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Peterson: Active Galactic Nuclei Robson; Active Galactic Nuclei Dispense di Radioastronomia – Fanti Melia: High Energy Astrophysics Frank, King, Raine:

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2 Peterson: Active Galactic Nuclei Robson; Active Galactic Nuclei Dispense di Radioastronomia – Fanti Melia: High Energy Astrophysics Frank, King, Raine: Accretion Power in Astrophysics III ed. See also lessons by G. Ghisellini and Volonteri paper in: Articoli vari a vostra scelta ASP Conf. Series 427 – Accretion and ejection in AGN Miller ARAA , 441: Relativistic X-Ray Lines from the Inner Accretion Disks around BH

3 Recentissimo: Seeking for the Leading Actor on the Cosmic Stage: Galaxies versus Supermassive Black Holes Guest Editors: Angela Bongiorno, Francesco Shankar, Francesca Civano, Isabelle Gavignaud, and Antonis Georgakakis Seeking for the Leading Actor on the Cosmic Stage: Galaxies versus Supermassive Black Holes AGN Obscuration and the Unified Model Demography of High-Redshift AGN The Cosmic History of Black Hole Growth from Deep Multiwavelength Surveys Mass Functions of Supermassive Black Holes across Cosmic Time,

4 The Role of Gravitational Instabilities in the Feeding of Supermassive Black Holes Testing the No-Hair Theorem with Sgr A* Massive Black Hole Binaries: Dynamical Evolution and Observational Signatures Recoiling Black Holes: Electromagnetic Signatures, Candidates, and Astrophysical Implications A Practical Guide to the Massive Black Hole Cosmic History The Circumnuclear Environment of IRAS : A Case Study of AGN/Starburst Connection for JWST M94 as a Unique Testbed for Black Hole Mass Estimates and AGN Activity at Low Luminosities The Low-Mass End of the Black Hole and Host Mass Relation in Quasars

5 Are Nuclear Star Clusters the Precursors of Massive Black Holes?, Do Nuclear Star Clusters and Supermassive Black Holes Follow the Same Host-Galaxy Correlations? AGN Triggering in the Infall Regions of Distant X-Ray Luminous Galaxy Clusters Evidence for AGN Feedback in Galaxy Clusters and Groups Clustering of X-Ray-Selected AGN

6 What are Active Galaxies? Active galaxies have an energy source beyond what can be attributed to stars. The energy is believed to originate from accretion onto a supermassive blackhole. Active galaxies tend to have higher overall luminosities and very different spectra than normal galaxies. non-stellar radiation stellar, blackbody radiation Some classes of active galaxies: Quasars Seyfert galaxies ( Type I and Type II) Radio galaxies LINERs

7 Table 1.2: The AGN Bestiary da KROLIK Beast Point like Broad- band Broad lines Narrow lines RadioVariablePolarized Radio-loud quasars YES SOME Radio-quiet quasars YES WEAK Broad line radio galaxies (FR 2 only) YES WEAK Narrow line radio galaxies (FR1 and FR2) NO YES NO OVV quasars YES BL Lac objects YES NO YES Seyferts type 1 YES WEAKSOMEWEAK Seyferts type 2 NOYESNOYESWEAKNOSOME LINERs NO YESNO

8 Black Holes A Black Hole (or, better, the space-time around it) is fully described by three quantities: The mass M The angular momentum J The electric charge Q If Q=0 (as usually assumed), the space-time is described by the Kerr metric If also J=0 (i.e. spherical symmetry), the (much simpler) Schwarzschild metric can be used

9 Definitions r g =GM/c 2 is the gravitational radius. In the following, all distances will be given in units of r g a=Jc/GM 2 is the adimensional angular momentum per unit mass, often called spin

10 Event Horizon The radius of the Event Horizon is given by: (in unita di r g ) R + = 1 + (1 – a 2 ) 1/2 (note that this implies 0 < a < 1 ). If a=0 (static BH) => R + = 2 (i.e. the Schwarzschild radius). If a=1 (maximally rotating BH) => R + = 1

11 Evidenza della presenza di un Buco Nero: Origine energia solo gravitazionale Bilancio radiazione – gravita flusso di energia uscente a r dal centro e: F = L/4πr 2 L = luminosita in erg/s La pressione di questa radiazione e: P rad-fotone = F/c = L/4πR 2 c Assumiamo simmetria sferica

12 La forza della radiazione su un singolo elettrone e F rad = σ e L/(4πr 2 c) ř dove ř e il vettore di modulo unitario e direzione radiale (esterna) σ e sezione durto F grav = - GM(m p +m e ) ř/r 2 - GMm p ř/r 2 su gas in caduta Se la sorgente non evapora e rimane elettricamente neutra F rad F grav σ e L/(4πr 2 c) GMm p /r 2 L 4πGcm p M/σ e L = 6.31 x 10 4 M erg/s = 1.26 x M/Merg/s Questo definisce il limite di Eddington M e e la massa minima per avere bilancio tra pressione gravitazionale e radiazione. Se la massa e minore non abbiamo accretion

13 L M erg/s (M/M) erg/s σ e = 8/3 π ( e 2 /m e c 2 ) 2 = cm 2 M e = L 44 M L 44 e L in unita erg/s tipica di una Seyfert QSO ha L erg/s per cui deve avere massa almeno M 10 8 M L e = 4πGcm p M/σ e Luminosita di Eddington Alte luminosita implicano masse elevate

14 Massa Buco nero tramite 1)Variabilita 2)Curve di rotazione - cinematica 3)Relazioni 4)Reverberation mapping Ferrarese et al. ApJ 555 L ApJ 539 L Miyoshi et al Nature 373, 127 Tremaine et al pJ 574, 740 Misura della Massa di un BH

15 relazione tra Massa e dispersione di velocita 3) Relazioni

16 4) Reverberation mapping Vedi Peterson & Horne astro-ph/ /07/2004 Osservativamente difficile – richiede osservazioni per lungo tempo Osservando differenza di tempo tra variabilita nel continuo nucleare e variabilita delle righe (BLR) trova distanza emission line region dal nucleo abbiamo quindi r da ampiezza delle righe ne consegue che conosciamo la velocita M bh = V 2 r/G

17 Measuring SBH Masses: Resolution, Resolution, Resolution With the exception of observations of the Fe Kα line, every other technique used to measure SBH masses probes regions far beyond the strong field regime.

