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: http://www.ira.inaf.it/~ggiovann/ Articoli vari a vostra scelta ASP Conf. Series 427 – Accretion and ejection in AGN Miller ARAA 2007 45, 441: Relativistic X-Ray Lines from the Inner Accretion Disks around BH

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 http://www.hindawi.com/journals/aa/si/610485/ 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,

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 20551-4250: 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

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

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. Some classes of active galaxies: Quasars Seyfert galaxies (Type I and Type II) Radio galaxies LINERs “non-stellar” radiation stellar, blackbody radiation

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

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

Definitions rg=GM/c2 is the gravitational radius. In the following, all distances will be given in units of rg a=Jc/GM2 is the adimensional angular momentum per unit mass, often called spin

Event Horizon The radius of the Event Horizon is given by: (in unita’ di rg) R+= 1 + (1 – a2)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

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/4πr2 L = luminosita in erg/s La pressione di questa radiazione e’: P rad-fotone = F/c = L/4πR2c Assumiamo simmetria sferica

La forza della radiazione su un singolo elettrone e’ Frad = σeL/(4πr2c) ř dove ř e’ il vettore di modulo unitario e direzione radiale (esterna) σe sezione d’urto Fgrav = - GM(mp+me) ř/r2  - GMmp ř/r2 su gas in caduta Se la sorgente non ‘evapora’ e rimane elettricamente neutra Frad ≤ Fgrav σeL/(4πr2c) ≤ GMmp/r2 L ≤ 4πGcmpM/σe L = 6.31 x 104 M erg/s = 1.26 x 1038 M/M●erg/s Questo definisce il limite di Eddington Me e’ la massa minima per avere bilancio tra pressione gravitazionale e radiazione. Se la massa e’ minore non abbiamo accretion

L ≈ 6.31 104 M erg/s 1.26 1038 (M/M●) erg/s σe = 8/3 π ( e2/mec2)2 = 6.65 10-25 cm2 Me = 8 105 L44 M● L44 e’ L in unita’ 1044 erg/s tipica di una Seyfert QSO ha L ≈ 1046 erg/s per cui deve avere massa almeno M ≈ 108 M● Le = 4πGcmpM/σe Luminosita’ di Eddington Alte luminosita’ implicano masse elevate

Misura della Massa di un BH Massa Buco nero tramite Variabilita’ Curve di rotazione - cinematica Relazioni Reverberation mapping Ferrarese et al. ApJ 555 L79 2001 ApJ 539 L9 2000 Miyoshi et al. 1995 Nature 373, 127 Tremaine et al. 2002 pJ 574, 740

e dispersione di velocita’ 3) Relazioni relazione tra Massa e dispersione di velocita’

4) Reverberation mapping Vedi Peterson & Horne astro-ph/0407538 26/07/2004 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’ Mbh = V2r/G

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.

Broad Line region 1) La temperatura da intensita’ e tipologia delle linee e’ stimata essere dell’ordine di 104 K La dispersione di v per un gas a 104 K e’ v ≈ (kT/mp)1/2 ≈ 10 km s-1 Ma ampiezza tipica BL e’  5000 km/s che se dovuto a T richiede T> 109 K  altri meccanismi oltre T determinano la larghezza delle righe: differential Doppler shifts a causa di bulk motions ---------------- 2) Da righe gas ionizzato si ricava limite inferiore a densita’ elettroni in BLR  108 cm-3; la presenza di CIII] da invece un limite superiore pari a 1011 cm-3  Ho la densita’ BLR densita’ di elettroni cosi alte che emissivita’ J (erg s-1cm-3ster-1) e’ nel range dove J propto n Da T e densita’ posso stimare massa gas, ma posso far di meglio:

Misura della massa totale delle nubi ricavabile da misura luminosita’ Riga ad esempio: L(Hα) = j(Hα) M(H)/ Nemp j(Hα) = 3.6 x 10-38 Ne mp /M(H) watts Conoscendo j(Hα) (1031 – 1039 per S1) e Ne = 1016 m-3 ricavo che massa di H ionizzato per produrre BLR e’ di solo 103 M● e puo’ essere meno di 1 M● in S1 Assumendo distribuzione uniforme. Se uso distribuzione corretta occorrono da 10 a 104 M● Distribuzione gas BLR non puo’ essere uniforme perche’ vedo radiazione diretta da diverse nubi Volume = 2.8 1044 m3 r = 4 x 1014 m o 10-2 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

Narrow Line Region NLR segna i confini della regione diretta di influenza dell’AGN NLR e’ l’unica ‘AGN region’ risolta otticamente; NL emission viene da regione estesa Dinamica della NLR ci puo’ dare info su fueling dell’AGN 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: (1012 – 1010 m-3) ma altamente disomogenee anche in stesso oggetto (possiamo avere anche 1013 m-3) Alta varieta’ di ionizzazione low and high Velocita’ nell’ intervallo 200 – 900 km/sec.

