La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

Phenomenology The many appearances of the beast: the blind man and the elephant Metereology (complexity and randomness) or underlying order? A single observations.

Presentazioni simili


Presentazione sul tema: "Phenomenology The many appearances of the beast: the blind man and the elephant Metereology (complexity and randomness) or underlying order? A single observations."— Transcript della presentazione:

1 Phenomenology The many appearances of the beast: the blind man and the elephant Metereology (complexity and randomness) or underlying order? A single observations hardly ever can tell. In most cases to derive meaningful physical information many pieces of the puzzle have to be put together. AGN research is by definition interdisciplinary: multiwavelength observations low theory including atomic physics, radiation processes... high theory including general relativity, relativistic physics … Need to construct observational paradigms: - Unified schemes - QSO atmospheres - Geometrically thin optically thick accretion flows - Beaming of radio sources

2 Taxonomy : metereology (complexity and randomness) or underlying order?

3

4 Schema di unificazione Fanaroff-Riley I Fanaroff-Riley II Gli AGN di tipo FR I e FR II mostrano getti orientati perpendicolarmente alla linea di vista. Fanaroff-Riley I -> getti con intensità che decresce velocemente allontanandosi dal nuceo Fanaroff-Riley II -> getti ben definiti con hot-spots prominenti Distribuzione di L 178 (178 MHz): FR I: L 178 < W Hz -1 FR II: L 178 > W Hz -1 Righe di emissione (visibile): FR II 1 ordine di grandezza + intense FR I in cluster – FR II isolate Il modello unificato prevede similitudini tra FR I e BL Lac da un lato, tra FR II e Quasar dallaltro. La differenza tra FR I e II dipende (forse) dai meccanismi di estrazione di energia dal BH.

5 Radio galaxies FRI: low luminosity diffuse, appr. Symmetric jets whose surface brigthness falls off away from center FRII: high luminosity sharp-edged lobes and bright hot spots jets often faint from Urry & Padovani 1995

6 CenA 3C273 z=0.158 PKS1127 z=1.19 GB1508 z=4.28 Chandra views of quasar jets

7 Beaming hypothesis 3C279 CGRO EGRET F>100MeV Doppler boosting

8 … variability NO termonuclear reactions! Strong support for SMBH paradigma

9 βcβc θ

10 Beaming relativisticoMoto superluminale Beaming relativistico - Moto superluminale Per θ = arccos(β) si ottiene: Quindi se β ~1 :

11 Unification schemes for radio-loud AGN Urry&Padovani 1995 Test of RL unification: number statistics of population agree with the beaming hypothesis. The total number of beamed objects should be smaller than number of parent objects. Ratio depend on critical angle dividing blazars and RG, which in turn depends on amount of beaming (Lorentz factor ). Effect of relativistic beaming on number statistics: Start with FRII LF beam it compare it with FSRQ LF free parameters: ; Jet fractional L FSRQ 10 BLLacs 3-5

12 AGN1 SY2 QSO2 Unification schemes optical-UV spectra

13 Unobscured Obscured Unification schemes X-ray spectra

14 Unification schemes: type 1 unobscured type2 obscured ? NOT ALWAYS!! NGC4151: X-ray obscured BLR lines variabile!

15 Unification schemes: type 1 unobscured type2 obscured ? NOT ALWAYS!! PKS : High L, high z, X-ray obscured

16 Support for unification: hidden emission lines (Bill Keel´s web page with data from Miller, Goodrich & Mathews 1991, Capetti et al. 1995) Some Sy 2s show broad lines in polarized light (Antonucci & Miller 1995, Goodrich & Miller 1990,...): the fraction is still unclear since the observed samples are biased towards high-P broad-band continuum objects.The polarization level of the continuum flux is roughly constant up to 1500Å ( Code et al. 1993), which implies that hot electrons are the scattering source near the nucleus, but dust dominates the outskirts. Adapted from Arextaga 2003

17 (Bill Keel´s web page) 0.6pc Support for unification: detection of tori? VLBA observations of the nucleus (S1) of NGC1068 (Sy 2) at 8.4GHz reveals a small elongated structure, probably an ionized disk of ~1.2pc (Gallimore, et al. 1997), at T K that radiates free-free continuum or scattered light. (Gallimore et al. 1997) Adapted from Arextaga 2003

