phenomenology the many appearances of the beast: the blind man and the elephant metereology...
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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 unificazioneSchema di unificazione
Fanaroff-Riley I
Fanaroff-Riley II
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 isolateIl 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:low luminositydiffuse, appr. Symmetric jets whose surfacebrigthness falls off away from center
FRII:high luminositysharp-edged lobes and bright hot spotsjets often faint
from Urry & Padovani 1995
CenA3C273z=0.158
PKS1127z=1.19 GB1508
z=4.28
Chandra views of quasar jets
Beaming hypothesis 3C279 CGRO EGRET F>100MeV
couples e e
make tophotonsray -Xwith
interact they because excape,
cannotray - 60 if but..
1000
-
3
+
≥
≥=
γ
σ
γ
γ
lcRm
Ll
e
T
€
δ =1/γ (1- β cosθ )
•Δt obs = Δt/δ
•light aberration ν obs = δ ν
Iv /ν 3 is relativistic invariant Iνobs = δ 3Iν
Fν obs = Fν δ 3+α Fbol obs = Fbolδ 4
ΔFobs
Δtobs
= δ 5 ΔF
Δt
l =Lxσ T
Rmec 3 R ~ δcΔt l = δ−5 Lobs
Δtobs
σ T
mec4
Doppler boosting
… variability
€
ΔL in Δt
E = ΔL × Δt = ε Mc 2
M =4π
3 R3nmp =
4π
3 R2mp
τ
σ T
; n =τ
Rσ T
E =εc 2 4π R2mpτ
3σ T
τ ≥1→ Δt ≈ 1+ τ( )R
c
ΔL
Δt≤
ε c 4 4π mp
3σ T
≈ 2 ×1042ε erg /s
td ≥LX
ΔL /Δt → ε ≥
LX
2 ×1042
1
td ≥ 0.01
if td =1000s and LX = 2 ×1043 NO termonuclear reactions!Strong support for SMBHparadigma
€
δ =1/γ (1- β cosθ ) γ = (1− β 2)−1/ 2
β = angle between velocity and LOS
βc
θδ
BeamingBeaming relativistico relativistico - Moto superluminaleMoto superluminale
Per θ = arccos(β) si ottiene:
Quindi se β ~1:
c
Rtt 11
'1 +=
c
Rtt 2
2'2 +=
)(1
)( 12' RR
ctt −+Δ=Δ
tcRR Δ⋅−=− )(cos12 θβ} )]cos(1[)( ' θβ−Δ=Δ tt
tcxxx Δ⋅=−=Δ )(sin12 θβ
θβθββ
cos1
sin
)(
1
)(
1'' −
=Δ
Δ
Δ
Δ=
Δ
Δ=
t
t
t
x
ct
x
cobs
γββ
ββ =−
=21
)( MAXobs
1)( >=γβ MAXobs
Unification schemes for radio-loud AGN Urry&Padovani 1995
Test of RL unification: number statistics of population agree with thebeaming hypothesis.The total number of beamed objects should be smaller than numberof parent objects. Ratio depend on critical angle dividing blazars and RG,which in turn depends on amount of beaming (Lorentz factor γ).
Effect of relativistic beaming on number statistics:
)()|()(
1)()|(
) ()cos(
)(
intintintint
/)1(/1intint
2
int
LLLPdLL
LLdL
dPLLP
d
dP
LL
obs
ppp
p
Φ=Φ
==
==
=
∫
+−
δγβδδ
δγβδθδ
δ Start with FRII LFbeam itcompare it with FSRQ LFfree parameters:γ ; Jet fractional L<γ>FSRQ10 <γ>BLLacs3-5
AGN1
SY2
QSO2
Unification schemesoptical-UV spectra
Unobscured
Obscured
Unification schemes X-ray spectra
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
(Bill Keel´s web page with data from Miller, Goodrich & Mathews 1991, Capetti et al. 1995)
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.
Adapted from Arextaga 2003
(Bil
l Kee
l´s
web
pag
e)
≈ 0.6pc
Support for unification: detection of tori?
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.
(Gallimore et al. 1997)
Adapted from Arextaga 2003
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.