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 n2A21 hν21/4π erg s-1 cm-3 ster-1 n2 densita’ (cm-3) di atomi a livello n=2 Si trovano valori tra 102 e 104 cm-3 Nel caso di bassa densita’ i processi radiativi dominano i processi collisionali e j e’ proporzionale a n2 . Nel caso a alta densita’ le eccitazioni collisionali sono piu’ probabili per cui j e’ proporzionale a n (vedi BLR).

Il rapporto delle intensita’ F(4959+  5007)/F (4363) e’ molto sensibile alla temperatura. Il range in NLR e’ 10000 – 25000 K ed un tipico valore e’ sui 16000 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 1018 cm  NLR risulta essere piu’ massiccia della BLR per diversi ordini di grandezza anche se intensita’ emission line e’ confrontabile perche’ emissivita’ dipende da ne2 per cui le piu’ dense BLR sono piu’ efficienti in emissione

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

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

X-ray reflection

Lines from accretion discs 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). (Fabian et al. 2000)

Event Horizon The radius of the Event Horizon is given by: (in unita’ di rg) R+= 1 + (1 – a2)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 Togliere o spostare in riga ferro

I. Black Hole spin 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. a=0 a=1 Fabian et al. (2000)

Effetti relativistici estremi attorno a buchi neri di Kerr (Ghisellini et al. 2004) 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 all’orizzone degli eventi – più grande che nel caso di buco nero non rotante (Martocchia & Matt 1996)

Soft excess Compton Hump Legge di potenza

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)

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

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

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

Continuo Banda Radio Importante storicamente e non, ma in Lbolometrica 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 Tb intendo la temperatura che dovrebbe avere un CN per irradiare lo stesso flusso. I = F/πθ2 = B = 2kTb/2 F = flusso osservato monocromatico; θ diametro angolare della sorgente. Si ottiene T ≈ 1011 – 1012 K che chiaramente indica una origine non termica

Esiste una Tb massima dell’ordine di 1012 K in quanto densita’ energia del campo magnetico: Umag = B2/8π controlla rate delle perdite di sincrotrone Con densita’ di energia Urad = 4πJ/c Quando Urad supera Umag inizia ad essere rilevante l’interazione di Compton inverso: emissione alta energia con perdite energia elettroni Poiche’ non vediamo una intensa radiazione in banda gamma significa che: Urad/Umag < 1 che corrisponde a Tmax ≈ 1012 K (catastrofe Compton) Nuclei radio: sorgenti compatte su risoluzione angolare arcsecond con alta Tb e spettro piatto (piccole dimensioni angolari). Ma spettro piatto + alta variabilita’ indicano presenza di strutture su piccola scala  VLBI

Observation performed with the space VLBI at 5 GHz QUASAR 1928+738 z = 0.302 Aug 97 Sep 01 Observation performed with the space VLBI at 5 GHz (Murphy et al. 2003)

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-βcosθo)) = e D Dove  e’ il fattore di Lorentz e D = 1/((1-βcosθo)) e’ il Doppler factor (velocita’ positiva in avvicinamento D > 1 quando β > 0 e o > e Se velocita’ bassa  ≈ 1 e D  (1 + β cosθo) Doppler classico Consideriamo sorgente con Luminosita’ totale Le 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 dto = dte - dte  v cosθ/c = dte(1 – β cosθ) = dte/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/D2 si ottiene da aberrazione relativistica ricordando che do ≈ π dθo2

In conclusione Lo = Le x D4 Boosting relativistico o Doppler boosting o relativistic beaming Se lavoriamo con luminosita’ monocromatiche Lo(o)do = Le(e)de x D4 da cui Lo(o) = Le(e) x D3 Se lo spettro e’ di sincrotrone L()  - possiamo scrivere Lo(o) = Le(o) x D3+ = Le(o) x D4 D-(1-) Il termine D-(1-) e’ noto come correzione K

Jet sidedness Se  = 5 (β = 0.98) e  = 0.7 e θ = 0 risulta Ba/Br = R = 2 x 104 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 < 52o and β > 0.62