18 La presenza del toro oscurante si deve manifestare anche con coni di ionizzazione. La radiazione esce solo da un angolo solido ben definito attorno al getto ovvero entro un cono. Lapertura del cono determina il rapporto tra AGN di tipo 1 (righe larghe) e di tipo 2. Coni di Ionizzazione NGC 1068 Rosso: HST (continuo ottico) Verde: Chandra ( X ) HST [OIII] 5007 Å Circinus Galaxy Continuo IR Blu: [OIII] Verde: Hα

19 Un altro scenario per schemi unificati

20 QUASAR Atmospheres Elvis

21 BAL v 0.1 c NAL v 1000km/s Low z High z

22 A connection between UV and X-ray absorbers? Half of Sy1 show intrinsinc blueshifted UV and/or X-ray absorption. Mediud-to-high ionization: Multiple components Some UV components arise from X-ray absorbers Outflow velocities km/s Line broadened (turbolent flow) Variability

23 Outflows: dynamical models Thermal wind arising from the accretion disk. If nH<10 12 cm-3 and logT<5K ionization heating is balanced by line cooling and recombination. If U is high line cooling is suppressed and gas reaches a hot phase in which Compton heating is balanced by inverse Compton cooling at an equilibrium T

24 Outflows, dynamical models Radiatively driven winds

25 Broad line region N e high enough that all forbidden line are collisionally suppressed: n e >10 8 Strong CIII] ==> n e < Line width ~ km/s T~10 4 K T ~(kT/m p ) 0.5 ~10 km/s so other broadening mechanism at work Covering factor: In optically thick H nebula every photoionization result is a Ly photon

26 La Broad Line Region è costituita da nubi di gas denso (N H ~ cm -3 ), fotoionizzate dalla sorgente centrale e fredde, T e ~2×10 4 K). Le variazioni nellemissione della radiazione continua ionizzante emessa dal disco di accrescimento sono seguite da echi nelle righe larghe che però hanno un ritardo τ. Il ritardo è light travel time ovvero il tempo necessario alla propagazione della radiazione ionizzante e dei fotoni della riga: Δτ ~ r / c La misura del ritardo Δτ fornisce quindi una stima delle dimensioni della regione delle righe larghe. Reverberation Mapping Tempo Flusso Continuo Riga Δτ Δτ mean ~ r / c Nube di gas Nucleo del Quasar r Δτ 1 = r / c Δτ 2 = 0 Δτ 4 = 2r / c Δτ 3 = r / c

27 Reverberation mapping r To the observer

28 Reverberation Mapping Il lag della BLR è misurato in tutti gli AGN in cui è stato fatto lo studio di reverberation mapping (richiede molto tempo...): R BLR = c Δτ varia da alcuni giorni-luce fino ad anni-luce. Si trova che R BLR ~ L 0.5 che indica come il parametro di ionizzazione e la densità della BLR ( ϕ ~ L/R BLR 2 ) debbano essere costanti (ovvero la BLR deve avere delle condizioni fisiche ben determinate). λL λ (5100Å) 0.1 L [erg/s] R BLR [lt-days]

29 Il reverberation mapping indica che la BLR è situata molto vicino al BH. Le righe sono larghe in conseguenza delle alte velocità con cui le nubi orbitano attorno al BH. Applicando il teorema del viriale posso scrivere f, costante (geometria della BLR); V, velocità (FWHM delle righe); R BLR dal reverberation mapping. Le masse che ottengo per i BH sono dellordine di M ovvero proprio quello che mi aspetto dal limite di Eddington! Le galassie in esame hanno tutte L

30 AGN Eigenvector Laor et al. 1997

31 La Narrow Line Region (NLR) Le righe strette non variano, questo, assieme al fatto che sono strette (ovvero bassa dispersione di velocità, FWHM < 1000 km/s) indica che vengono emesse da una regione estesa. Tramite immagini (in riga) ad alta risoluzione angolare la NLR si riesce a risolvere negli AGN più vicini ed ha dimensioni dellordine di ~100 pc. NGC 1068 Rosso: HST (continuo ottico) Verde: Chandra ( X ) HST [OIII] 5007 Å In prima approssimazione può essere considerata unenorme regione HII (o meglio un insieme di nubi HII), ma il fatto che si tratti di nubi foto-ionizzate dallAGN rende le caratteristiche spettrali della NLR differenti.