18 Broad Line region 1) La temperatura da intensita e tipologia delle linee e stimata essere dellordine di 10 4 K La dispersione di v per un gas a 10 4 K e v (kT/m p ) 1/2 10 km s -1 Ma ampiezza tipica BL e 5000 km/s che se dovuto a T richiede T> 10 9 K altri meccanismi oltre T determinano la larghezza delle righe: differential Doppler shifts a causa di bulk motions ) Da righe gas ionizzato si ricava limite inferiore a densita elettroni in BLR 10 8 cm -3 ; la presenza di CIII] da invece un limite superiore pari a cm -3 Ho la densita BLR densita di elettroni cosi alte che emissivita J (erg s -1 cm -3 ster -1 ) e nel range dove J propto n Da T e densita posso stimare massa gas, ma posso far di meglio:

19 Misura della massa totale delle nubi ricavabile da misura luminosita Riga ad esempio: L(Hα) = j(Hα) M(H)/ N e m p j(Hα) = 3.6 x N e m p /M(H) watts Conoscendo j(Hα) (10 31 – per S1) e N e = m -3 ricavo che massa di H ionizzato per produrre BLR e di solo 10 3 M e puo essere meno di 1 M in S1 Assumendo distribuzione uniforme. Se uso distribuzione corretta occorrono da 10 a 10 4 M Distribuzione gas BLR non puo essere uniforme perche vedo radiazione diretta da diverse nubi Volume = m 3 r = 4 x m o pc Da Massa Totale gas e densita nubi posso stimare filling factor (il volume delle BLR da raggio della regione delle BLR) Per 3C273 (AA 351, 31 – 1999) e stato stimato un filling factor pari a 10 -6

20 Narrow Line Region NLR segna i confini della regione diretta di influenza dellAGN NLR e lunica AGN region risolta otticamente; NL emission viene da regione estesa Dinamica della NLR ci puo dare info su fueling dellAGN In NLR densita elettroni bassa possibile formazioni righe proibite (in BLR righe proibite soppresse da collisioni) da cui emissione isotropa delle NLR, auto assorbimento trascurabile. Densita delle nubi della NLR: (10 12 – m -3 ) ma altamente disomogenee anche in stesso oggetto (possiamo avere anche m -3 ) Alta varieta di ionizzazione low and high Velocita nell intervallo 200 – 900 km/sec.

21 Densita Si misura dal rapporto di intensita di due righe di un singolo ione La emissivita della linea dallo stadio 2 a stadio 1 e pari a n 2 A 21 hν 21 /4π erg s -1 cm -3 ster -1 n 2 densita (cm -3 ) di atomi a livello n=2 Si trovano valori tra 10 2 e 10 4 cm -3 Nel caso di bassa densita i processi radiativi dominano i processi collisionali e j e proporzionale a n 2. Nel caso a alta densita le eccitazioni collisionali sono piu probabili a n (vedi BLR). per cui j e proporzionale a n (vedi BLR).

22 Il rapporto delle intensita F( )/F ( 4363) e molto sensibile alla temperatura. Il range in NLR e – K ed un tipico valore e sui Le densita possono essere molto varie e righe diverse dello stesso elemento possono essere dovute a diverse densita. Data la bassa densita per essere opache alla radiazione ionizzante le nubi devono essere grandi almeno cm NLR risulta essere piu massiccia della BLR per diversi ordini di grandezza anche se intensita emission line e confrontabile perche emissivita dipende da n e 2 per cui le piu dense BLR sono piu efficienti in emissione

23 In coni ionizzazione low density gas ionizzato dal continuo di un AGN – indicano presenza AGN anisotropo anche in assenza di getti

24 (n=3) (n=2) (n=1) n=numero quantico principale Lenergia di legame degli elettroni piu interni dellatomo di ferro e pari a 7.1 keV fotoni X con energie superiori a questa soglia possono essere assorbiti e produrre effetto fotoelettrico La riga del ferro a 6.4 keV

25 X-ray reflection

26 Lines from accretion discs (Fabian et al. 2000) The combination of Doppler shifts and boosting, of gravitational redshift and of light bending produces a characteristic line profile (Fabian et al. 1989; Laor 1991; Matt et al. 1993).

27 Event Horizon The radius of the Event Horizon is given by: (in unita di r g ) R + = 1 + (1 – a 2 ) 1/2 (note that this implies 0 < |a| < 1). If a=0 (static BH) => R + = 2 (i.e. the Schwarzschild radius). If a=1 (maximally rotating BH) => R + = 1

28 I. Black Hole spin a=0 a=1 Fabian et al. (2000) Methods to measure the Black Hole spin usually make use, directly or indirectly, of the dependence of the ISCO on the spin. Methods based on the iron line make no exception.

29 Effetti relativistici estremi attorno a buchi neri di Kerr A causa del light bending la EW di una riga relativistica attorno ad un buco nero con massimo spin – la cui ultima orbita stabile è più vicina allorizzone degli eventi – più grande che nel caso di buco nero non rotante (Ghisellini et al. 2004) (Martocchia & Matt 1996)

30 Legge di potenza Soft excess Compton Hump

31 Componenti principali spettro X-ray di un accreting non oscurato BH: Rosso: soft quasi-thermal da accretion disc; verde: legge di potenza da IC soft X da corona posta sopra il disco (ci possono essere assorbimenti qui non mostrati); Blue: reflection e riga Fe (da hard-X e gas denso)

32 Lo spettro X di un AGN (Risaliti & Elvis 2004)

33 Continuo Infrarosso IR puo essere non termico (sincrotrone) o termico. Importante slope del cut off submm Se sincrotrone auto-assorbimento a = -2.5 Il minimo a 1 micro suggerisce termico Variabilita (dimensioni) da indicazioni discordanti Recenti dati ISO suggeriscono IR termico in radio quieti QSO mentre flat spectrum radio QSO hanno emissione non termica dominante

