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News. arXiv e-printarXiv e-print (arXiv:1411.5368) Theoretical models for the production of relativistic jets from active galactic nuclei predict that.

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1 news

2 arXiv e-printarXiv e-print (arXiv: ) Theoretical models for the production of relativistic jets from active galactic nuclei predict that jet power arises from the spin and mass of the central black hole, as well as the magnetic field near the event horizon. The physical mechanism underlying the contribution from the magnetic field is the torque exerted on the rotating black hole by the field amplified by the accreting material. If the squared magnetic field is proportional to the accretion rate, then there will be a correlation between jet power and accretion luminosity. There is evidence for such a correlation, but inadequate knowledge of the accretion luminosity of the limited and inhomogeneous used samples prevented a firm conclusion. Here we report an analysis of archival observations of a sample of blazars (quasars whose jets point towards Earth) that overcomes previous limitations. We find a clear correlation between jet power as measured through the gamma-ray luminosity, and accretion luminosity as measured by the broad emission lines, with the jet power dominating over the disk luminosity, in agreement with numerical simulations. This implies that the magnetic field threading the black hole horizon reaches the maximum value sustainable by the accreting matter.

3 An inevitable consequence of Pjet ∼ 10Prad is that the jet power is larger than the disk luminosity. Therefore the process that launches and accelerates jets must be extremely efficient, and might be the most efficient way of transporting energy from the vicinity of the black hole to infinity It will be interesting to explore less luminous jetted sources, to get hints on the possible dependencies of the jet power on the black hole spin and the possible existence of a minimum spin value for the very existence of the jet. In turn, this should shed light on the long standing problem of the radio–loud/radio–quiet quasar dichotomy

4 Microquasar: Sorgenti X galattiche associate a sistemi binari Poco piu’ di una decina Moti jets in alcuni casi superluminali Emissione X da accrescimento da cui mini quasar; tempi scala molto piu’ corti Relativistiche ma non superluminali: SS433 Superluminali: GRS ======================================================== SS433 a circa 6 kpc – al centro del resto di Supernova W50 eta’ circa anni In ottico righe H ed He spostate 70 km/sec (stazionarie) da rotazione differenziale galassia

5 Righe H verso R e B con velocita’ dell’ordine di 0.2c mobili nel tempo con variazioni di v di circa 1000 km/sec da un giorno all’altro Trovato andamento periodico con periodo = 164 gg e = km/s Modello: binaria X con jet relativistico + precessione I 2 getti producono i due sistemi di righe mobili con v = 0.26c con precessione con periodi di 164 gg angolo di 80 gradi tra asse cono precessione e linea di vista; semiangolo del cono di precessione di 20 gradi Getti pesanti di barioni non plasma di e + ed e - per cui righe dal getto Torna con formule doppler boosting relativistico; Altre righe semi-stazionarie stazionarie NON dal getto ma dal disco di accrescimento! Binaria non visibile ma disco di accrescimento si, con variazione ciclica righe stazionarie da binaria con periodo 13gg Sembra che accretion sempre accompagnato da outflow!

6 Jets precessano angolo 20 o T 164g

7 Precessione dovuta a precessione disco di accrescimento: Stella compagna per effetti mareali non sferica da cui momento torcente su disco e quindi precessione. Righe mobili molto strette da cui spessore jet deve essere piccolo Si ricava angolo di apertura di 4 – 5 gradi I getti responsabili deformazione supernova (figura) da cui massa e flusso ed energia cinetica nei getti Si ottengono valori M ● = 3 x M ● /anno Flusso energia cinetica >> L E per BH di massa solare se ne deduce: Massa BH dell’ordine di 50 Masse solari e anche Accrescimento supercritico (quindi BH ruotante!)

