Collaborators:    Rafal Moderski          Copernicus Astronomical Center, Warsaw (Poland)  

           & KIPAC/Stanford, CA (USA)Łukasz Stawarz           JAXA, Tokyo (Japan),  KIPAC/Stanford, CA (USA),

                                        & Astronomical Observatory, Kraków (Poland)          Antonaldo Diaferio     Dept. of General Physics & INFN, Torino (Italy)            Teddy Cheung              NASA/GSFC, Greenbelt, MD (USA)           Jun Kataoka               Waseda University, Tokyo (Japan)        Mitch Begelman           JILA  University of Colorado, Boulder, CO (USA)           Izabela Kowalska           Astronomical Observatory, Warsaw (Poland)       Stefan Wagner                    ZAH  Landessternwarte, Heidelberg (Germany) 

AGN 9  Ferrara,  May 2427 , 2009

Young radio galaxies from radio to Xrays:  Spectral modeling and clues from the absorption

                                                 Luisa Ostorero                           INAF, Dipartimento di Fisica Generale, and INFN   Torino, Italy

Outline 

 

  Introduction 

  An evolution model for young radio sources  

 SED modeling of a sample of Xray GPS galaxies

 Absorption: NH  NHI correlation

  Summary and prospects 

  

  About 40% of bright, cmselected radio sources

  

       are compact (subgalactic scale)

        display a radio spectrum peaked at ~1 GHz (GPS/CSS)

 

       are as powerful as the extended radio sources:                L5 GHz >1025 W/Hz  

       display an anticorrelation between spectral turnover p                and linear size  LS:   

p ∝ LS0.65  

  ~ 10% :  GPS,   p=0.510 GHz,     LS

  GPS/CSS radio galaxies  with CSO morphology

  have negligible projection and Doppler effects    ⇒  intrinsically very compact and powerful  

   

   remarkably resemble a rescaled version of giant       radio galaxies(FRII)

   are hosted by the most massive earlytype galaxies,        with evidence of either starburst activity and/or              AGNinduced light; often morphologically disturbed [Snellen+1996;de Vries+2007]

  are preferentially located at 0.1≤z≤1 [O'Dea+1991]

  are good candidates for being young radioloud AGNs  [Philips & Mutel 1982; Murgia+1999; Giroletti+2003;Gugliucci+2005]

 

Introduction

de V

ries

 + 2

007

■  3C galaxies GPS galaxies LRGs

V m

ag

 Gug

liucc

i + 2

005

redshift

 Debated issuesDebated issues

GPS/CSS galaxies are increasingly detected in the Xray band ⇒  source of the Xrays emission: 

       accretion disc? ISM? lobes?     

       [Heinz+1998;O'Dea 2000; Guainazzi+2004, 2006; Vink+2006; Siemiginowska+2008; Tengstrand et al. 2009]

  Interaction between jets/lobes and the ISM of the hostgalaxy                ⇒ effects on source dynamical/radiative evolution?        

     ⇒ effects on the host galaxy?      [Morganti+2004; Vermeulen+2006;Labiano+2007; Holt+2007]

Radio spectra turn over due to absorption effects      ⇒ Synchrotronself absorption and/or 

freefree absorption? 

      [Kellermann1966;O'Dea 1991;Bicknell+1997;Begelman 1999; deVries+2009]  

Too many “young” sources:  ⇒ Short  life? Jet disruption? Intermittency? 

      [Readhead 1996; Alexander 2000; Kaiser & Best 2007; Reynolds & Begelman 1997;Czerny+2009]

Introduction

                                       4C 12.50  Mor

gant

i +

2004

                                                                                 Chandra

Siem

igin

owsk

a +2

008

O'D

ea  1

998

Num

ber o

f sou

rces

Projected linear size (kpc)  Our project:  Multiwavelength investigation

Dynamical evolution

     Jet propagating in the ISM of the central, kpcsized region of the galaxy, engulfing and photoionizing NLR clouds   [Begelman 1999; Begelman & Cioffi 1989]

     Main model parameters:    

jet kinetic power :   Lj  

source linear size:   LS 

                           

 after Begelman & Cioffi 1989

SHOCKED ISM

Stawarz et al. 2008, ApJ, 680, 911

Constraints:

  LS 

An evolution model for young radio sources  

hotspot's electron distribution

(s1~1.5, s2>3)

lobe's electron energy spectrum

lobe's synchrotron emission

 Q()                      N()                  

                                                   

Q =2

PL  BPL

Ne()

    •  Q(): broken powerlaw

Lsyn

Crint 

PL  BPL

Radiative evolution:  lobe synchrotron emission

Hotspots : ultrarelativistic e ,  Qe() , = 1105      

Lobes       :  Ne() = evolution of  Qe()      (adiabatic and radiative losses)

 Stawarz et al. 2008

Radiative evolution:  absorption mechanisms

                                                             

    SSA ?                                                                If    Q() =K s