32 La Narrow Line Region (NLR) log ν F(ν) Big Blue Bump Big Blue Bump IR bump X-rays Spectral Energy Distribution (SED) Radio Quiet Radio Loud O star H+H+ H+H+ He + He 2+ Fe +9 S +8 Il fatto che il continuo ionizzante si estenda ad energie molto superiori rispetto alle stelle calde (OB) consente di ionizzare specie atomiche a livelli molto superiori si osservano righe di emissione da ioni che non si osservano in regioni HII classiche. Lelevato flusso di raggi X estende molto la regione di transizione: Flusso ionizzante d d ~ 1 n H a ν sezione durto per fotoionizzazione a ν ~ ν -3 (ν > ν 0 ) d(X-rays) >> d(UV) Es. N H ~10 3 cm -3 sorgente UV (O stars): d ~ pc sorgente X (AGN): d ~ pc

33 La Narrow Line Region (NLR) Flusso ionizzante Struttura di ionizzazione di una nube fotoionizzata da un AGN regione altamente ionizzate estesa regione di transizione, parzialmente ionizzata, dove emettono righe specie di bassa ionizzazione come [NII],[SII],[OI],...

34 La Narrow Line Region (NLR) Queste caratteristiche consentono di identificare la presenza di un AGN da caratteristici rapporti delle righe strette: AGN hanno più forti sia le righe di alta che di bassa ionizzazione. Log [NII]/Hα Log [OIII]/Hβ continuo ionizzante più hard parametro di ionizzazione U AGN regioni HII

35 AGN diagnostic diagrams The BPT diagrams are used in narrow-line emission systems, to distinguish between hard and soft radiation (Balwin, Phillips & Terlevich 1981, Veilleux & Ostrebrock 1987), which is usually ascribed to non-stellar and stellar activity, respectively. (BPT 1981) (Peterson 1997) H II gal Sey gal LINERs Some people erronuously take [O III] / Hβ > 3 as the criterium for AGN (Kennicutt 1998) Adapted from Arextaga 2003

36 AGN SBs 100% AGN 25% AGN 0% AGN ULIRGs 10% AGN 75% AGN AGN diagnostic diagrams Policyclic aromatic hidrocarbons (PAHs), create bumps in the MIR spectrum, which easily identify soft-UV radiation fields that irradiate hot dust. They get destroyed by hard radiation. ULIRGs have radiation fields closer to starburst galaxies than to AGN. From this diagnostic diagram, it is estimated that % of the MIR radiation is powered by obscured starbursts and 20-30% by AGN (Genzel et al. 1998). λ (μm) Adapted from Arextaga 2003

37 Il Toro Oscurante Ricostruzione ideale di un AGN visto di lato rispetto al getto. La radiazione e le particelle energetiche (getti) sfuggono lungo lasse polare. Il Toro è una ciambella di gas denso e ricco di polvere. Il nucleo attivo è nascosto dentro al toro.

38 Emissione della polvere nel toro La radiazione UV prodotta dal nucleo riscalda la polvere nel toro e più generalmente nel mezzo circumnucleare. Ricordiamo che T eq 1000 L 1/5 R -2/5 K 46pc Ci aspettiamo quindi che ci sia una forte distribuzione radiale della temperatura della polvere, quindi del massimo di emissione termica.

39 Emissione della polvere nel toro Sono stati elaborati modelli molto complessi sullemissione infrarossa del toro oscurante. Non è semplice riprodurre la SED IR che è molto più larga di un singolo black body e che quindi richiede polvere a diverse temperature.