34 Radio-VLBI Eddington BH paradigm SMBH Massa+Accretion+Spin Radio loud Radio quieto Bestiario: HP LP Tipo1 Tipo2 relazione galassia spettro Righe continuo BLR NLR Fe X(disco) non-termico Meccanismi di emissione Radio telescopi

35 Continuo Banda Radio Importante storicamente e non, ma in L bolometrica contribuisce poco a causa della sua bassa energia; informazioni uniche su H e output Temperatura di Brillanza: intensita di sorgente radio dipende da flusso e diametro angolare da cui proviene. Con T b intendo la temperatura che dovrebbe avere un CN per irradiare lo stesso flusso. I = F /πθ 2 = B = 2kT b / 2 F = flusso osservato monocromatico; θ diametro angolare della sorgente. Si ottiene T – K che chiaramente indica una origine non termica

36 Esiste una T b massima dellordine di K in quanto densita energia del campo magnetico: U mag = B 2 /8π controlla rate delle perdite di sincrotrone Con densita di energia U rad = 4πJ/c Quando U rad supera U mag inizia ad essere rilevante linterazione di Compton inverso: emissione alta energia con perdite energia elettroni Poiche non vediamo una intensa radiazione in banda gamma significa che: U rad /U mag < 1 che corrisponde a T max K (catastrofe Compton) Nuclei radio: sorgenti compatte su risoluzione angolare arcsecond con alta T b e spettro piatto (piccole dimensioni angolari). Ma spettro piatto + alta variabilita indicano presenza di strutture su piccola scala VLBI

37 Observation performed with the space VLBI at 5 GHz (Murphy et al. 2003) Observation performed with the space VLBI at 5 GHz (Murphy et al. 2003) QUASAR z = Aug 97 Sep 01

38 Effetto Doppler e boosting relativistico Se una sorgente si muove con v = βc in una direzione che forma angolo θ con la linea di vista abbiamo o = e /( (1-βcosθ o )) = e D Dove e il fattore di Lorentz e D = 1/( (1-βcosθ o )) e il Doppler factor (velocita positiva in avvicinamento D > 1 quando β > 0 e o > e Se velocita bassa 1 e D (1 + β cosθ o ) Doppler classico Consideriamo sorgente con Luminosita totale L e e luminosita monocromatica L( e ) La potenza irradiata in banda e sara ricevuta in banda o = e D

39 Consideriamo come varia luminosita – essendo radiazione per unita di tempo teniamo conto trasformazione energia fotoni o = e x D Trasformazione dei tempi dt o = dt e - dt e v cosθ/c = dt e (1 – β cosθ) = dt e /D sorgente si e avvicinata tra tempo emissione 2 fotoni La radiazione ricevuta in superficie unitaria compresa in cono angolo solido d o che sara diverso da d e d o = d e /D 2 si ottiene da aberrazione relativistica ricordando che d o π dθ o 2

40 In conclusione L o = L e x D 4 Boosting relativistico o Doppler boosting o relativistic beaming Se lavoriamo con luminosita monocromatiche L o ( o )d o = L e ( e )d e x D 4 da cui L o ( o ) = L e ( e ) x D 3 Se lo spettro e di sincrotrone L( ) - possiamo scrivere L o ( o ) = L e ( o ) x D 3+ = L e ( o ) x D 4 D -(1- ) Il termine D -(1- ) e noto come correzione K

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42 Jet sidedness Se = 5 (β = 0.98) e = 0.7 e θ = 0 risulta B a /B r = R = 2 x 10 4 Ne consegue che dati 2 getti intrinsecamente uguali vedo solo quello che si muove verso di me e non laltro From the jet to cj brightness ratio R we derive: Main problem: low luminosity radio jets do not give strong constraints: in 3C264 the highest j/cj ratio is > 37 corresponding to θ 0.62

43 Given the existence of a general correlation between the core and total radio power we can derive the expected intrinsic core radio power from the unboosted total radio power at low frequency. Radio core dominance P c = observed core radio power at 5 GHz P tot = observed total radio power at 408 MHz La potenza del core e legata alla presenza del jet relativistico la potenza totale NO osservo a bassa frequenza cosi core non pesa essendo auto-assorbito

44 The comparison of the expected intrinsic and observed core radio power will constrain β and θ. A large dispersion of the core radio power is expected because of the dependance of the observed core radio power with θ. From the data dispersion we derive that Г has to be > 2 and < 10

45 By comparison of the size of the approaching (L a ) and receding (L r ) jet we derive: Arm length ratio risulta che: o anche L a /L r = L a /L r = θ a /θ r = D a /D r Ricordiamo anche problema catastrofe Compton in alte Tb

46 Proper Motion In some sources proper motion has been detected allowing a direct measure of the jet apparent pattern velocity. The observed distribution of the apparent velocity shows a large range (e.g. Kellerman et al. 2000) THE MEASUREMENT OF THE JET VELOCITY

47 From the measure of the apparent velocity we can derive constraints on β and θ: But are bulk and pattern velocity correlated???? In a few cases where proper motion is well defined there is a general agreement between the highest pattern velocity and the bulk velocity: Ghisellini et al Cotton et al for NGC 315 Giovannini et al for However in the same source we can have different pattern velocities as well as standing and high velocity moving structures

48 Sempre: v = βc e la velocita del blob rispetto al nucleo della sorgente Vedi astro-ph/ , Se il redshift e molto elevato occorre inserire correzione relativistica perche tutto si sta allontanando da noi con moto relativistico

49 Since we know the j and cj proper motion according to Mirabel et al we can derive the jet orientation: μ a = β senθ/(1 – β cosθ) c/D μ r = β senθ/(1 + β cosθ) c/D che diventano: β cosθ = (μ a – μ r ) /(μ a + μ r ) (1) (2) cgs e moti propri in radianti s -1 Da cui D <= c/(μ a μ r ) 0.5 (velocita massima e c) (distance of the superluminal galactic source) Se conosco D e 2 velocita apparenti da (1) e (2) ho velocita. e angolo.