Coni di IonizzazioneConi di Ionizzazione
NGC 1068Rosso: HST (continuo ottico)Verde: Chandra ( X )
HST [OIII] 5007 Å
Circinus GalaxyContinuo IR
Blu: [OIII] Verde: Hα
Un altro scenario per schemi unificati
QUASAR Atmospheres
Elvis 2000-2003
BAL v0.1 c
NAL v 1000km/s
Low zHigh z
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
044 2
0
÷−==∫∞
ncrrhL
dUπ
νν νν
Outflows: dynamical models
€
Compton temperature kTIC =1/ 4 ε ; ε = L−1 hνLν dν0
∞
∫
if Cs < vesc ⇒ a corona will form
if Cs > vesc;Tesc =GMmp
Rok< TIC ⇒ a thermal wind will arise
vesc decrease with R; TIC and vesc function of SED, not intensity
⇒ winds starts at R ≥GMmp
kTIC
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
€
equation of motion : vdv
dr=
kL
4π r2c−
GM
r2
asymptotic velocity : v∞ =2
r0
kL
4π c− GM
⎛
⎝ ⎜
⎞
⎠ ⎟
⎡
⎣ ⎢
⎤
⎦ ⎥
1/ 2
k is the absorption cross section per unit mass
which depends on the source of opacity.
Dust opacity
Thompson opacity~ 100 −1000
Dust; rmin ≈1.3L46T1500−2.8 pc
Line opacity; efficiency η =line scattering
electron scattering
Force multiplier = ratio of line acceleration
to that due to Thomson scattering ML(U)
U↑ η ↓
Outflows, dynamical modelsRadiatively 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/sT~104K σT~(kT/mp)0.5~10 km/s so other broadening mechanism at workCovering factor:In optically thick H nebula every photoionization result is a Ly photon
€
Φ(H) =Fν
hνν 1
∞
∫ dν number of ionizing photons /cm2/s , ν 1 = 912A ν 0 =1216A
power law spectrum with index α ox
Φ(H) =F(1216A)
hν
ν
ν 0
⎛
⎝ ⎜
⎞
⎠ ⎟
ν 1
∞
∫−α ox
dν =F(1216A)
hν 0
α ox ν −1−α ox
ν 1
∞
∫ dν =
=F(1216A)
hα ox
ν 0
ν 1
⎛
⎝ ⎜
⎞
⎠ ⎟
α ox
=F(1216A)
hα ox
912A
1216A
⎛
⎝ ⎜
⎞
⎠ ⎟α ox
F(Lyα ) = Φ(H)hν 0 =F(1216A)
α ox
912A
1216A
⎛
⎝ ⎜
⎞
⎠ ⎟α ox c
1216A
W (Lyα ) =F(Lyα )
F(1216A)=
1216A
α ox
912A
1216A
⎛
⎝ ⎜
⎞
⎠ ⎟α ox
A
if α ox =1.4 W = 580A. W(observed) ~ 50 - 60 ⇒ cov. frac. ~ 10%
€
Q(H) =Lν
hνν 1
∞
∫ dν
U =Q(H)
4πR2cnH
τ rec =1
neα B
~ 40n11−1 sec
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.
Reverberation MappingReverberation Mapping
Tempo
Flusso
Continuo
Riga
Δτ
Δτmean ~ r / c
Nube di gas
Nucleo del Quasar
rΔτ1 = r / cΔτ2 = 0Δτ4 = 2r / cΔτ3 = r / c
1
2
3
4
Reverberation mapping
r θTo the observer
€
τ =(1+ cosθ)r /c dτ = −(r /c)sinθdθ isodelay paraboloid
the interseption of the paraboloid and the sphere is a ring
of radius rsinθ and surface area 2πr2 sinθ
ψ (θ)dθ = 2πςr2 sinθdθ emission line response
ς = responsitivity per unit area
ψ (τ )dτ =ψ (θ)dθ /dτ = 2πςrcdτ = transfer function
Reverberation MappingReverberation MappingIl “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/RBLR
2 ) debbano essere costanti (ovvero la BLR deve avere delle condizioni fisiche ben determinate).
λLλ(5100Å) ≃ 0.1 L [erg/s]
RB
LR [
lt-d
ays]
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!
Le Masse Viriali dei BHLe Masse Viriali dei BH
€
BLR vir. Δv ≅ GM/R
Δv = Hβ FWHM
Δv3000 = 2.19m91/ 2R0.1
−1/ 2
R0.1 = L461/ 2 from rev. map.
