadierte Strahlung kann die Beobachtungsdaten unabhängig von der angenommenen Injektionsrate erklären. Daraus folgt, dass die Gammastrahlung während dieses Emissionsereignisses am Rande der BLR von 3C 279 produziert wird. Beide Untersuchungen zeigen, dass inverse Compton-Paar-Kaskaden Feinstrukturen in der spektralen Energieverteilung von Blasaren erklären können. Es reicht nicht aus, den Strahlungstransport auf reine exponentielle Absorption eines Injektionsterms zu beschränken. Paarbildung und inverse Compton-Streuung im optisch dicken Bereich und über alle Generationen von Photonen und Elektronen hinweg prägen die entstehenden Spektren entscheidend. Da künftige, verbesserte Detektoren detailliertere Spektren liefern werden, darf man weitere Berichte über schmale spektrale Merkmale erwarten. Es erscheint daher empfehlenswert, die Kaskadierung in konventionelle Modelle der Strahlungsproduktion mit einzubeziehen oder das in dieser Arbeit entwickelte Modell um Synchrotronstrahlung zu erweitern.

This thesis summarizes a senior project on the Active Galactic Nucleus (AGN) Markarian 421 (Mrk 421). Observations of Gev and TeV flux with Fermi Large Area Telescope (LAT) and High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.) were compared with previous reports and publications of flux analyses of the gamma-ray emission from Mrk 421. Power laws with exponential cutoffs made consistent fits to most SEDs in the GeV and TeV bands.

It is now believed that most, if not all, galaxies contain a supermassive black hole (SMBH) and that these play a crucial role in their host galaxies' evolution. Whilst accreting material, a SMBH (known as an active galactic nucleus, AGN, during this growth phase) releases energy which may have the effect of quenching star formation and constraining the growth of the galaxy. It is believed that AGNs can be divided into two broad fundamental categories, each with its own feedback mechanism. The radiative-mode of feedback occurs in gas-rich galaxies when substantial star formation is occurring and their young AGNs are growing rapidly through efficient accretion of cold gas. A fraction of the energy released by an AGN is transferred into the surrounding gas, creating a thermal "energy-driven" wind or pressure "momentum-driven" wind. Gas and dust may be expelled from the galaxy, so halting star formation but also cutting off the fuel supply to the AGN itself. The jet-mode occurs thereafter. The SMBH has now attained a large mass, but is accreting at a comparatively low level as gas slowly cools and falls back into the galaxy. The accretion process generates two-sided jets that generate shock fronts, so heating the gas surrounding the galaxy and partially offsetting the radiative cooling. This restricts the inflow of gas into the galaxy, so slowing the growth of the galaxy and SMBH. There are several convincing theoretical arguments to support the existence of these feedback mechanisms, although observational evidence has been hard to obtain. A new radio telescope - the Low Frequency Array (LOFAR) - recently started operations. LOFAR is especially suitable for investigating AGN feedback. It has been designed to allow exploration of low radio frequencies, between 10 and 240 MHz, which are particularly relevant for research into AGN activity. Also, with its large field-of-view and multi-beam capability, LOFAR is ideal for conducting extensive radio surveys. A project to image deeply the ELAIS-N1 field was started in May 2013. This thesis uses a number of surveys at different wavelengths, but particularly the low-frequency radio observations of the ELAIS-N1 field, to improve our knowledge of jet-mode AGN feedback and hence of the interplay between the complicated processes involved in galaxy formation and evolution. The more important pieces of research within the thesis are as follows: - A sample of 576 AGNs in the nearby universe was assembled and used to find a relationship between radio luminosity, X-ray luminosity and black hole mass. Moreover, the relationship is valid over at least 15 orders of magnitude in X-ray luminosity, strongly suggesting that the process responsible for the launching of radio jets is scale-invariant. - The established "Likelihood Ratio" technique was refined to incorporate colour information in order to optimally match the radio sources in the ELAIS-N1 field with their host galaxies. - The resulting catalogue was used to investigate ways in which radio sources can be matched automatically with their host galaxies (and so avoiding laborious visual examination of each source). The conclusions have helped the design of a pipeline for an extensive wide-area survey currently being conducted by the LOFAR telescope. - The catalogue was also used to investigate the evolution of jet-mode AGNs. This involved: deriving source counts; obtaining redshifts for each object; classifying the radio sources into the different populations of radiative-mode AGNs, jet-mode AGNs and star-forming galaxies; and using the above preparatory work in order to derive a luminosity function for jet-mode AGNs. - Key conclusions are that (1) feedback from jet-mode AGNs peaks at around a redshift of 0.75, (2) the space density of jet-mode AGNs declines steadily with redshift and (3) the typical luminosity of a jet-mode AGN increases steadily with redshift.