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51 Correlation between optical nuclear and radio core luminosities (Chiaberge et al,A&A,358,104)

52 Optical nuclei are very common.

53 The correlation between the optical and radio nuclear flux density in FR I implies common synchrotron origin and no dust torus BL Lacs show the same correlation in agreement with Unified Models. The shift is due to the different boosting FR I BL Lacs Chiaberge et al. 1999

54 FR I BL Lacs Chiaberge et al Our sample BL Lacs observed Corrected for the Doppler factor

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56 In S2 vediamo continuo e BLR solo se riflesse, da nubi, materiale ionizzato o altro S2 BLR riflessa S1

57 The young radio sources To find young radio sources we may look for compact sources with the same morphology of the large ones (in the assumption they maintain their basic structure during their lifetime) These sources are known as Compact Symmetric Objects (CSO) and they generally have a convex radio spectrum (flux density versus frequency)

58 CSS/GPS/HFP radio sources Turnover

59 CSS evolvono in radio sorgenti piu deboli, questo risolve Il problema del loro numero apparentemente troppo elevato limite osserv. per giganti FR II FR I

60 SMBH Eta RS Cinem. Radiativa Radio Loud Radio quiet BLR NLR HP LP Tipo1 Tipo2 v>c Temp. Brillanza Evoluzione Variabilita Jet relativ. Cono Ionizz Recurrent Struttura nuclei Doppler boost. Toro Equipartition β Θ Diag. Chiaberge test osserv. Campi Magnetici Modello Unificato Interazione Jet - ICM

61 Optical Spectroscopic classes Radio-loud AGN can also be classified based on emission line ratios. LOW EXCITATION GALAXIES (LEG) FR II and FR I HIGH EXCITATION GALAXIES (HEG) Only FR II Buttiglione et al Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

62 MERGER: simultaneous growth of galaxy and black hole GALAXY: increase amount of stars and/or gas and favors star formation. AGN: might increase accretion rate onto the black hole (and possible coalescence of the black holes). The birth: is the triggering mechanism related to galaxies mergers? Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

63 AGN FR I 0% FRII 54% AGN HEG: 100% FRII LEG: 16% ~ f quiescent Star formation vs AGN type FR I LEG 0% Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

64 HEG: extended star formation LEG and FRI: no star formation No link between AGN and mergers. No merger or dry (gas poor) merger. AGN activity triggered by a recent wet (gas rich) merger. The freshly acquired gas form stars and (probably) power the AGN. What triggers and powers the AGN in LEG? Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

65 Summarizing… High power, high excitation radio-sources are associated to galaxies with high star formation rate. This is probably induced by a recent gas rich merger. The freshly acquired gas form stars and (probably) power the AGN. The galaxy and black hole growth are regulated by the same process. Link between BH and galaxy mass. Low excitation and low power galaxies are associated to quiescent galaxies. No need for mergers. But then: What triggers and powers the AGN in LEG? Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

66 FRI & FRII LEG = LEGs The largest sample of LEG ever used. Radio-Optical-Infrared nuclei correlate: Synchrotron emission dominates on disk emission. Low radiatively efficient disk High detection rate for FRIs and slightly lower for FRII LEGs: absence of a dusty Torus. Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

67 The spectroscopic classes correspond to different nuclear properties. Therefore these classes are not simply sub-groups of AGN, but are linked to intrinsically different physical engines of AGN LEG have low radiatively efficient disks and HEG have high radiatively efficient disks. Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

68 THE LIFE: the accretion mechanism for Low Luminosity AGNs Energy Input Energy Output Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

69 Galaxies are surrounded by coronae of hot gas. The radio source expansion creates a cavity in the corona Can accreting hot gas power the AGN activity? (e.g. Allen et al. 2006) Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

70 Radio core measurements are available for all radio galaxies: analysis of larger samples..even at lower radio luminosity The Core Galaxies are miniature radio-galaxies (Balmaverde & Capetti 06). Core Galaxies Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

71 Summarizing… AGN in low power radio-galaxies are powered by the accretion of hot gas, a very stable and long lasting mechanism. Quiescent massive galaxies are simply objects with very tenuous coronae. The level of activity depends on the corona properties and thence on history of evolution of the galaxy. The feedback process is local: the hot gas supplies the active nucleus, the AGN energy is released into the corona. Self-regulation: when the AGN activity increases the corona is heated and expands. This decreases the AGN power. Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

72 The death: what happens after the radio-galaxy death? Structure Scale Accretion disk sub pc Radio core sub pc Broad Line Region sub pc Narrow Line Region kpc Extended radio emission 100 kpc Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

73 Time evolution of an ionized gas after the AGN death = 3.3 / n e 10 4 years The emission lines luminosity decreases with time due to the NLR cooling. In particular the [O III] drops rapidly due to charge exchange reaction O +2 + H 0 O + + H + The [O III]/H ratio varies strongly with time. Binette & Robinson (1986) Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

74 A new spectroscopic class of radio-loud AGN: ELEG or relic radio-galaxies HEG LEG ELEG Data from a complete optical spectroscopic survey of the 3C sample Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

75 They differ from the rest of the RG for: low radio core wrt extended radio low line emission wrt extended radio This is what is expected after the RG death. 6 relic candidates Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

76 RADIO MORPHOLOGIES (old sources) 3C 28: no radio core, jets still visible, classical FRII morphology. Younger. 3C 314.1: no radio core, no jets, relaxed double radio morphology. Older. Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

77 Summarizing… The study of relic RG can provide unique information of their lifetime and duty cycles, essential to assess the effects of the radio-mode feedback. Estimates of T relic can be derived from the low ionization lines, not [O III]. We are obtaining new data to: 1) validate the relic candidates, 2) measure (and model) as many lines as possible. 3) detect a spatially resolved transition from HEG to ELEG A radio-galaxy cannot really die! After the depletion of the cold gas (end of the FRII phase), the hot accretion starts (possibly with a small delay to resettle) and becomes a FRI. Transiction from FRII to FRI: an evolutionary unification scheme? Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