Radio core dominance 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. Pc = observed core radio power at 5 GHz Ptot = 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

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

Arm length ratio risulta che: By comparison of the size of the approaching (La) and receding (Lr) jet we derive: o anche La/Lr = L’a/L’r = θa/θr = Da/Dr Ricordiamo anche problema catastrofe Compton in alte Tb

THE MEASUREMENT OF THE JET VELOCITY 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)

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. 1993 Cotton et al. 1999 for NGC 315 Giovannini et al. 1999 for 1144+35 However in the same source we can have different pattern velocities as well as standing and high velocity moving structures

Se il redshift e’ molto elevato occorre inserire correzione relativistica perche’ tutto si sta allontanando da noi con moto relativistico Sempre: v = βc e’ la velocita’ del blob rispetto al nucleo della sorgente Vedi astro-ph/0407478, 9-9-04

Since we know the j and cj proper motion according to Mirabel et al. 1994 we can derive the jet orientation: μa = β senθ/(1 – β cosθ) c/D μr = β senθ/(1 + β cosθ) c/D che diventano: β cosθ = (μa – μr) /(μa + μr) (1) (2) cgs e moti propri in radianti s-1 Da cui D <= c/(μaμr)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 .

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

Optical nuclei are very common.

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 BL Lacs Chiaberge et al. 1999 FR I

BL Lacs Chiaberge et al. 1999 FR I Our sample Corrected for the Doppler factor BL Lacs observed

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

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)

CSS/GPS/HFP radio sources Turnover

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

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

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

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

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

HEG: extended star formation 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? LEG and FRI: no star formation No link between AGN and mergers. No merger or “dry” (gas poor) merger. Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

Summarizing… What triggers and powers the AGN in LEG? 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

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

The spectroscopic classes correspond to different nuclear properties 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

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

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

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

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

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

Time evolution of an ionized gas after the AGN death Binette & Robinson (1986) = 3.3 / ne 104 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 + H0  O+ + H+ The [O III]/H ratio varies strongly with time. Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

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

This is what is expected after the RG death. 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

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

Summarizing… A radio-galaxy cannot really die! 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 Trelic 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

Conclusions Can radio-galaxies really die? 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

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

Best et al (2005) sample Seyfert 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 F@1.4GHz > 5 mJy At z=0.1 Lr = 1039 erg s-1 CoreG Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

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

Conclusions Most of the radio sources are highly core dominated. Selection bias in radio flux-limited sample causes the inclusion only of radio-galaxies with well developped extended structures. The bulk of RL AGN population is virtually unexplored. Radio extended emission loses its fundamental role of “calorimeter” of the jet power! the SDSS/NVSS AGN sample is composed of quiescent giant elliptical, MBH~108-109, LEG, with nuclei similar to those of 3C FRI/LEG. Possible interpretations for low extended power: Link between age and radio extended emission. Young, recurrent? Influence of environment on the jets properties. Baldi Ranieri D. Bologna, 14/12/2009

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?

OUT OUT IN IN From accretion/inflows to ejection/outflows From IN to OUTflows OUT v/c=0 0.1 0.2 0.3 0.4 OUT IN IN Magnetic Tower by Kato et al. 2003 (see also Lynden-Bell 2003)

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

Evidences of a strong jet Deceleration within 5 kpc from the core 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

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

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

One-sided kpc scale jet

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

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

Fueling Quasars Energia da conversione di massa in energia Energia disponibile e’ E = ηMc2 Il rate di energia emessa e’ L = dE/dt = ηc2 dM/dt dove dM/dt e’ accretion rate Quindi per una tipica QSS occorre dM/dt = L/ηc2 ≈ 1.8 x 10-3 (L44/η) in M●yr-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

L’efficienza e’ quindi massima nel caso di un BH con Rs = 2GM/c2 importante e’ il raggio finale nel collasso! = 3 x 1013 M8 cm = 10-2M8 light days Poiche’ maggior parte della radiazione ottica e UV avviene A 5 Rs,  U = GMm/5Rs = GMm/(10GM/c2) = 0.1 mc2 Da cui a 5 Rs η = 0.1 molto efficiente (ordine di grandezza!) H He e’ 0.007 Se Lqss = 1046 erg s-1  dM/dt ≈ 2M●yr -1 Eddington accretion rate dMe/dt = Le/ηc2 = 2.2 M8M●yr-1 dMe/dt e’ il massimo accretion rate possibile in caso di semplice simmetria sferica (si supera se non simmetria)

1) Venti stellari – gas da supernovae Si stima che ritmo produzione gas possa essere M• ≈ 10-11 – 10-12 (Mgal/M•) in M•/anno che per Mgal ≈ 1011 M• potrebbe essere in accordo con M•E se MBH8 = 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 105 anni)

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=1011 r =10kpc) Se vogliamo accretion quindi dobbiamo perdere momento angolare (merger tra galassie?) importanza dei getti?