⇒                             with x=0.30.36  (s=13)  ⇒ flatter than  xobs=0.65    

                                       ⇒                                                     ≪ 1 GHz

⇒   SSA effects not included in our model 

     FFA ...     by the ionized layer of the engulfed clouds   [Begelman 1999]

                                                                                     (ISM~const; NLR~rn, n=12)          

                   ⇒  absorbed spectrum dependent on “s”

SSA ~ LSx  

SSA ~ 0.3Lj,45  LS100 GHz 

p ~LS 0.65  

L

 Radiative evolution:  lobe inverseCompton emission

 Photon fields within the lobes: 

               

   (1)  synchrotron photons 

   (2)  UV radiation from the accretiondisc

   (3)  FIRMIR radiation from the torus

   (4)  star light

An evolution model for young radio sources  

 Stawarz et al. 2008

IC

 Radiative evolution: lobe broadband emission

    ⇒  Xray emission reproduced   ⇒  prediction of  ray  emission       

    • 

 Q(

): b

roke

n po

wer

law

 Stawarz et al. 2008

Xrays

An evolution model for young radio sources  

 Stawarz et al. 2008

LS = 30 pc

LS = 100 pc

LS = 1 kpc

Selection criteria

   GPS galaxies 

           CD/CSO morphology 

   Xray spectra available 

Sample  characteristics

          11 GPS galaxies  

LS ~ 10 – 400 pc  

z ~ 0.076 – 0.99 

 h,sep ~ 0.25 – 0.40  

log(L5GHz[W/Hz]) ~ 25.4 – 27.8 

p ~  0.6 – 8.3 GHz

L210keV ~ 51041 –  5 1044 erg/s            (ASCA, XMM, Chandra)

                                                                                   SOURCE

  LIST      

IERS  B0026+346IERS  B0108+388IERS  B0500+019  IERS  B0710+439

  PKS  0941080  IERS  B1031+567  IERS B1345+125

  IVS 1358+624  IERS B1404+286IERS B2128+048  IERS B2352+495

                      

Stan

ghel

lini e

t al. 

1997

Pear

son 

et a

l. 19

88

SED modeling of a sample of Xray GPS galaxies

SED modeling of a sample of Xray GPS galaxies

LO et al. 2010, ApJ, 715, 1071

       Examples of modeled SEDs

            Radio spectra:                  synchrotron emission from the lobes

   Lj = 2 1044 –  4 1045 erg/s             freefree absorption

                  L(

SED modeling of a sample of Xray GPS galaxies

LO et al. 2010, ApJ

The whole SED sample

Model parameters  results

SED modeling of a sample of Xray GPS galaxies

LO et al. 2010, ApJ

Model parameters – results

ṁ / ṁEdd=0.026−0.55 !

SED modeling of a sample of Xray GPS galaxies

Czerny et al. 2009

 Intermittency

    Threshold for accretiondisc instabilities driven by the radiation pressure

                 [Czerny+2009]

    Our estimates of the accretion rate (from LUV, MBH ): 

             

         

 ⇒   all our GPSs are intermittent sources

=ṁ / ṁEddthr=0.025

  LO  et al. 2010 , ApJ

=ṁ / ṁEddthr=0.025

ṁ / ṁEdd=0.026−0.55 !

Absorption:  NH – NHI correlation 

 

Our model:  Xray radiation produced in the lobes

     • isotropic 

               •  cospatial with the radio emission  

⇒  Prediction:    

   radio and Xray absorbers ( NHI and NH )comparable in individual sources

      However, estimates of NHI depends on the assumed “Ts /cf”     

      Therefore, we first look for an NH− NHI  correlation...

              

 NH− NHI  significant correlation appears to be there

            NH, NHI measurements available for  :         7 / 11 GPS galaxies of our sample         4 additional Xray GPS galaxies                  

                [Tengstrand+2009] 

     Prob. of  no correlation:  P 

      Increasing   Ts /cf   can remove discrepancies

In fact, in the AGN environment:    

1)  TK ~ few 103 K    ⇒  Ts  ≫100 K   (Ts~ TK)    [Maloney+1996;  List 2001]

2) cf 

Summary

Dynamical/radiative model to study the GPSphase of young radio sources 

   Expansion of the GPS lobes in the cloudy ISM                      Synchrotron + IC emission  (SSC and EC)

 

Modeling of the broadband SEDs of a sample of  Xray GPSs 

                    opticallythick radio spectra: reproduced with FFA                                                           Xray emission: reproduced as lobe's IC radiation 

  high accretion rates ⇒  source intermittency

 

Significant NHNHI correlation: Xray/radio cospatiality         Possible estimate of Ts/cf

Work in progress

Improvement of the NHNHI statistics: new NHI measurements with the WSRT  (with R. Morganti, ASTRON,  and A. Siemiginowska, CfA )

Fermi/LAT:  ray emission ?

Summary and Prospects

Thank you !