78 Conclusions High power, high excitation radio-sources are probably triggered by a recent gas rich merger. They can be powered by cold gas accretion. Low power radio-galaxies are powered by hot gas accretion. A stable and long lasting mechanism. The feedback is local and self-regulates the AGN. Can radio-galaxies really die? When they exhaust the cold gas reservoirs, they switch to a lower activity level, supported by hot gas. The transition timescale (derived from optical spectroscopy) can be used to estimate lifetimes of active radio-galaxies. Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

79 The Core Galaxies are Low Excitation Galaxies (LEG) like 3C/FRI. 3CR/LEG Kewley et al. (2006) Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

80 The bulk of the population of this SDSS/NVSS AGN sample shows a large deficit of total radio emission, similar to that observed in CoreG. 3CR correlation Seyfert > 5 mJy At z=0.1 L r = erg s -1 CoreG Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

81 Extended radio emission is indipendent of the AGN power. FWHM = 5 arcsec Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

82 1.Most of the radio sources are highly core dominated. 2.Selection bias in radio flux-limited sample causes the inclusion only of radio-galaxies with well developped extended structures. 2.The bulk of RL AGN population is virtually unexplored. 4.Radio extended emission loses its fundamental role of calorimeter of the jet power! 5.the SDSS/NVSS AGN sample is composed of quiescent giant elliptical, M BH ~ , LEG, with nuclei similar to those of 3C FRI/LEG. Possible interpretations for low extended power: 1. Link between age and radio extended emission. Young, recurrent? 2.Influence of environment on the jets properties. Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

83 SMBH merger starburst ubiquitos SMBH-galaxy jet outflow High effic. HEG LEG Low effic. relaxed Disks disks FRII FRII FRI tenuous coronae Jet kinetic power hot corona dead rg restarted ELEG radio morph. Core galaxies Most/unexplored young-recurrent?/Jets-ISM?

84 From IN to OUTflows From accretion/inflows to ejection/outflows Magnetic Tower by Kato et al (see also Lynden-Bell 2003) v/c= OUT IN OUT IN

85 Energia prodotta nel nucleo viene portata ai lobi esterni attraverso un canale in cui energia viene trasportata ad altissima efficienza. Perdite per quanto piccole fanno si che il jet sia visibile. Simmetria: Si osserva asimmetria maggiore vicino al nucleo, cala con la distanza --FR I one-sided entro 1 kpc poi tendono a simmetria --FR II tipicamente one-sided anche su grande scala e jet verso hot spot piu brillante -- accordo scala pc e kpc Effetti relativistici anche su grande scala in accordo con effetto Garrington-Laing, in accordo con pc e tenuto conto della simmetria dei lobi

86 JETS IN FR I : * LARGE OPENING ANGLE * TWO-SIDED * MAGN FIELD TO JET AXIS Evidences of a strong jet Deceleration within 5 kpc from the core LOW VELOCITY (Sonic-subsonic): M 2, v 0.1 c DECREASING

87 FR I RADIO GALAXIES (LOW VELOCITY JETS) CAN SHOW DISTORTIONS - OSCILLATIONS - CURVATURES (INTERACTION WITH THE AMBIENT MEDIUM) Tailed radio galaxies NAT - WAT

88 Cygnus A (FR II) - VLA, 6cm bow shock undisturbed intergalactic gas cocoon (shocked jet gas) splash point backflow AGN Jet density: FRII Morphologies

89 One-sided kpc scale jet

90 AGN Jets: Morphology FRI/FRII dichotomy – subparsec scale Chiaberge et al. (2000) – HST observations FRI nuclei: Linear correlation Radio-Optical luminosity Common synchrotron Common synchrotron origin of the emission Unobscured nuclei Unobscured nuclei Weak or no disks Weak or no disks FRII nuclei: No correlation Radio sinchrotron Optical thermal disk FRIIs FRI-type objects

91 FR I: Jet dominated emission, two-sided jets, FR I: Jet dominated emission, two-sided jets, typically in clusters, weak-lined galaxies typically in clusters, weak-lined galaxies FR II: Lobe dominated emission, one-sided FR II: Lobe dominated emission, one-sided jets, isolated or in poor groups, strong jets, isolated or in poor groups, strong emission lines galaxies emission lines galaxies Radio vs optical luminosities: L R L opt 1.7 L R L opt 1.7 (Owen & Ledlow 1994)

92 Fueling Quasars Energia da conversione di massa in energia Energia disponibile e E = ηMc 2 Il rate di energia emessa e L = dE/dt = ηc 2 dM/dt dove dM/dt e accretion rate Quindi per una tipica QSS occorre dM/dt = L/ηc x (L 44 /η) in Myr -1 accretion rate In caso di energia gravitazionale cioe energia da collasso U = GMm/r ed L = dU/dt = gM/r dm/dt = GM/r dM/dt (energia tipo supernovae) η e proporzionale a M/r = compattezza del sistema

93 Lefficienza e quindi massima nel caso di un BH con R s = 2GM/c 2 importante e il raggio finale nel collasso! = 3 x M 8 cm = M 8 light days Poiche maggior parte della radiazione ottica e UV avviene A 5 R s, U = GMm/5R s = GMm/(10GM/c 2) = 0.1 mc 2 Da cui a 5 R s η = 0.1 molto efficiente (ordine di grandezza!) H He e Se L qss = erg s -1 dM/dt 2Myr -1 Eddington accretion rate dM e /dt = L e /ηc 2 = 2.2 M 8 Myr -1 dM e /dt e il massimo accretion rate possibile in caso di semplice simmetria sferica (si supera se non simmetria)

94 1) Venti stellari – gas da supernovae Si stima che ritmo produzione gas possa essere M – (M gal /M ) in M /anno che per M gal M potrebbe essere in accordo con M E se M BH8 = 1 2) Stelle canibalizzate da BH (potrebbero dare origine a variabilita + knots in moto proprio) 3) Gas di origine extragalattica, piccole galassie inglobate con merger (piccole di solito sono ricche di gas) CSO mostrano merger recente? Problema: dopo merger tempi per avere equilibrio e gas al centro possono essere lunghi (oltre 10 5 anni)

95 Il problema maggiore nel fueling di un AGN tramite accretion diventa quindi non un problema di energia ma di momento angolare difficile/impossibile da misurare. Forma assiale delle radiosorgenti (e non sferica) suggerisce che rotazione e importante Particella in orbita circolare Momento angolare per unita di massa: |L|/m=(GMr) 1/2 Con M = massa interna a r (M=10 11 r =10kpc) Se vogliamo accretion quindi dobbiamo perdere momento angolare (merger tra galassie?) importanza dei getti?