40 Emissione della polvere nel toro Grani di silicio e grafite sublimano a temperature T sub ~ 1500 K Imponendo T sub = T eq (T equilibrio) si ottiene: R sub 0.06 L 1/2 pc 45 questo è probabilmente il raggio interno del toro polveroso oscurante. E interessante confrontarlo col raggio della BLR stimato dal reverberation mapping: R BLR 0.02 L 1/2 pc 45 Ovvero la Broad Line Region è libera da polvere. Infine, il fatto che la temperatura della polvere non possa superare la temperatura di sublimazione di 1500 K indica che la polvere più calda emette a λ ~2 μm questo spiega il dip nella SED degli AGN log ν F(ν) Big Blue Bump Big Blue Bump IR bump X-rays Radio Quiet Radio Loud O star dip

41 Extinction

42

43 Absorption z= X10 22 cm -2 Z= N H =10 24 cm -2

44 Optical-UV extinction vs. X-ray absorption

45 AGN SED

46 Le Componenti Nucleari Disco di Accrescimento (sorgente UV-X) D < 0.01 pc L = erg/s log ν F(ν) Big Blue Bump Big Blue Bump IR bump X-rays Spectral Energy Distribution (SED) Radio Quiet Radio Loud O star H+H+ H+H+ He + He 2+ Fe +9 S +8

47 Composite optical-UV

48 AGN IR-optical SED

49 X-ray spectrum

50 Le Componenti Nucleari Getto Relativistico D ~ 0.1 pc - 1 Mpc plasma a velocità relativistiche (moti superluminali quando la linea di vista è prossima allasse del getto) log ν F(ν) Big Blue Bump Big Blue Bump IR bump X-rays Spectral Energy Distribution (SED) Radio Quiet Radio Loud O star H+H+ H+H+ He + He 2+ Fe +9 S +8

51 Le Componenti Nucleari Broad Line Region (BLR) D ~ 0.01 pc pc densità N ~ cm -3 covering factor ~ % ΔV ~ 5000 km/s

52 log ν F(ν) Big Blue Bump Big Blue Bump IR bump X-rays Spectral Energy Distribution (SED) Radio Quiet Radio Loud O star H+H+ H+H+ He + He 2+ Fe +9 S +8 Le Componenti Nucleari Toro Oscurante D ~ pc densità di colonna N H ~ cm -2 covering factor ~ 70 %. La polvere viene riscaldata dalla radiazione UV/X del disco e riemette nellIR.

53 Le Componenti Nucleari Narrow Line Region (NLR) D ~ pc densità N ~ cm -2 covering factor ~ 1-3 %

54 AGN Spectral Energy Distribution AGN selection

55 …but.. many obscured AGN do not show any AGN features in their O-UV spectra..: e.g. NGC6240, NGC4945 etc etc… The optical-UV light from the nucleus, the BLR and even the NLR is blocked or strongly reduced by the obscuring screen NGC1068 NGC6240

56 AGN diagnostic diagrams X-ray to optical flux ratio EMSS, Stocke, Maccacaro, Gioia et al.

57 AGN diagnostic diagrams X-ray to optical flux ratio

58 AGN diagnostic diagram X-ray - optical ; radio-optical indices EMSS, Stocke, Maccacaro, Gioia et al.

59 Le Radio Galassie Lobi brillanti Nucleo debole Hot spots Immagine Radio di Cigno A Getto Il gas ionizzato viaggia lungo il getto a velocità v~c. Lenergia viene dissipata nelle hot spots come radiazione di Sincrotrone (emissione di particelle relativistiche che si muovono in un campo magnetico).

60 La Formazione dei Getti Radio Buco Nero Disco di Accrescimento Il disco di ha un campo magnetico con linee di forza parallele allasse del disco. Un BH ruotante (di Kerr) determina lavvolgimento delle linee di forza del campo magnetico (frame dragging). ll gas altamente ionizzato è espulso a v~c lungo le linee di forza del campo magnetico (effetto Blandford-Znajek).

61 Radio Galassie e Quasar Cygnus A (radio sorgente) Direzione di Osservazione Radio Galassia: sorgente radio con due lobi; righe di emissione strette. Radio Galassie, Quasar Radio-loud e Blazars sono gli stessi oggetti visti ad angolazione diversa rispetto al getto. Lemissione di sincrotrone non è isotropa ma è concentrata lungo lasse del getto. FR I

62 Quasar Radio-loud e Blazars Direzione di Osservazione Getto forte Contro-getto debole I Quasar radio-loud ed i blazar sono visti vicino allasse del getto. Lemissione di sincrotrone del getto verso di noi è molto più forte (relativistic beaming). I lobi appaiono tra loro più vicini rispetto a prima (effetto di proiezione). Negli spettri si osservano righe larghe ed un forte continuo ottico/UV. I Blazar sono il caso estremo in cui si osserva direttamente lungo la direzione del getto. FR II