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 l’orizzonte) Se BH non rotante rmin = 3Rs Se BH rotante abbiamo rmin1 (particella ruota come BH) o rmin2 (particella ha spin contrario) rmin1 = Rs/2 rmin2 = 9/2Rs 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

LBH = GMBH/Rs (Rs/r)M• ≈ 3 x 1046 (M•/M•)anno Rs/r erg/s LBHmax  0.057M•c2 BHS LBHmax  0.42 M•c2 BHK 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 tacc/trad Se tacc/trad << 1 abbiamo regime Viriale la Temperatura del materiale in accrescimento a distanza r sara’: Tvir ≈ GMBHmp/r ≈ 5 x 1012 Rs/r gradi K Energia max protone a 3 Rs e’ circa 100MeV. Elettrone inferiore come da rapporto masse (inferiore di 6 x 10-4)

Valori tipici di Heq sono compresi tra 10-6 e 10-4 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): Utot propto L4/7 V3/7Φ3/7 con valori tipici 1057 – 1061 erg Da cui posso ricavare la pressione interna

Se umin = Utot/V Peq = (Γ – 1) umin = 1/3 umin propto (L/V)4/7 Φ -4/7 Γ = 4/3 per particelle relativistiche Ordini di grandezze energie: Tipo Utot(erg) Heq(gauss) Tel(anni) a 5GHz FR II hot spot 1057 10-4--10-5 104—106 FR II lobi 1058-60 10-6 107—108 FR I 1055-60 10-6 107—108

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

Vite medie radiative Perdite di energie radiative per effetto di emissione di sincrotrone e IC con radiazione 3 oK provocano brusco irripidimento spettro dell’ordine di Δα = 0.5 L’eta’ diventa: tr = 1.59 x 109 x (B1/2eq)/(Beq2 + Bci2)((1+z)γ*)1/2 yr Bci = 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

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

Ljet = 0.015 Ledd Ledd=1.3x1038 MBH/M●

Ghisellini e Celotti AA 379 L1, 2001 Possiamo mettere in relazione la potenza radio e l’output di energia del Jet. La potenza radio dei lobi e’ energia accumulata da jet in vita rs Willot et al. 1999 Ljet = 3 x 1021 L6/7151 erg s-1 Piu’ recentemente da cavita’ clusters: Pjet propto Pradio 0.5-0.7 vedi Cavagnolo et al. ApJ 720, 1066; 2010. Usando la relazione di McLure e Dunlop, 2001 2) Log(MBH/M●) = -0.62 (±0.08) MR -5.41(±1.75) Abbiamo quindi una relazione tra Ljet e MBH la separazione tra FRI ed FRII corrisponde a un rapporto costante Ljet/MB

E se traccio le linee Ljet = LEdd trovo che: 3) Ljet ~ 0.015 LEdd dove LEdd = 1.3 x 1038 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: Lion Viene usato intensita’ [OII] emissione [OIII] e’ spesso in parte oscurata 4) Lion  5 x 103 L151 (Willot et al. 1999)  6 x 10-3 LEdd La divisione tra FRI ed FRII corrisponde ad una separazione tra Lion e MBH

Lion  6 x 10-3 LEDD

Quindi separazione tra FRI ed FRII e’ relazione tra Massa e Radiazione emessa da BH Lion/LEdd  10-3 suggerisce un valore critico di dm/dt (accretion rate in Eddington units) in cui il modo (efficienza?) di accretion cambia. Possiamo assumere che Lion  Ldisk = η dMacc/dt c2 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:

E’ importante notare che esiste una forte correlazione tra Righe in emissione e l’emissione 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.

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

Mass-dependent radio luminosity function If we now take out the mass dependence by scaling these plots by MBH1.6 - 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.

Key points so far The probability of a galaxy being radio-loud depends strongly on its black hole mass ( MBH1.6) The radio luminosity of the source that results is independent of black hole mass fradio-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

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 fradio-loud, galaxies with M* ~ 1012 Msun (MBH ~ 109.5 Msun) will be active 100% of the time. Is it a coincidence that these are about the most massive galaxies we see in the Universe….?