96 Che avviene attorno a BH? Una particella in orbita attorno a BH non puo avere orbite stabili entro una certa distanza; superata questa distanza minima comunque la particella cade su BH (entro lorizzonte) Se BH non rotante r min = 3R s Se BH rotante abbiamo r min1 (particella ruota come BH) o r min2 (particella ha spin contrario) r min1 = R s /2 r min2 = 9/2R s BH ruotante ha alcune caratteristiche: esiste un limite statico entro cui ogni cosa viene risucchiato e non puo stare in quiete anche se esercita forze contrarie. Il limite statico e raggio orizzonte in direzioni polari e maggiore in regioni equatoriale – superficie statica ha simmetria assiale

97 L BH = GM BH /R s (R s /r)M 3 x (M /M )anno R s /r erg/s L BHmax 0.057M c 2 BH S L BHmax 0.42 M c 2 BH K Notare le due diverse efficienze essendo diversi i 2 raggi minimi Si hanno due regimi estremi a secondo del rapporto tra il tempo di accrescimento ed il tempo di raffreddamento per radiazione cioe tra tempi di input ed output t acc /t rad Se t acc /t rad << 1 abbiamo regime Viriale la Temperatura del materiale in accrescimento a distanza r sara: T vir GM BH m p /r 5 x R s /r gradi K Energia max protone a 3 R s e circa 100MeV. Elettrone inferiore come da rapporto masse (inferiore di 6 x )

98 Valori tipici di H eq sono compresi tra e gauss nelle regioni estese Nelle pc scale regions possiamo avere anche qualche decimo di gauss La verifica della equipartizione si puo avere in ammassi di galassie confrontando la pressione (energia) non termica con quella termica ricavata dalla emissione in banda X (BT) Energia Totale Minima (a equipartizione): U tot propto L 4/7 V 3/7 Φ 3/7 con valori tipici – erg Da cui posso ricavare la pressione interna

99 Se u min = U tot /V P eq = (Γ – 1) u min = 1/3 u min propto (L/V) 4/7 Φ -4/7 Γ = 4/3 per particelle relativistiche Ordini di grandezze energie: Tipo U tot (erg) H eq (gauss) T el (anni) a 5GHz FR II hot spot FR II lobi FR I

100 ENSEMBLE OF ELECTRONS Original spectrumAged spectrum Spectral index AGEING: only e - with E < E* survive spectral break proportional to the source age * H -3 t -2 Synchrotron emissivity:

101 Vite medie radiative Perdite di energie radiative per effetto di emissione di sincrotrone e IC con radiazione 3 o K provocano brusco irripidimento spettro dellordine di Δα = 0.5 Leta diventa: t r = 1.59 x 10 9 x (B 1/2 eq )/(B eq 2 + B ci 2 )((1+z)γ*) 1/2 yr B ci = 3.25(1+z) 2 B in microgauss e γ in GHz Velocita separazione lobi da eta radiative vanno di solito tra 0.05 e 0.2c

102 FR I: Jet dominated emission, two-sided jets, FR I: Jet dominated emission, two-sided jets, typically in clusters, weak-lined galaxies typically in clusters, weak-lined galaxies FR II: Lobe dominated emission, one-sided FR II: Lobe dominated emission, one-sided jets, isolated or in poor groups, strong jets, isolated or in poor groups, strong emission lines galaxies emission lines galaxies Radio vs optical luminosities: L R L opt 1.7 L R L opt 1.7 (Owen & Ledlow 1994)

103 L jet = L edd L edd =1.3x10 38 M BH /M

104 Ghisellini e Celotti AA 379 L1, 2001 Possiamo mettere in relazione la potenza radio e loutput di energia del Jet. La potenza radio dei lobi e energia accumulata da jet in vita rs Willot et al )L jet = 3 x L 6/7 151 erg s -1 Piu recentemente da cavita clusters: P jet propto P radio vedi Cavagnolo et al. ApJ 720, 1066; Usando la relazione di McLure e Dunlop, ) Log(M BH /M) = (±0.08) M R -5.41(±1.75) Abbiamo quindi una relazione tra L jet e M BH la separazione tra FRI ed FRII corrisponde a un rapporto costante L jet /M B

105 E se traccio le linee L jet = L Edd trovo che: 3) L jet ~ L Edd dove L Edd = 1.3 x MBH/Mo erg/s e la linea che mi separa FRI da FRII Introduciamo energia dell AGN usando come indicatore la NLR nelle regioni piu compatte (BLR non in tutte!) Usiamo la quantita di radiazione che ionizza emission line: Fotoionizzazione da nuclear accreting radiation: L ion Viene usato intensita [OII] emissione [OIII] e spesso in parte oscurata 4) L ion 5 x 10 3 L 151 (Willot et al. 1999) 6 x L Edd La divisione tra FRI ed FRII corrisponde ad una separazione tra L ion e M BH

106 L ion 6 x L EDD

107 Quindi separazione tra FRI ed FRII e relazione tra Massa e Radiazione emessa da BH L ion /L Edd suggerisce un valore critico di dm/dt (accretion rate in Eddington units) in cui il modo (efficienza?) di accretion cambia. Possiamo assumere che L ion L disk = η dM acc /dt c 2 η e efficienza = 0.1 e quindi dm/dt (in Eddington units) 6x10 -2 η -1 (vedi prima) Speculazione: basso accretion vento da disco che influenza ISM pc-kpc region e provoca rallentamento jet FR I Alto accretion no vento, no rallentamento FRII Collegamento con HEG – LEG:

108 E importante notare che esiste una forte correlazione tra Righe in emissione e lemissione ottica nel continuo Optical cores (non thermal) can be directly associated to the Source of ionizing photons jet-ionized narrow line region A compact emission line region is present in FR I correlated With optical non thermal High density high covering factor: diski structure La scarsezza di gas in low power e quindi importante per differenziare le proprieta tra AGN di bassa e alta potenza.

