Continuo Infrarosso

IR puo’ essere non termico (sincrotrone) o termico. Importanteslope del cut off submmSe sincrotrone auto-assorbimento a = -2.5Il minimo a 1 micro suggerisce termicoVariabilita’ (dimensioni) da indicazioni discordantiRecenti dati ISO suggeriscono IR termico in radio quieti QSOmentre flat spectrum radio QSO hanno emissione non termicadominante

Recent result: Baldi et al. arXiv:1010.5277

Usando HST osservazioni di 100 3C sources si ricava che:

FR I: The correlation among near IR, optical, and radio nuclearluminosity 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’ oredshift in QSS ma αox 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 zanche se difficile separare L da z che si correlano in flux-limitedsamples.

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 ≈ AUAccretion Disk 1 mpcCompact radio VLBI core 0.1 pcBLR 1 pcToro molecolare 100 pcNLRHost GalaxyRadio 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 1097Storchi-Bergmann et al. (2003)

Continuo Banda Radio

Importante storicamente e non, ma in Lbolometrica contribuiscepoco a causa della sua bassa energia

Temperatura di Brillanza: intensita’ di sorgente radio dipende daflusso e diametro angolare da cui proviene. Con Tb intendo latemperatura che dovrebbe avere un CN per irradiare lo stesso flusso.

I = F/πθ2 = B = 2kTb/2

F = flusso osservato monocromatico; θ diametro angolare dellasorgente. Si ottiene T ≈ 1011 – 1012 K che chiaramente indicauna 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/cQuando Urad e’ al punto che supera Umag inizia ad essere rilevantel’interazione di Compton inverso. 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 arcsecondcon alta Tb e spettro piatto (piccole dimensioni angolari).Ma spettro piatto + alta variabilita’ indicano presenza di strutturesu piccola scala quindi con T tale da dare catastrofe ComptonVedremo la soluzione grazie a alta risoluzione VLBI

Risoluzione angolare: R = 1.22 lambda/D in radiantiLambda 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

SostegnoRicevitori

Importanti caratteristiche del telescopio

Sensibilità D2

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: ~ 0.001 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 D2

(N=numero antenne)

d

Westerbork (Olanda)14 antenne di 25 m

Dmax ~ 3 km

RADIOASTRONOMY

ISTITUTO DI RADIOASTRONOMIA, INAF - ITALY

ATCA (Australia)6 antenne di 22 m

Dmax ~ 6 km

Very Large Array (New Mexico)27 antenne di 25 m

Dmax ~ 30 km

1” a 20 cm

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European VLBI Network – EVN

18 Antenne

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Very Long Baseline Array (VLBA)

• Dal 1993

• 10 antenne da 25-m sparse tra USA e Canada

• Correlatore a Socorro

Very Long Baseline Interferometry : VLBIVery Long Baseline Interferometry : VLBI

VLBA

VLBA

Spatial VLBI Spatial VLBI

EVN

RadioAstron – about 10 microarcsecangular resolution

1144+35

3C 264

zz 1”1” 1 mas1 mas

0.060.06 1.6 kpc1.6 kpc 1.6 pc1.6 pc

0.160.16 3.6 kpc3.6 kpc 3.6 pc3.6 pc

0.50.5 7.1 kpc7.1 kpc 7.1 pc7.1 pc

Cyg ACyg A

3C 2733C 273

3C 483C 48

Resolving PowerResolving Power radians = 20 cm, D = 1000 km = 0.04”

VLBI studies of radio galaxy nuclei :VLBI studies of radio galaxy nuclei :one of the most important results is the one of the most important results is the detection of detection of proper superluminal motion proper superluminal motion

Expansion of about6 pc in 3.5 years:

velocity 6c

Expansion of about6 pc in 3.5 years:

velocity 6c

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

QUASAR 1642+690QUASAR 1642+690

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 1928+738QUASAR 1928+738

z = 0.302

Aug 97 Sep 01

By the time that light leaves from position(2), light emitted from position (1) will havetravelled 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 havetravelled a distance AC