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9 Accretion in super E possibile con BH ruotante ed implica massa in eccesso espulsa (jets) Diffusione radiativa in presenza di forti contrasti di densita’ minimizza il gradiente della pressione di radiazione e porta al superamento del limite di Eddington Vedi ad es. Begelman 2006: astro-ph/ referenze

10 Superluminal X-ray binaries – solo 3 note per ora Emissione fortemente variabile GRS BH – accretion disks - collimated jets X-ray luminosita’ >> limite di Edd Jets leggeri (plasma di e+ ed e- in campo magnetico) intermittenti -- misurato moto in entrambi i jets da cui……

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12 Da studi assorbimento HI risulta D = 12.5 ± 1.5 kpc e diventa V = 0.92c con angolo = 70 gradi se ho D ricavo angolo!!!!! Accretion rate eccezionalmente alto Collegamento tra evoluzione accretion disk e formazione jet relativistico su tempi scali molto piu’ brevi di QSS Lo svuotamento e successivo riempimento di X-ray emitting disk coincide con emissione jet Con disco quasi vuoto emissione dovrebbe cessare

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14 Importante e’ oscuramento AGN da dust e gas Esistono S1 ed S2, esistono Quasar di tipo 2? Quante? per gli oggetti radio loud posso dire che FR II sono la controparte delle QSS, ma per radio quiete? Tutte le galassie hanno un AGN dentro? Radio quieto? Ed alle altre bande? Una forte indicazione che la maggior parte dei fenomeni di accrescimento e’ oscurato viene dal fondo X. Lo spettro della radiazione di fondo in banda X e’ piu’ hard di quello previsto dalla somma degli AGN non oscurati che invece sono in accordo con il fondo X molle. Questo implica la presenza di un numero significativo di AGN la cui emissione X molle e’ assorbita, ma quella hard no.

15 Radiazione di fondo E’ presente in diverse bande: Millimetrico: radiazione di fondo di CN -- sicuramente cosmologica Radio ottica e vicino UV e’ risolta e dovuta a sorgenti discrete X-Ray e Gamma Ray Nella regione intermedia non si puo’ dire nulla causa assorbimento da H in nostra galassia

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17 I nuclei attivi 1-10% delle galassie possiedono un nucleo attivo Tre semplici argomenti contro l’ipotesi di emissione stellare: 1) Variabilita’: tempi scala brevi  regioni compatte 2) Spettro di emissione: completamente diverso dallo spettro delle varie popolazioni stellari e indicativo di processi non termici 3) Energia coinvolta

18 La spettro multifrequenza degli AGN Banda X Radio sub-mm Infrarosso ottico UV Nella banda X le frequenze generalmente si misurano in eV o keV: 1 keV = Hz = 12.4 Angstrom = 10 7 K

19 Spettro in energia e fotoni e unita’ di misura piu’ comuni Componente principale dello spettro X: legge di potenza Spettro in energia: F(E) = C E -  misurato in keV/cm 2 /s/keV Spettro in fotoni: N(E) = D E -  misurato in fotoni/cm 2 /s/keV F(E) = E x N(E)  E -α = E x E -Γ = E -(Γ-1)  Γ = α+1 α= indice spettrale Γ= indice in fotoni (photon index)

20 Esempio di spettro X Spettro in fotoni N(E) fotoni/cm 2 /s/keV Spettro in ExF(E) keV/cm 2 /s α=0.7  Γ=1.7 Quasar 3c273

21 Spettro X medio: altre componenti oltre alla legge di potenza primaria Seyfert 1 Seyfert 2 Riga di emissione del ferro Decrescita (cut off) esponenziale alle alte energie Picco di riflessione

22 Le regioni piu’ interne dell’AGN: il modello base e i meccanismi di emissione Black hole Accretion disk T~10 6 K Hot electrons T~ K R g =GM/c 2 =raggio gravitazionale M BH = masse solari ~10 4 r g ~10 2 r g T~ K Emissione termica Continuo di riflessione Compton Compton inverso

23 Lo spettro in banda X Black hole Accretion disk Hot electrons osservatore Legge di potenza primaria Eccesso soft Continuo di riflessione Riga del ferro F(E) = C E -  e (-E/Ec) [1+ A(E) ] + BB(E) + G(E)  Negli AGN radio loud una ulteriore componente dello spettro proviene dal jet