63 AGN taxonomy: Seyfert galaxies Seyfert types: depending on the width of the optical emission lines (Khachikian & Weedman 1974, Osterbrock 1981): Sy 2: narrow emission lines of FWHM few x 100 km s 1 Sy 1: broad permitted emission lines (Hα, He II,... ), of FWHM 10 4 km s 1 that originate in a high-density medium (n e 10 9 cm 3 ), and narrow-forbidden lines ([O III], [N II], …) that originate in a low-density medium (n e cm 3 ). Sy1.x (1.9, 1.8,...): they graduate with the width of the Hα and Hβ lines. NL Sy1: subclass of Sy 1 with soft X-ray excess and optical Fe II in emission. But the classification for a single object can change with time, due to AGN variability! (Goodrich 1995)

64 Quasar = Quasi Stellar Radio-source, QSO = Quasi-Stellar Object Scaled-up version of a Seyfert, where the nucleus has a luminosity M B < log h 0 (Schmidt & Green 1983). The morphology is, most often, star- like. The optical spectra are similar to those of Sy 1 nuclei, with the exception that the narrow lines are generally weaker. There are two varieties: radio-loud QSOs (quasars or RL QSOs) and radio-quiet QSOs (or RQ QSOs) with a dividing power at P 5GHz W Hz 1 sr –1. RL QSOs are 510% of the total of QSOs. AGN taxonomy: Quasars and QSOs Lyσ Si IV C IV C III] Mg II C III HγHγ HβHβ [O III] HδHδ[O II] (Å)

65 AGN taxonomy: Quasars and QSOs There is a big gap in radio power between RL and RQ varieties of QSOs (Kellerman et al. 1989, Miller et al. 1990) (Miller et al. 1990) P 5GHz W Hz 1.

66 AGN taxonomy: BAL QSOs BAL QSOs = Broad Absorption Line QSOs Otherwise normal QSOs that show deep blue-shifted absorption lines corresponding to resonance lines of C IV, Si IV, N V. All of them are at z 1.5 because the phenomenon is observed in the rest-frame UV. At these redshifts, they are about 10% of the observed population. BAL QSOs tend to be more polarized than non-BAL QSOs. (Ogle et al. 1999)

67 AGN taxonomy: Radio galaxies Strong radio sources associated with giant elliptical galaxies, with optical spectra similar to Seyfert galaxies. Sub-classification according to optical spectra: NLRG = narrow-line radio galaxy, and BLRG = broad-line radio galaxy, with optical spectra similar to Sy 2 and Sy 1, respectively. spectral index (α, such that F ν =ν α ) at 1GHz: steep or flat separated by α=0.4 radio morphology (Fanaroff & Riley 1974): measured by the ratio of the distance between the two brightest spots and the overall size of the radio image. FR I with R 0.5 Hydra A (Aretxaga et al. 2001) © Chandra 2.7=188 kpc

68 AGN taxonomy: LINERs LINER = Low-Ionization Narrow-Line Region They are characterized by [O II] 3727Å / [O III] 5007Å 1 (Heckman 1980) [O I] 6300Å / [O III] 5007Å >1/3 Most of the nuclei of nearby galaxies are LINERs. A census of the brightest 250 galaxies in the nearby Universe shows that 50–75% of giant galaxies have some weak LINER activity ( Filippenko & Sargent 1993, …). They are the weakest form of activity in the AGN zoo. One has to dig into the bulge spectrum sometimes to get the characteristic emission lines : (Ho et al. 1993)©POSS

69 AGN taxonomy: BL Lacs BL Lac is the prototype of its class, an object, stellar in appearance, with very weak emission lines and variable, intense and highly polarized continuum. The weak lines often just appear in the most quiescent stages. Blazars encompass BL Lacs and optically violent-variable (OVV) QSOs. These are believed to be objects with a strong relativistically beamed jet in the line of sight. (Vermeulen et al. 1994)


Scaricare ppt "Phenomenology The many appearances of the beast: the blind man and the elephant Metereology (complexity and randomness) or underlying order? A single observations."

Presentazioni simili


Annunci Google