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

Recent result: Baldi et al. arXiv: Usando HST osservazioni di 100 3C sources si ricava che: FR I: The correlation among near IR, optical, and radio nuclear luminosity  non thermal origin (IR) FR II con righe di emissione deboli (low-ionization galaxies LIG): sono indistinguibili da FR I  stesse proprieta’ FR II con righe allargate (BLO): unresolved near IR nucleus + large near IR excess dominant  hot circumnuclear dust (confermato da spettro e SED) FR II con righe strette ma luminose (high-ionization galaxies HIG) simili ma fainter di BLO  substantial obscuration + reflection

What do AGN look like? Mass not well known 10 years ago… Big! So disc peak somewhere in unobservable UV/EUV !! Spectra generally not dominated by the disc – hard tail often carries a large fraction of Lbol and puzzling soft excess also can carry large fraction of Lbol Richards et al 2006, Elvis et al 2004

Effetti con z e/o Luminosita’ Spettri in ottico e UV non mostrano dipendenza da luminosita’ o redshift in QSS ma α ox mostra una chiara dipendenza con z o L Intrinseco o effetti di selezione? Piu’ recenti risultati a favore di reale dipendenza da L e non da z anche se difficile separare L da z che si correlano in flux-limited samples. In ogni caso la dispersione e’ molto larga in QSS e probabilmente una fondamentale proprieta’ in parte dovuta anche alla sovrapposizione di star formation effects

Scale di grandezza SMBH ≈ AU Accretion Disk 1 mpc Compact radio VLBI core 0.1 pc BLR 1 pc Toro molecolare 100 pc NLR Host Galaxy Radio Lobi 1 Mpc

Disk Signatures A relatively small subset of AGNs have double- peaked profiles that are characteristic of rotation. –Disks are not simple; non- axisymmetric. –Sometimes also seen in difference or rms spectra. Disks can’t explain everything… NGC 1097 Storchi-Bergmann et al. (2003)

Continuo Banda Radio Importante storicamente e non, ma in L bolometrica contribuisce poco a causa della sua bassa energia 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

Esiste una T b massima dell’ordine 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 e’ al punto che supera U mag inizia ad essere rilevante l’interazione di Compton inverso. 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 quindi con T tale da dare catastrofe Compton Vedremo la soluzione grazie a alta risoluzione  VLBI

Risoluzione angolare: R = 1.22 lambda/D in radianti Lambda e D stessa unita’ di misura! occhio D= 8 mm R = 17.3” ma retina degrada a 1’ Telescopio 4 m puo’ arrivare a 0.035” ma seeing…. Radio non ha grossi problemi con atmosfera a frequenze fino a 22 GHz per cui R meglio di 1 mas

Accuratezza Specchio  0.1 RADIOASTRONOMY ISTITUTO DI RADIOASTRONOMIA, INAF - ITALY Il Radiotelescopio Simile a telescopio ottico! Sub- riflettore Sostegno Ricevitori

Importanti caratteristiche del telescopio Sensibilità  D 2 Potere Risolutore  /D RADIOASTRONOMY ISTITUTO DI RADIOASTRONOMIA, INAF - ITALY Banda radio: = 20 cm D= 80 m 10’ D= 30 m 30’ D=700 m 1’ Pupilla: ~ mm D = 5 mm 1’

Parkes ( Australia ) 64 m Jodrell Bank ( Manchester ) 75 m Effelsberg ( Bonn ) 100 m Green Bank ( WEST VIRGINIA ) 100x110 m ( Agosto 2000) Arecibo (Portorico) 300 m

SRT 64m da volo Bologna-Cagliari

RADIOASTRONOMY ISTITUTO DI RADIOASTRONOMIA, INAF - ITALY L’ INTERFEROMETRO Potere Risolutore: ~ /d (d = distanza antenne) Sensibilità: ~ N x D 2 (N=numero antenne) d

Westerbork (Olanda) 14 antenne di 25 m D max ~ 3 km RADIOASTRONOMY ISTITUTO DI RADIOASTRONOMIA, INAF - ITALY ATCA (Australia) 6 antenne di 22 m D max ~ 6 km Very Large Array (New Mexico) 27 antenne di 25 m D max ~ 30 km 1” a 20 cm

RADIOASTRONOMY ISTITUTO DI RADIOASTRONOMIA, INAF - ITALY European VLBI Network – EVN 18 Antenne

RADIOASTRONOMY ISTITUTO DI RADIOASTRONOMIA, INAF - ITALY Very Long Baseline Array (VLBA) Dal antenne da 25-m sparse tra USA e Canada Correlatore a Socorro

Very Long Baseline Interferometry : VLBI VLBAVLBA VLBAVLBA Spatial VLBI EVN

RadioAstron – about 10 microarcsec angular resolution

3C 264

z1” 1 mas kpc 1.6 pc kpc 3.6 pc kpc 7.1 pc Cyg A 3C 273 3C 48 Resolving Power radians = 20 cm, D = 1000 km   = 0.04”