Sesana arXiv:1110.6445 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

Pop III star remnants: If m > 260Mo 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 ~ 105 Mo Metal free halos and T > 104 K no H2 cooling and gas cloud collapses isothermally Problems with instability rotation wind driven mass ….. Possible but unlikely

Runaway stellar dynamics BH of 102 – 104 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 105 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:

Merger with other MBHs 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

A 109 Mo several mergers through short accretion episodes In spiral galaxies (no major merger) slow accretion? At z > 7 super-Eddington rates? Only 1/Gpc3 comoving volume, not representative of typical SMBH cosmic evolution Eddington accretion for < 109 yrs can produce a MBH of >109 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?

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)

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) Marchesini et al. 2004 RLQ FRI FRII Mass Accretion Rate for ε =1

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 Sikora, Stawarz, & Lasota (2007) Black Hole-Produced Jets FR Is BLRGs RLQs LINERs SEYFERTs PG QSRs Accretion Disk-Produced Jets

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

BL-Lacs FSRQs

TeV blazars as cosmological probes 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. j TeV source e- e+ Cascade on EBL + IC on MWB Plaga 95 Coppi+Aharonian 97 Neronov+Semikov 09 Tavecchio et al. 10

Synthetic images Neronov et al 10 B=10-16 G B=10-17 G 10-16 10-15 10-14

SMBH IN OUT Disco GAMMA-Hcosmol WIND JET Fueling FRI FRII <c relat. Perdita Ec Mv/Pr Enjet Accretion rate Eddingt. H/U Lj0.015Le SPIN BH radioquieto eta’ LEG-FRI-II HEG-FRII Lion Mbh Gamma Ray emission FdL EVz

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

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: GRS1915+105 SS433 a circa 6 kpc – al centro del resto di Supernova W50 eta’ circa 40000 anni In ottico righe H ed He spostate 70 km/sec (stazionarie) da rotazione differenziale galassia

Jets precessano angolo 20o T 164g

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

Il modello unificato: oscuramento Sy1 ottiche  non assorbite in banda X Sy2 ottiche  assorbite in banda X Il toro oscurante: gas+polvere, T<105 K, r~1-10 pc

AGN oscurati Fabs(E) ~ Funabs e-NHσE + Funabs Atoro(E) Componente riflessa osservatore T<105 K Componente trasmessa NH=1021-1025 cm-2 1-100 pc Fabs(E) ~ Funabs e-NHσE + Funabs Atoro(E)

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

Esempi osservativi QSO Seyfert 2

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 Spettro del fondo: α=0.4 Spettro degli AGN non oscurati: α=0.9

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

I campi piu` profondi in banda X e la frazione di fondo risolto Immagine X del campo Chandra Deep Field North rosso = 0.3 -1 keV verde = 1 - 2 keV blu = 2 -7 keV 20 arcmin Osservazioni del satellite Chandra, tempo di integrazione = 20 giorni!

Il fondo risolto in sorgenti singole Fondo risolto = somma delle sorgenti nei Chandra Deep Fields 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.

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??

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

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

… … … A GRB in a slide g-ray X-ray Optical Short (< 10 3 sec) intense emission episodes of high energy g-ray photons... 1973-1997 PROMPT ... accompained by a considerable long lasting emission at lower energies (X-ray, Optical, IR and Radio) > 1997 AFTERGLOW g-ray X-ray Optical Prima di tutto le presentazioni: ecco un GRB (definizione in una slide). … … …

The “great debate” Isotropic angular distribution Cosmo Galactic The isotropic sky distribution alone is not enough to proove the distance scale. One more piece of evidence in favor of the cosmological origin came with the BATSE LogN-LogS. Isotropy was already known from the PVO data which also showed a -3/2 number counts distribution, which is suggesting a uniform source density out to some distance. BATSE instead showed that with a lower limit the number count distribution is flatter, i.e. there are less weak sources than what prediced by a uniform distribution of sourced in an Euclidean space. This leads to two possibilities: (i) the number density of GRBs decreases from some distance on or (ii) weak (and presumably distant) sources are not distributed in a Euclidean space, i.e. they are at cosmological distance. Vedere per questa e per quella prima Paczynsky 1995 paper. Menzionare che anche il V/Vmax test suggeriva un origine cosmologica. Galactic Cosmo

emission from the burst in the X ray The answer to the “great debate” 28 Feb 1997 E>40 keV SAX The burst is somewhere here… but where ? GRB 970228 is in the FOV of the WFC Afterglow discovery: emission from the burst in the X ray The burst was detected by the GRBM monitor on board sax and it is somewhere in a region of the sky of several arcmin (second picture) … the observations of the region with the WFC with some hours of difference allows to find a NEW uncatalogued source, i.e. the X-ray Afterglow of the GRB. Fading Well localized Groot, Galama, von Paradijs, et al IAUC 6584, March 12, 1997