109 Still, we don't know exactly the accretion mode/type (SAD, ADAF, RIAF, CDAF, etc.)… Accretion (inflows) (Müller, 04)

110

111 Mass-dependent radio luminosity function If we now take out the mass dependence by scaling these plots by M BH they line up. Probability of a galaxy being radio- loud depends on mass, but the ultimate radio luminosity of that radio source does not Figure: the (mass-scaled) fraction of galaxies that host radio-loud AGN as a function of radio luminosity.

112 Key points so far The probability of a galaxy being radio-loud depends strongly on its black hole mass ( M BH 1.6 ) The radio luminosity of the source that results is independent of black hole mass f radio-loud at highest masses is >25%. Even if all galaxies become AGN, they must be turned- on for 25% of the time! => accretion rate must be low

113 Interpretation summary Low luminosity radio sources are due to dormant massive black holes being re-triggered by the cooling of hot gas. The resulting AGN activity feeds energy to the environment, and could be a self-regulating process. Extrapolating the fits to f radio-loud, galaxies with M * ~ M sun (M BH ~ M sun ) will be active 100% of the time. Is it a coincidence that these are about the most massive galaxies we see in the Universe….?

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115 Sesana arXiv: ottima bibliografia Bulk quasar population at z = 2 but quasars at z < 7 MBH in nearby quiescent galaxies MBHs ubiquitos MBHs correlate with bulge mass, luminosity and velocity dispersion and probably with dark matter halo mass Intimate connection linking SMBH mass and hosts Starburst galaxies often associated to quasar activity Dormant SMBHs are the relics of luminous quasars in the past Massive galaxies results of several merging/accretion events To-day SMBHs end product of evolutionary path

116 Pop III star remnants: If m > 260M o after ~ 2Myr star directly collapse into a BH of half initial mass = seed! Recent results: lower mass of PopIII stars, fragmentation and more Challenging the viability of Pop III as seed BHs Direct collapse: Massive seeds of ~ 10 5 Mo Metal free halos and T > 10 4 K no H 2 cooling and gas cloud collapses isothermally Problems with instability rotation wind driven mass ….. Possible but unlikely

117 Runaway stellar dynamics BH of 10 2 – 10 4 Mo as end product of collisions in dense star clusters Pop III stars form in clusters If stellar remnants merge together we can have a 10 5 Mo BH seed Once we have a seed, what next? Seed BHs need to accrete an enormous amount of gas and need to do it fast! 3 principal growth mechanisms:

118 1)Merger with other MBHs 2)Episodic accretion of compact objects, disrupted stars or gas clouds 3) Prolonged continuus accretion via accretion disks The MBH mass density in local universe is consistent with the accreted mass by integrating quasar LF at all redshifts The quasar mode = large amount of gas accreted in single coherent episodes via accretion disks A significant contribution is from obscured accretion in obscured objects General picture: galaxy mergers trigger inflow feeding quasar activity

119 A 10 9 Mo several mergers through short accretion episodes In spiral galaxies (no major merger) slow accretion? At z > 7 super-Eddington rates? Only 1/Gpc 3 comoving volume, not representative of typical SMBH cosmic evolution Eddington accretion for 10 9 Mo only if efficency is lower than 0.1 (small spin) But accretion increases spin…. ??? Seyferts accretion with small packets of material reaching the nucleus Spin evolution?

120 Schema grande unificazione AGN MBH M BH θ FSQSS H H H L (lungo linea di vista) SSQSS H H H I NLFRII H H H H BRLRG H H H I (SSQSS vicine) QSO H H L L (quasar radio quiete) S1 L H L L S2 L H L H FR I H L I H BL-Lac H L I L QSO2 H H L H?? (aggiunto)

121 Eddington Ratios as driving the AGN Activity McLure & Jarvis (2004) Radio loud QSOs have larger SBH masses compared to Radio quiet QSOs, however: The BH mass does not appear to correlate with Radio luminosity There is significant overlap between RLQ and RQQ. Marchesini, Celotti & Ferrarese (2004) Within Radio Loud Objects; FRI, FRII and RLQ are indistinguishable based on the BH mass, but differ significantly in mass accretion rate (or Eddington ratio) RLQ FRI FRII RLQ FRI FRII Mass Accretion Rate for ε =1 Marchesini et al. 2004

122 Role of the Central Rotating Black Hole (cont.) 4. This suggests a modified spin paradigm for the radio loud/quiet dichotomy: powerful FR II & FR I radio sources are produced by retrograde accretion and radio quiet sources produced by prograde accretion FR Is BLRGs RLQs LINERs SEYFERTs PG QSRs Black Hole- Produced Jets Accretion Disk- Produced Jets Sikora, Stawarz, & Lasota (2007)

123 A manifestation of jet production? M87 – a dark outflow Levinson 10 R Where is the counter jet? May apply also to TeV rays from Cen A & Sag A * ? Yan-Rong etal. 09

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125 BL-Lacs FSRQs

126 TeV blazars as cosmological probes j TeV source e-e- e+e+ Cascade on EBL + IC on MWB extended GeV emission from interaction of TeV photons with EBL deflection of secondary pairs by inter-galactic magnetic field determines image and spectral properties of secondary emission measurements of primary (TeV) and secondary emission can be utilized to set constraints on the IGMF, and perhaps the EBL. Plaga 95 Coppi+Aharonian 97 Neronov+Semikov 09 Tavecchio et al. 10