The difference in arrival time for the observer is :

c

tcosvtc

c

ABACt(OBS)

The apparent velocity as seen by theobserver isThe apparent velocity as seen by theobserver is

cos1

sin

coscv

-1

vsin

t(OBS)

tsinv

t(OBS)

BDv(OBS)

app

SUPERLUMINAL MOTIONSUPERLUMINAL MOTION

For example : = 10o and v = 0.999c then : v(OBS) = 10.7 cFor example : = 10o and v = 0.999c then : v(OBS) = 10.7 c

The detection of superluminal motions The detection of superluminal motions andand

of one-sided jets in the majority of bothof one-sided jets in the majority of both

low power and high power radio low power and high power radio galaxiesgalaxies

indicates that the jets at their basis areindicates that the jets at their basis are

all strongly relativisticall strongly relativistic

Effetto Doppler e boosting relativistico

Se una sorgente si muove con v = βc in una direzione che formaangolo θ con la linea di vista abbiamoo = 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 bandao = 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 angolosolido do che sara’ diverso da de

do = de/D2 si ottiene da aberrazione relativistica ricordando che do ≈ π dθo

2

In conclusione

Lo = Le x D4

Boosting relativistico o Doppler boosting o relativistic beaming

Se lavoriamo con luminosita’ monocromatiche

Lo(o)do = Le(e)de x D4

da cui

Lo(o) = Le(e) x D3

Se lo spettro e’ di sincrotrone L() - possiamo scrivereLo(o) = Le(o) x D3+ = Le(o) x D4 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 AMPLIFIEDJet pointing toward the observer is AMPLIFIED

Doppler factor

JET SIDEDNESS RATIOJET SIDEDNESS RATIO

From the ratio between the approaching and the receding jet, the jet velocity and orientation can be constrainedFrom 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 direzionedel 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 Ba/Br = R = 2 x 104

Ne consegue che dati 2 getti intrinsecamente uguali vedo soloquello 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 strongconstraints: in 3C264 the highest j/cj ratio is > 37corresponding to θ < 52o and β > 0.62

2

cos1

cos1R

FR I - 3C 449 FR 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 0521-365

BL Lac MK 501

Radio Galaxy 1144+35

Quasar

Given the existence of a general correlation between the coreand total radio power we can derive the expected intrinsic coreradio power from the unboosted total radio power at lowfrequency.

Radio core dominance

1.16.7log04.062.0log totc PP

Pc = observed core radio power at 5 GHzPtot = observed total radio power at 408 MHz

La potenza del core e’ legata alla presenza del jet relativisticola potenza totale NO – a bassa frequenza cosi core non pesaessendo 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 bassaPotenza: Relativistici Su scala piccola

Pc = Pi D(2+ )

Pbest-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 fitPossiamo assumere tutti i getti circa stessa velocita posizionepunti 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 cuiintervalli di tempo non si conservano

Se emesso segnale a tempo t=0 e segnale successivo a intervallo tempo ta, osservatore riceve segnale a t2 = ta+(d – vta cosθ)/c

Osservatore vede 2 segnali a t = t2 – t1 = ta(1 – v/c cosθ) = ta(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 receadingta = t /(1-β cosθ) tr = t /(1+β cosθ)

Essendo L’a = La sinθ = vta sinθ e L’r = Lr sinθ = vtr sinθ L = Lunghezza (size)

By comparison of the size of the approaching (La) and receding (Lr) jet we derive:

Arm length ratio

risulta che:

o anche La/Lr = L’a/L’r = θa/θr = Da/Dr

Lobi radio:

Mediano asimmetria flussi = 1.6

se dovuto a moto relativistico ne derivo β cosθ ≈ 0.06da cui β < 0.1

Inoltre risulta che

Sa/Sr = (θa/θr)3+ da cui lobo piu’ lontano dal nucleo dovrebbeessere 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’ dellaradio sorgente