24 Il modello unificato: oscuramento Il toro oscurante: gas+polvere, T<10 5 K, r~1-10 pc Sy1 ottiche  non assorbite in banda X Sy2 ottiche  assorbite in banda X

25 F abs (E) ~ F unabs e -N H σ E + F unabs A toro (E) Componente trasmessa Componente riflessa AGN oscurati osservatore pc T<10 5 K N H = cm -2

26 Sezioni d’urto σTσT Abbondanze cosmiche dei metalli σ E ~ E -2.5 σ T >σ E at E> 10 keV I obs (E)/I int (E) ≈e -τ τ=-N H σ E σ E ≈E -2.5  l’emissione nucleare e’ trasparente alle alte energie Solo H + He σ E = sezione d’urto per l’assorbimento fotoelettrico σ T = sezione d’urto per lo scattering Thomson N H = densita’ di colonna di idrogeno equivalente; unita’ di misura : cm -2 Edge del ferro a 7.1 keV L’assorbimento dei fotoni X e’ essenzialmente dovuto ai metalli

27 Assorbimento fotoelettrico + scattering I obs (E)/I int (E) ≈e -   = -N H  Per N H >σ T -1 ~ cm -2 un contributo significativo all’opacita’ e’ dato dallo scattering. Questi oggetti vengono chiamati Compton-thick. Gli oggetti con oscuramento al di sotto di questa soglia vengono detti Compton-thin Linea tratteggiata = solo assorbimento fotoelettrico Linea continua = assorbimento + scattering

28 Esempi di AGN con diversi gradi di oscuramento logN H <24 Compton-thin logN H >24 Compton thick Il gas freddo presente nel toro contribuisce all’emissione di riga del ferro Kα. Al crescere della colonna di idrogeno equivalente N H lo spettro e’ assorbito fino ad energie sempre maggiori.

29 Esempi osservativi Seyfert 2 QSO

30 F abs (E) ~ F unabs e -N H σ E + F unabs A toro (E) Spettro non assorbito Spettro assorbito Componente trasmessa Componente riflessa Esempio di spettro Compton-thick con assorbimento logN H =24.5 Componente riflessa Componente trasmessa osservatore

31 Esempi osservativi di AGN Compton-thick logN H >25 logN H ~24 Componente trasmessa Componente riflessa Seyfert 2 NGC4595 : logN H ~24  riflessione + trasmissione Seyfert 2 NGC1068 : logN H >25  sola riflessione Sorgente IRAS

32 La scoperta del fondo cosmico in banda X Giacconi Il fondo in banda X e’ stato il primo fondo scoperto Osservazioni nella banda 2-6 keV I conteggi dei due rivelatori sono maggiori di zero lungo ogni linea di vista  fondo di radiazione diffuso

33 Immagine della luna ottenuta col satellite ROSAT (0.5-2 keV) La luna proietta un’ombra sul fondo cosmico

34 ROSAT E~0.25 keV HEAO-1 E~10 keV: A queste energie la Galassia e’ trasparente Grado di isotropia dello XRB: ~3% su scale del grado quadrato L’isotropia suggerisce un’origine extragalattica Mappe del cielo in banda X P i a n o g a l a t t i c o

35 La radiazione cosmica di fondo nelle varie bande Radiazione di fondo a 3K CMB (cosmic microwave background) ottico=stelle X-ray Background = AGN  2 keV soft hard Infrarosso= stelle(+AGN?)

36 Lo spettro del fondo cosmico di raggi X I primi dati (1980) ottenuti nel range 3-60 keV si potevano ben riprodurre tramite uno spettro termico prodotto da un plasma caldo otticamente sottile: F(E)~ E e -E/41keV (bremsstrahlung)

37 Emissione del fondo X dovuta a un gas caldo diffuso che pervade l’Universo? No per due motivi: 1) Sottraendo dallo spettro del fondo il contributo degli AGN noti a quel tempo si perdeva la forma di bremsstrahlung 2) Lo spettro della CMB e’ un black body quasi perfetto: un gas caldo (T~40 keV ~ K) avrebbe prodotto distorsioni sullo spettro della CMB che invece non si osservano Altra ipotesi: il fondo X risulta dalla somma dell’emissione di sorgenti puntiformi. Quali sorgenti? AGN: sono le sorgenti extragalattiche piu’ brillanti e hanno una forte evoluzione cosmologica. Le lievi fluttuazioni del fondo, inferiori al 3% su scale del grado quadrato, indicano che le sorgenti puntiformi responsabili dell’emissione di fondo devono essere molto numerose (> 1000 per grado quadrato).