127 Synthetic images Neronov et al 10 B= G B= G

128 SMBH IN OUT Disco GAMMA-Hcosmol WIND JET Fueling FRI FRII

129 merger - starburst alta HEG-HP radio Massa hot corona bassa HP LEG LP alto Accretion basso radioquiete controrot SPIN non ruotante rotante

130 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

131 Jets precessano angolo 20 o T 164g

132

133 Radio-VLBI Eddington BH paradigm SMBH Massa+Spin Radio loud Radio quieto HP LP Tipo1 Tipo2 misura massa relazione galassia spettro Righe continuo BLR NLR Fe X(disco) non-termico mildly pesante accretion superE Kerr MicroQSS high relat. Leggero disk-jet connection

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135 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

136 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

137 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 allemissione di riga del ferro Kα. Al crescere della colonna di idrogeno equivalente N H lo spettro e assorbito fino ad energie sempre maggiori.

138 Esempi osservativi Seyfert 2 QSO

139 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

140 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

141 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

142 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

143 News: 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??

144 Radio-VLBI Eddington BH paradigm SMBH Massa+Spin Radio loud Radio quieto HP LP Tipo1 Tipo2 misura massa relazione galassia spettro Righe continuo BLR NLR Fe X(disco) non-termico Da radiazione di fondo grande numero AGN oscurati visibili come AGN da Hard X

145 origine seed Fisica+osservazioni Cosmologia massa cono SMBH rq disco Merger rl galassia spin hot corona jet toro Starburst HEG LEG LEG FRII FRII FRI

146 A GRB in a slide Short (< 10 3 sec) intense emission episodes of high energy -ray photons accompained by a considerable long lasting emission at lower energies (X-ray, Optical, IR and Radio) > 1997 PROMPT AFTERGLOW -ray X-ray Optical … … …

147 Isotropic angular distribution The great debate Galactic Cosmo

148 The answer to the great debate 28 Feb 1997 SAX E>40 keV GRB is in the FOV of the WFC Afterglow discovery: emission from the burst in the X ray 1.Fading 2.Well localized The burst is somewhere here… but where ? Groot, Galama, von Paradijs, et al IAUC 6584, March 12, 1997

149 The answer to the great debate HST GRB Host Galaxy OT=Optical Transient

150 Shortest 6 ms GRB Longest ~2000 s GRB Paciesas et al. 2002, Kouveliotou et al GRB duration distribution is bimodal SHORT LONG Short – Hard Long - Soft Suggest different origin Prompt: 2 classes of GRBs

151 Prompt: Variability parameter High variability Low variability

152 E E Exp(- E/E 0 ) Spectral Hardness Epeak Prompt: The spectrum … but low and high energy components are discriminant for the emission models

153 Se fotone ha energia > 2 m e di un elettrone (1.022 MeV) si possono produrre coppie In gamma burst noi vediamo GeV fotoni Un fattore di Lorentz dellordine di fa si che nel sistema di riferimento della sorgente non si abbia opacita

154 The standard model: Fireball + Internal + External shock E~10 52 erg Merged shells are decelerated by the ISM Central Engine ?? r GRB AFTERGLOW

155 GRB Host Galaxies: types GRB sono in galassie tipicamente irregolari sub- luminous. (Fruchter et al 2005)ha mostrato che le galassie dei GRB sono molto piu piccole, irregolari e tipicamente la posizione dei GRB e strettamente correlata con le zone di piu alta luminosita allinterno delle stesse galassie

156 GRB SN connection – The first Type Ic supernova, d = 36 Mpc Etot ~ 3 x erg V=3x10 4 Km/s of a massive CO star (Iwamoto et al 1998; Woosley, Eastman, & Schmidt 1999 ) SN 1998bwGRB GRB E ~ 8 x erg; T= 23 s

157 It is a property of matter moving close to the speed of light that it emits its radiation in a small angle along its direction of motion. The angle is inversely proportional to the Lorentz factor This offers a way of measuring the beaming angle. As the beam runs into interstellar matter it slows down. Measurements give an opening angle of about 5 degrees.

158 Woosley and Bloom (2006)

159 Long GRB central engine jet = 0.1 rad; L jet = erg/s ms magnetar (NS) Collapsar (BH+disk) Supranova (delayed BH+disk) B~10 15 G Cold fireballCold & Hot fireball M>M crit Delay ~ year (clean environ) Adv: fallback

160 Short (t < 2 s) Long (t > 2 s) (current paradigm) Progenitors Supported by: -Hosts -Position within hosts -Direct association with SNIbc Still controversial e.g. both early and late type galaxies

161 E afterglow < E prompt E afterglow ~ 0.1 E prompt

162 Prompt X-ray Afterglow NEW: X-ray flares Swift public archive

163 F( ) GRB Peak Energy Where most of power comes out E F(E,z,…) dE4 d L (z) 2 E iso = 1+z GRB – Spectral Properties

164 E peak (1+z) r r E peak (1+z) Peak energy vs. True energy E peak E true 0.7 Ghirlanda, Ghisellini, Lazzati 2004

165 Similar to Supernovae Ia Perlmutter 1998 Stretching: the faster the brighter JGRG 17 – G.Gh.

166 Luminosity distance E=10 51 erg redshift The correlation reduces the scatter of GRBs in the Hubble Diagram redshift Luminosity distance E=10 51 erg Stretch-lum (SNIa) Ep-Eg correlation (GRB) GRBs can be used as cosmological RULERS ! JGRG 17 – G.Gh.

167 15

168 Esami: 15 gennaio febbraio 9.30 a)Appelli ufficiali – siti ufficiali b)Extra-appelli mensili su richiesta MA 1/mese, info via mail Orale Possibile: argomento a scelta Valutazione positiva: capacita ragionamento e collegamenti Concetti di base Incontri: appuntamento via mail Tesi: su AGN/radio + non termico in ammassi e campi magnetici su grande scala c/o IRA Vedi


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