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

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

Schema di unificazione 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 L178 (178 MHz): FR I: L178 < 2∙1025 W Hz-1 FR II: L178 > 2∙1025 W Hz-1 Righe di emissione (visibile): FR II 1 ordine di grandezza + intense FR I in cluster – FR II isolate Fanaroff-Riley I Fanaroff-Riley II Il modello unificato prevede similitudini tra FR I e BL Lac da un lato, tra FR II e Quasar dall’altro. La differenza tra FR I e II dipende (forse) dai meccanismi di estrazione di energia dal BH.

Radio galaxies FRI: FRII: 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

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

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

… variability NO termonuclear reactions! Strong support for SMBH paradigma

βc θ 

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

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

Unification schemes optical-UV spectra AGN1 SY2 QSO2

Unification schemes X-ray spectra Unobscured Obscured

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

Unification schemes: type 1 <=> unobscured type2 <=> obscured ? NOT ALWAYS!! PKS2126-158: High L, high z, X-ray obscured

Support for unification: hidden emission lines 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. 50% in P- sample (Goodrich 2001) UV scattering pattern in figure, 2.9” =22pc in image: 2400-2700 Adapted from Arextaga 2003 (Bill Keel´s web page with data from Miller, Goodrich & Mathews 1991, Capetti et al. 1995)

Support for unification: detection of tori? Adapted from Arextaga 2003 (Bill Keel´s web page) ≈ 0.6pc 9 clumps embeded in diffuse emission, which provide ½ of emission, with sizes typically of 0.07pc, which implies a covering factor of 5-10%, with n_e x l = 10^24 cm^-2 (Gallimore et al. 1997) 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≥106.5 K that radiates free-free continuum or scattered light.

Coni di Ionizzazione 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. L’apertura del cono determina il rapporto tra AGN di tipo 1 (righe larghe) e di tipo 2. Blu: [OIII] Verde: Hα HST [OIII] 5007 Å NGC 1068 Rosso: HST (continuo ottico) Verde: Chandra ( X ) Circinus Galaxy Continuo IR

Un altro scenario per schemi unificati

QUASAR Atmospheres Elvis 2000-2003

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

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 0-3000 km/s Line “broadened” (turbolent flow) Variability

Outflows: dynamical models Thermal wind arising from the accretion disk. If nH<1012 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

Outflows, dynamical models Radiatively driven winds

Broad line region Ne high enough that all forbidden line are collisionally suppressed: ne>108 Strong CIII] ==> ne<1010-11 Line width ~ 3000-10000 km/s T~104K T~(kT/mp)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

Reverberation Mapping La Broad Line Region è costituita da nubi di gas denso (NH~109-1013 cm-3), fotoionizzate dalla sorgente centrale e “fredde”, Te~2×104 K). Le variazioni nell’emissione 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. Nube di gas Nucleo del Quasar r Δτ1 = r / c Δτ2 = 0 Δτ4 = 2r / c Δτ3 = r / c 1 2 3 4 Tempo Flusso Continuo Riga Δτ Δτmean ~ r / c

Reverberation mapping  To the observer

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 ...): RBLR = c Δτ varia da alcuni giorni-luce fino ad anni-luce. Si trova che RBLR ~ L0.5 che indica come il parametro di ionizzazione e la densità della BLR ( ϕ ~ L/RBLR2 ) debbano essere costanti (ovvero la BLR deve avere delle condizioni fisiche ben determinate). λLλ(5100Å) ≃ 0.1 L [erg/s] RBLR [lt-days]

Le Masse Viriali dei BH 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); RBLR dal reverberation mapping. Le masse che ottengo per i BH sono dell’ordine di 106-109 M☉ ovvero proprio quello che mi aspetto dal limite di Eddington! Le galassie in esame hanno tutte L<LEdd e questa non è una assunzione ma è il risultato di due misure indipendenti!

AGN “Eigenvector” Laor et al. 1997

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 dell’ordine di ~100 pc. In prima approssimazione può essere considerata un’enorme regione HII (o meglio un insieme di nubi HII), ma il fatto che si tratti di nubi foto-ionizzate dall’AGN rende le caratteristiche spettrali della NLR differenti. HST [OIII] 5007 Å NGC 1068 Rosso: HST (continuo ottico) Verde: Chandra ( X )

La Narrow Line Region (NLR) 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. 12 14 16 18 20 -1 log ν F(ν) Big Blue Bump IR bump X-rays Spectral Energy Distribution (SED) Radio Quiet Radio Loud O star H+ He+ He2+ Fe+9 S+8 L’elevato flusso di raggi X estende molto la regione di transizione: d ~ 1 nH aν Flusso ionizzante d sezione d’urto per fotoionizzazione aν ~ ν-3 (ν > ν0) ⇒ d(X-rays) >> d(UV) Es. NH~103 cm-3 sorgente UV (O stars): d ~ 10-4 pc sorgente X (AGN): d ~ 1-100 pc

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

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. AGN parametro di ionizzazione U regioni HII Log [OIII]/Hβ continuo ionizzante più “hard” Log [NII]/Hα

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. Sey gal Some people erronuously take [O III] / Hβ > 3 as the criterium for AGN LINERs Excitation mechanism diagrams. [O I]6300 Low metallicity H II regions have high [O III] emission 54.4eV He II edge of SED of O stars H II gal (BPT 1981) (Peterson 1997) Adapted from Arextaga 2003 (Kennicutt 1998)