38 Spettro del fondo: α=0.4 Spettro degli AGN non oscurati: α=0.9 Il paradosso spettrale: lo spettro in banda X degli AGN brillanti non oscurati (α~0.9) e’ troppo ripido per produrre lo spettro del fondo (α~0.4)  contributo fondamentale da parte degli AGN oscurati

39 Il Modello Unificato

40 Il modello unificato: oscuramento Il toro oscurante: gas+polvere, T<10 5 K, r~1-10 pc Sy1 ottiche  non assorbite in banda X Sy2 ottiche  assorbite in banda X

41 Esempi osservativi di AGN Compton-thick logN H >25 logN H ~24 Componente trasmessa Componente riflessa Seyfert 2 NGC4945 : logN H ~24  riflessione + trasmissione Seyfert 2 NGC1068 : logN H >25  sola riflessione Sorgente IRAS logNH<24 Compton-thin logNH>24 Compton thick

42 Il numero degli AGN oscurati e la distribuzione dei loro assorbimenti e’ nota solo per le galassie di Seyfert nell’Universo locale: l’evoluzione cosmologica della distribuzione di N H e del rapporto fra AGN oscurati e non e’ ancora poco conosciuta.. Nonostante gli AGN oscurati, in particolare gli oggetti Compton-thick (N H >10 24 cm -2 ), siano piu’ difficili da osservare, si stima che nell’Universo locale siano almeno 4-5 volte piu’ numerosi degli AGN non oscurati. Dunque circa l’80-90% della popolazione di AGN locali e’ oscurata. La meta’ di essi sono Compton-thick logN H frazione

43 Gli effetti dell’oscuramento sui conteggi di AGN La relazione logN-logS: conteggi di sorgenti al di sopra di un certo flusso S. A flussi molto brillanti dominano gli AGN non oscurati, a flussi deboli dominano gli AGN oscurati Nel caso di un Universo euclideo N(>S)~S -1.5 [cgs] = erg/cm 2 /s

44 L’integrazione del fondo cosmico Funzione di luminosita’ In banda X Spettro in banda X I I(E)=intensita’ del fondo cosmico. Solitamente si misura in keV/cm 2 /s/sr/keV

45 Rappresentazione schematica della funzione di luminosita’ ed evoluzione cosmologica degli AGN Evoluzione in densita’: agn in media piu’ numerosi in passato Log L Log ρ z=0 z=1 Log L Log ρ z=0 z=1 Evoluzione in luminosita’: agn in media piu’ luminosi in passato ρ~L -γ1 LL B γ1~1.4 γ2~3.4 logL B (z=0)~44 L(z)=L(0)(1+z) β β~2.6 (z = redshift)

46 Funzione di luminosita’ degli AGN non assorbiti nella banda soft (0.5-2 keV) L’evoluzione osservata e’ piu’ complicata rispetto ad una semplice evoluzione in luminosita’ (Pure Luminosity Evolution, PLE) o in densita’ Cio’ che si e’ osservato di recente e’ una evoluzione in densita’ dipendente dalla luminosita’ (Luminosity Depedent Density Evolution, LDDE) in cui il tasso di evoluzione e’ piu’elevato ad alte luminosita’

47 L’evoluzione cosmologica degli AGN nella banda keV Densita’ numerica Densita’ di luminosita’ Gli oggetti di alta luminosita’ hanno un picco di densita’ a redshift piu’ alti rispetto agli oggetti di bassa luminosita’