Δv3000 = 2.19m91/ 2L46
−1/ 4
m9 = 0.21Δv30002 L46
1/ 2 ; LEdd 46 =12.5m9
L
LEDD
= 0.38Δv3000−2 L46
1/ 2
AGN “Eigenvector” Laor et al. 1997
La Narrow Line Region (NLR)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’ordinedi ~100 pc.
NGC 1068Rosso: HST (continuo ottico)Verde: Chandra ( X )
HST [OIII] 5007 Å
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.
La Narrow Line Region (NLR)La Narrow Line Region (NLR)
12 14 16 18 20
-1
0
log ν
F(ν)
Big Blue BumpBig Blue Bump
IR bumpIR bump
X-raysX-rays
Spectral Energy Distribution (SED)Spectral Energy Distribution (SED)
Radio QuietRadio Quiet
Radio LoudRadio Loud
O starO star
H+H+
He+He+
He2+He2+
Fe+9Fe+9
S+8S+8
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.
L’elevato flusso di raggi X estende molto la regione di transizione:Flusso ionizzante
d
d ~ 1
nH aν
sezione d’urtoper fotoionizzazione
aν ~ ν-3 (ν > ν0) ⇒ d(X-rays) >> d(UV)
Es. NH~103 cm-3sorgente UV (O stars): d ~ 10-4 pc
sorgente X (AGN): d ~ 1-100 pc
La Narrow Line Region (NLR)La Narrow Line Region (NLR)
Flusso ionizzante
Struttura di ionizzazione di una nube fotoionizzata da un AGN
regione altamenteionizzate
estesa regione di transizione, parzialmenteionizzata, dove emettono righe speciedi bassa ionizzazione come [NII],[SII],[OI],...
La Narrow Line Region (NLR)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.
Log [NII]/Hα
Log [OIII]/Hβ
continuo ionizzantepiù “hard”
parametro diionizzazione U
AGN
regioni HII
AGN diagnostic diagramsThe 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.
(BPT 1981) (Peterson 1997)
H II gal
Sey gal
LINERs
Some people erronuously take [O III] / Hβ > 3 as the criterium for AGN
(Kennicutt 1998) Adapted from Arextaga 2003
AGN
SBs
100% AGN 25%
AGN
0% AGN
ULIRGs
● ●●●●●●●● ●
●●
■ ■■
■ ■
■■ ■
▼
▼▼▼▼▼▼ ▼▼▼
▼▼
10% AGN
75% AGN
AGN diagnostic diagrams
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).
λ (μm)
Adapted from Arextaga 2003
Il Toro OscuranteIl 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 toroEmissione della polvere nel toroLa 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 K46 pc
Ci aspettiamo quindi che cisia una forte distribuzione radialedella temperatura della polvere,quindi del massimo di emissionetermica.
Emissione della polvere nel toroEmissione della polvere nel toro
Sono stati elaborati modellimolto complessi sull’emissioneinfrarossa del toro oscurante.
Non è semplice riprodurrela SED IR che è moltopiù larga di un singoloblack body e che quindirichiede polvere adiverse temperature.
Emissione della polvere nel toroEmissione 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 pc45
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.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.
12 14 16 18 20
-1
0
log ν
F(ν)
Big Blue BumpBig Blue Bump
IR bumpIR bump
X-raysX-rays
Radio QuietRadio Quiet
Radio LoudRadio Loud
O starO star
“dip”“dip”
Extinction
€
Fλ = cos t × f λ × e−Aλ
Extinction
€
Iν =dE
dνdAdtdΩ= Specific Intensity; α ν = nσ ν = Absorption coefficient
perdita di intensita' in un beam che viaggia ds :
ndAdS = numero particelle in un elemento dV
σ ν ndAdS = σ ν ndAcdt = α ν dAcdt ≡ area assorbente totale
energia persa per assorbimento :
dE ≡ −dIdAdtdνdΩ = Iν dνdtdΩ ×σ ν ndAdS
dIν
dS= −α ν Iν
Iν
Iνo
= e− αν S 'dS '
So
S
∫= e−τν =10−0.434τν
τ = α ν S 'dS ' = nσ νSo
S
∫ S
Aλ ≡ mλo − mλ = 2.5log
Iλ
Iλo
Absorption€
Fν = cos t × fν × e−σ ν N H
N H (z) ≈ N H (0)(1+ z)2.5
0.3 1 3
z=0 10
100X1022cm-2
Z=9 5.3 3 1 .5 0 NH=1024cm-2
€
N H
AV
=1.8 ×1021cm−2
τ obsO ≈ τ z
O (1+ z)
τ obsX ≈ τ z
X (1+ z)1
2.5 ⇒τ obs
O