AGN diagnostic diagrams Adapted from Arextaga 2003 AGN 75% AGN ■ ■ ■ ■ ■ ● 100% AGN ● ● ● ■ 25% AGN ■ ● ■ ● λ (μm) ● ● ● ● 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 70-80% of the MIR radiation is powered by obscured starbursts and 20-30% by AGN (Genzel et al. 1998). ULIRGs 10% AGN ▼ ● ● ▼ ▼ ▼ ▼ ▼ ▼ Large c-rich molecules. O IV 26um >10^12Lsun gal from 10^6-10^7 yr old clusters with AV=50 - 1000 ▼ ▼ SBs ▼ ▼ 0% AGN ▼

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

Emissione della polvere nel toro La radiazione UV prodotta dal nucleo riscalda la polvere nel toro e più generalmente nel mezzo circumnucleare. Ricordiamo che Teq ≃ 1000 L1/5 R-2/5 K 46 pc Ci aspettiamo quindi che ci sia una forte distribuzione radiale della temperatura della polvere, quindi del massimo di emissione termica.

Emissione della polvere nel toro Sono stati elaborati modelli molto complessi sull’emissione 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.

Emissione della polvere nel toro Grani di silicio e grafite sublimano a temperature Tsub ~ 1500 K Imponendo Tsub = Teq (T equilibrio) si ottiene: Rsub ≃ 0.06 L1/2 pc 45 questo è probabilmente il raggio interno del toro polveroso oscurante. E’ interessante confrontarlo col raggio della BLR stimato dal reverberation mapping: RBLR ≃ 0.02 L1/2 pc 45 Ovvero la Broad Line Region è libera da polvere. “dip” 12 14 16 18 20 -1 log ν F(ν) Big Blue Bump IR bump X-rays Radio Quiet Radio Loud O star 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.

Extinction

Extinction

0.3 1 3 z=0 10 100X1022cm-2 Z=9 5.3 3 1 .5 0 NH=1024cm-2 Absorption

Optical-UV extinction vs. X-ray absorption

AGN SED

Le Componenti Nucleari Disco di Accrescimento (sorgente UV-X) D < 0.01 pc L = 1042 - 1047 erg/s 12 14 16 18 20 -1 log ν F(ν) Big Blue Bump IR bump X-rays Spectral Energy Distribution (SED) Radio Quiet Radio Loud O star H+ He+ He2+ Fe+9 S+8

Composite optical-UV

AGN IR-optical SED

X-ray spectrum

Le Componenti Nucleari Getto Relativistico D ~ 0.1 pc - 1 Mpc 12 14 16 18 20 -1 log ν F(ν) Big Blue Bump IR bump X-rays Spectral Energy Distribution (SED) Radio Quiet Radio Loud O star H+ He+ He2+ Fe+9 S+8 plasma a velocità relativistiche (moti superluminali quando la linea di vista è prossima all’asse del getto)

Le Componenti Nucleari Broad Line Region (BLR) D ~ 0.01 pc - 0.1 pc densità N ~ 109-1014 cm-3 covering factor ~ 10-30 % ΔV ~ 5000 km/s

Le Componenti Nucleari Toro Oscurante D ~ 1 -10 pc densità di colonna NH ~ 1025 cm-2 covering factor ~ 70 %. 12 14 16 18 20 -1 log ν F(ν) Big Blue Bump IR bump X-rays Spectral Energy Distribution (SED) Radio Quiet Radio Loud O star H+ He+ He2+ Fe+9 S+8 La polvere viene riscaldata dalla radiazione UV/X del disco e riemette nell’IR.

Le Componenti Nucleari Narrow Line Region (NLR) D ~ 10 -100 pc densità N ~ 103-106 cm-2 covering factor ~ 1-3 %

AGN Spectral Energy Distribution AGN selection

…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

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

AGN diagnostic diagrams X-ray to optical flux ratio

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

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

La Formazione dei Getti Radio Il disco di ha un campo magnetico con linee di forza parallele all’asse del disco. Un BH ruotante (di Kerr) determina l’avvolgimento 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). Buco Nero Disco di Accrescimento

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

Quasar Radio-loud e Blazars I Quasar radio-loud ed i blazar sono visti vicino all’asse del getto. L’emissione 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. Contro-getto debole Getto forte Direzione di Osservazione FR II

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 ≤ 104 km s−1 that originate in a high-density medium (ne ≥ 109 cm−3), and narrow-forbidden lines ([O III], [N II], …) that originate in a low-density medium (ne ≈ 103−106 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! Say that densities come from collisionaly supression of broad forbidden lines for BLR (Goodrich 1995)

AGN taxonomy: Quasars and QSOs Quasar = Quasi Stellar Radio-source , QSO = Quasi-Stellar Object Scaled-up version of a Seyfert, where the nucleus has a luminosity MB< −21.5 + 5 log h0 (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 P5GHz≈1024.7 W Hz−1 sr–1 . RL QSOs are 5−10% of the total of QSOs. [O III] Lyσ Hβ C IV Mg II C III C III] Hγ [O II] Hδ Si IV Composite=600 radio-quiet QSOs. No need to resource to BPT for BLR dominated objetcs. Say names are often confused. (Å)

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) P5GHz≈1024.7 W Hz−1 . (Miller et al. 1990)

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)

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 Fν=να ) 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 and FR II with R>0.5 Hydra A 2.7=188 kpc (Aretxaga et al. 2001) ©Chandra Point out the low excitation of the lines. FR IIs the most powerful RGs. Hydra A an FR I.

AGN taxonomy: LINERs [O I] 6300Å / [O III] 5007Å >1/3 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: Lenticular galaxy. N II also very strong in LINERs (Ho et al. 1993) ©POSS

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. Var=0.1 mag in 1 day for blazars (Vermeulen et al. 1994)