VLBI studies of radio galaxy nuclei : one of the most important results is the detection of proper superluminal motion Expansion of about 6 pc in 3.5 years:  velocity  6c Expansion of about 6 pc in 3.5 years:  velocity  6c

The southernmost feature is moving at about 9c (Venturi et al. 1997) QUASAR z = 0.75

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

By the time that light leaves from position (2), light emitted from position (1) will have travelled a distance AC The difference in arrival time for the observer is : By the time that light leaves from position (2), light emitted from position (1) will have travelled a distance AC The difference in arrival time for the observer is : The apparent velocity as seen by the observer is The apparent velocity as seen by the observer is SUPERLUMINAL MOTION For example :  = 10 o and v = 0.999c then : v(OBS) = 10.7 c For example :  = 10 o and v = 0.999c then : v(OBS) = 10.7 c

The detection of superluminal motions and of one-sided jets in the majority of both low power and high power radio galaxies indicates that the jets at their basis are all strongly relativistic

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

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

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

JET RELATIVISTIC EFFECTS (DOPPLER BOOSTING) : JET RELATIVISTIC EFFECTS (DOPPLER BOOSTING) : Jet pointing toward the observer is AMPLIFIED Doppler factor

JET SIDEDNESS RATIO From the ratio between the approaching and the receding jet, the jet velocity and orientation can be constrained From the ratio between the approaching and the receding jet, the jet velocity and orientation can be constrained Ma se parliamo di getti o plasmoidi quasi continui si parla di brillanza: la lunghezza della struttura nella direzione del moto e’ influenzato da D ma lo spessore della struttura no (moto unidimensionale) ne segue che:

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 l’altro 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

FR I - 3C 449FR II - 3C 47

Radio image of the FR II radio galaxy Cygnus A. The lobes occur where the jets plow into intracluster gas. ~1 Mpc This galaxy also has HUGE radio lobes. The thin line through the galaxy is a jet ejected from the nucleus.

This giant elliptical (E1) galaxy is ~100 Kpc across. It has a “jet” of material coming from the nucleus. Visible image of the core-halo (FR I) radio galaxy M87. FR I radio galaxy: most of the energy comes from a small nucleus with a halo of weaker emission in a halo around the nucleus.

Close-up view of the jet in M87 at radio wavelengths. ~2 kpc galaxy nucleus, i.e. the radio core The jet is apparently a series of distinct “blobs”, ejected by the galaxy nucleus, and moving at up to half the speed of light. The jet and nucleus are clearly non-stellar.

BL Lac BL Lac MK 501 Radio Galaxy Quasar

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 – a bassa frequenza cosi core non pesa essendo auto-assorbito

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 Alta e bassa Potenza: Relativistici Su scala piccola

Pc = Pi D (2+  ) P best-fit = P(60) = Pi D (2+  ) = Pi/  2+  (1-β cosθ) 2+  = con θ = 60 Pi/  2+  (1-β/2) 2+  Pi = P(60)/D(2+  ) da cui Pi = P(60)  2+  (1-β/2) 2+  e Pc = P(60) (1-β/2) 2+  / (1-β cosθ) 2+  Assumendo  = 0 (nucleo) Pc = P(60) (1-β/2) 2 / (1-β cosθ) 2 (Pc/P(60)) 0.5 = (1-β/2)/ (1-β cosθ) Pc da osservazioni P(60) da Ptot e best fit Possiamo assumere tutti i getti circa stessa velocita  posizione punti solo legati a orientazione MA dispersione dipende da velocita’ dei getti Problema: variabilita’ !!!!

Conseguenze di tempi diversi Getto relativistico in avvicinamento insegue suoi fotoni per cui intervalli di tempo non si conservano Se emesso segnale a tempo t=0 e segnale successivo a intervallo tempo t a, osservatore riceve segnale a t 2 = t a +(d – vt a cosθ)/c Osservatore vede 2 segnali a  t = t 2 – t 1 = t a (1 – v/c cosθ) = t a (1 – β cosθ) Se 2 getti o lobi intrinsecamente simmetrici si muovono relativist. appariranno diversi perche li vediamo a t intrinseco diverso a = approaching ed r receading t a =  t /(1-β cosθ) t r =  t /(1+β cosθ) Essendo L’ a = L a sinθ = vt a sinθ e L’ r = L r sinθ = vt r sinθ L = Lunghezza (size)

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

Lobi radio: Mediano asimmetria flussi = 1.6 se dovuto a moto relativistico ne derivo β cosθ ≈ 0.06 da cui β < 0.1 Inoltre risulta che S a /S r = (θ a /θ r ) 3+  da cui lobo piu’ lontano dal nucleo dovrebbe essere piu’ luminoso, ma cio’ non verificato anzi contrario Tutto porta a derivare velocita’ espansione lobi < 0.1c Tale velocita’ e’ anche in accordo con diametro e stima eta’ della radio sorgente