τ ob 2X
≈ (1+ z)3.5
Optical-UV extinction vs. X-ray absorption
AGN SED
Le Componenti NucleariLe Componenti Nucleari
Disco di Accrescimento
(sorgente UV-X)D < 0.01 pc
L = 1042 - 1047 erg/s
12 14 16 18 20
-1
0
log ν
F(ν)
Big Blue BumpBig Blue Bump
IR bumpIR bump
X-raysX-rays
Spectral Energy Distribution (SED)Spectral Energy Distribution (SED)
Radio QuietRadio Quiet
Radio LoudRadio Loud
O starO star
H+H+
He+He+
He2+He2+
Fe+9Fe+9
S+8S+8
Composite optical-UV
AGN IR-optical SED
X-ray spectrum
Le Componenti NucleariLe Componenti Nucleari
Getto Relativistico
D ~ 0.1 pc - 1 Mpc
plasma a velocità relativistiche (moti superluminali quando la linea di vista è prossima all’asse del getto)
12 14 16 18 20
-1
0
log ν
F(ν)
Big Blue BumpBig Blue Bump
IR bumpIR bump
X-raysX-rays
Spectral Energy Distribution (SED)Spectral Energy Distribution (SED)
Radio QuietRadio Quiet
Radio LoudRadio Loud
O starO star
H+H+
He+He+
He2+He2+
Fe+9Fe+9
S+8S+8
Le Componenti NucleariLe 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
12 14 16 18 20
-1
0
log ν
F(ν)
Big Blue BumpBig Blue Bump
IR bumpIR bump
X-raysX-rays
Spectral Energy Distribution (SED)Spectral Energy Distribution (SED)
Radio QuietRadio Quiet
Radio LoudRadio Loud
O starO star
H+H+
He+He+
He2+He2+
Fe+9Fe+9
S+8S+8
Le Componenti NucleariLe Componenti Nucleari
Toro Oscurante
D ~ 1 -10 pc
densità di colonna NH ~ 1025 cm-2
covering factor ~ 70 %.
La polvere viene riscaldata dalla radiazione UV/X del disco e riemette nell’IR.
Le Componenti NucleariLe 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 isblocked or strongly reduced by the obscuring screen
NGC1068NGC6240
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 diagramX-ray - optical ; radio-optical
indices
EMSS, Stocke, Maccacaro, Gioia et al.
Le Radio GalassieLe Radio Galassie
Lobi brillanti
Nucleo debole
‘Hot spots’
Immagine Radio di Cigno A
Getto
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 RadioLa Formazione dei Getti Radio
Buco Nero
Disco di Accrescimento
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).
Radio Galassie e QuasarRadio Galassie e Quasar
Cygnus A (radio sorgente)
Direzione di
Osservazione
Radio Galassia: sorgente radio con due lobi; righe di emissione strette.
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.
FR I
Quasar Radio-loud e BlazarsQuasar Radio-loud e Blazars
Direzione di
Osservazione
Getto forte
Contro-getto debole
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.
FR II
AGN taxonomy: Seyfert galaxiesSeyfert 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!
(Goodrich 1995)
Quasar = Quasi Stellar Radio-source , QSO = Quasi-Stellar ObjectScaled-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.
AGN taxonomy: Quasars and QSOs
Lyσ
Si IV
C IVC III]
Mg IIC III Hγ
Hβ
[O III]
Hδ[O II]
(Å)
AGN taxonomy: Quasars and QSOsThere is a big gap in radio power between RL and RQ varieties of QSOs (Kellerman et al. 1989, Miller et al. 1990)
(Miller et al. 1990)
P5GHz≈1024.7 W Hz−1 .
AGN taxonomy: BAL QSOsBAL QSOs = Broad Absorption Line QSOsOtherwise 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 galaxiesStrong 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
(Aretxaga et al. 2001) ©Chandra
2.7=
188
kpc
AGN taxonomy: LINERsLINER = Low-Ionization Narrow-Line Region
They are characterized by [O II] 3727Å / [O III] 5007Å ≥ 1 (Heckman 1980)
[O I] 6300Å / [O III] 5007Å >1/3Most 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:
(Ho et al. 1993) ©POSS
AGN taxonomy: BL LacsBL 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.
(Vermeulen et al. 1994)