48 La funzione di luminosita’ nella banda hard X (2-10 keV) Il numero di AGN contenuti nella funzione di luminosita’ 2-10 keV e’ maggiore del numero di AGN contenuti nella funzione di luminosita’ keV questo perche’ nella banda 2-10 keV si riescono ad osservare efficacemente anche gli AGN oscurati AGN non oscurati Totale AGN (con rapporto oscurati/non oscurati che cala con la luminosita’) Totale AGN (con rapporto costante)

49 Dipendenze della frazione di AGN oscurati con la luminosita’ e il redshift Le osservazioni piu’ recenti suggeriscono che il numero di AGN oscurati decresce ad alte luminosita’ intrinseche. Un’interpretazione plausibile e’ che ad alte luminosita’ la pressione di radiazione spazzi via il materiale oscurante.

50 Il fit allo spettro del fondo cosmico di raggi X Descrizione delle curve: AGN non assorbiti AGN assorbiti Compton-thin AGN assorbiti Compton-thick Totale AGN AGN Compton-thick necessari per riprodurre il fondo a 30 keV

51 I campi piu` profondi in banda X e la frazione di fondo risolto rosso = keV verde = keV blu = 2 -7 keV Osservazioni del satellite Chandra, tempo di integrazione = 20 giorni! Immagine X del campo Chandra Deep Field North 20 arcmin

52 Il fondo risolto in sorgenti singole La maggior parte della radiazione di fondo cosmico nella banda 1-10 keV e’ stata gia’ risolta in sorgenti singole nei Chandra Deep Fields. Le successive osservazioni di spettroscopia ottica hanno in effetti dimostrato che tali sorgenti sono in larga maggioranza AGN, in particolare AGN oscurati. Fondo risolto = somma delle sorgenti nei Chandra Deep Fields

53 XRB isotropo per cui EG – lieve anisotropia in banda 2-10 keV dovuto a nostra galassia Anisotropia dipolo dovuto a moto galassia A energie < 0.5 keV emissione galattica ed assorbimento Fotoelettrico da ISM annullano fondo X Quindi fondo X da 0.5 keV a MeV: 4 decadi Maggior parte fondo X tra keV Satelliti X principalmente sui 3-5 keV

54 In banda soft 1 – 5 keV ROSAT ed ora CHANDRA hanno risolto 80 – 100% di emissione di fondo essenzialmente dovuta ad AGN con BLR Quindi flusso totale visto nel fondo X e’ in accordo con somma dei Flussi aspettati da AGN in banda soft. Ma spettro AGN e XRB diventano diversi a keV. In questa banda il contributo degli AGN noti cala a 10% Modelli con elevata componente di Compton reflection (X duri) non tornano ne’ come numero ne’ come spettro (Setti + Comastri) Soluzione accettata e’ AGN oscurati visibili quindi solo in regione hard (Comastri et al. 1995, AA 296, 1). Se abbiamo un alto numero di AGN oscurati questi pesano poco – niente in regione soft ma diventano importanti in regioni hard. Da fondo X possiamo dedurre numero e proprieta’ integrate di AGN oscurati e stimare quindi la densita’ di massa dei BH

55 Con maggiore dettaglio: Tra 0.1 e 0.5 keV origine galattica, una bolla di gas a 10 6 K Tra 0.5 e 2.0 keV legge di potenza con  = 1.0 – 0.7 Steeper rispetto a estrapolazione di hard X Tra 3—20 keV flat power law con  ≈ 0.4 La conoscenza dello spettro di emissione termico esclude che XRB venga da gas diffuso caldo intergalattico che in caso contrario mi avrebbe influenzato la radiazione cosmica di fondo a 3 K

56 Moretti et al A&A 2012: Osservato deep field di CHANDRA con XRT (minore risoluzione angolare, sensibilita’ inferiore per sorgenti singole, ma livello di fondo inferiore) Sottratte tutte le sorgenti di CHANDRA  Rimane una componente di fondo non risolta molto piu’ dura del fondo X totale oscurati e lontani??


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