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

Suggest different origin Prompt: 2 classes of GRBs GRB duration distribution is bimodal SHORT LONG Shortest 6 ms GRB 910711 Longest ~2000 s GRB 971208 Short – Hard Long - Soft Paciesas et al. 2002, Kouveliotou et al. 1994 Suggest different origin

Prompt: Variability parameter High variability Low variability

Epeak Prompt: The spectrum Spectral Hardness Ea+2 Exp(- E/E0 ) Spectral Hardness Epeak Ea+2 … but low and high energy components are discriminant for the emission models Eb+2

Se fotone ha energia > 2 me di un elettrone (1.022 MeV) si possono produrre coppie In gamma burst noi vediamo GeV fotoni Un fattore di Lorentz dell’ordine di 200-300 fa si che nel sistema di riferimento della sorgente non si abbia opacita’

Merged shells are decelerated by the ISM The standard model: Fireball + Internal + External shock GRB AFTERGLOW E~1052 erg Central Engine ?? Merged shells are decelerated by the ISM G r

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’ all’interno delle stesse galassie GRB sono in galassie tipicamente irregolari sub-luminous. Basandosi sull’associazione GRB-SN uno potrebbe pensare che I GRB siano in galassie a quelle in cui ci sono le SN core-collapse (Ia,b,c). Invece (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’ all’interno delle stesse galassie.

GRB SN connection – The first SN 1998bw GRB 980425 Type Ic supernova, d = 36 Mpc Etot ~ 3 x 1052 erg V=3x104 Km/s of a massive CO star (Iwamoto et al 1998; Woosley, Eastman, & Schmidt 1999) GRB E ~ 8 x 1047 erg; T= 23 s

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.

Woosley and Bloom (2006)

ms magnetar (NS) Collapsar (BH+disk) Supranova (delayed BH+disk) qjet = 0.1 rad; Ljet = 1050-1051 erg/s Long GRB central engine ms magnetar (NS) Collapsar (BH+disk) Supranova (delayed BH+disk) B~1015 G The millisecond magnetar is a normal NS with a 1 up to 1.5 Msun and an intense magnetic field. The energy available is the rotational energy and it is emitted via dipole emission. The energy budget is satisfied to produce the GRB. However in this model, before the NS settle down to its maximal (millisecond) rotation, there is a phase of accretion (at a rate that can be even of 0.1 Msun/sec) which could lead to the formation of a BH, this must be prevented for this model to work. In the supranova model the delay of the NS to BH transition is regulated by the magnetic field. If normal the timescale is one year, it can be much lower if the B is very high (magnetar like). However, the model was proposed because it can make a clear (baryon free environment) due to the long delay between the SN explosion and the BH formation. About 10-20% of the NS does not form the balck hole but settles into a disk. Then the model for the GRB production is similar to the collapsar. The advantage of the collapsar model is that it can power the GRB for very long time through fallback. This seems to be a requirement in the latest years since the discovery of long emission from GRBs (Flares and tails) M>Mcrit Delay ~ year (clean environ) “Cold” fireball “Cold & Hot” fireball Adv: fallback

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

Eafterglow < Eprompt

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

Where most of power comes out GRB – Spectral Properties F() GRB Peak Energy Where most of power comes out Eiso = 4  dL(z)2 F(E,z,…) dE 1+z E

Peak energy vs. True energy cr2=1.27 Epeak  Etrue0.7 Ghirlanda, Ghisellini, Lazzati 2004 Epeak(1+z) Epeak(1+z)

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

GRBs can be used as cosmological RULERS ! redshift Luminosity distance E=1051 erg Stretch-lum (SNIa) Ep-Eg correlation (GRB) E=1051 erg Luminosity distance The correlation reduces the scatter of GRBs in the Hubble Diagram GRBs can be used as cosmological RULERS ! redshift JGRG 17 – G.Gh.

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Esami: 15 gennaio 9.30 12 febbraio 9.30 Appelli ufficiali – siti ufficiali 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 http://www.ira.inaf.it