1 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Material (Circun)-nuclear en AGN: Las huellas en el espectro X Elena Jiménez Bailón IA-UNAM 26 enero, Madrid LAEFF-INTA XMM-Newton SOC (ESA) Unversita degli studi Roma Tre LAEFF-INTA

2 13 Abril, IA-UNAM, Mexico26 enero, Madrid Starburst-AGN NGC7742 HST Existe una relación entre una actividad de tipo AGN con la presencia de formación estelar joven, intensa y circunnuclear en la galaxia anfitriona.

3 13 Abril, IA-UNAM, Mexico26 enero, Madrid AGN en rayos X M106 DSS M106 H  M106 Chandra

4 13 Abril, IA-UNAM, Mexico26 enero, Madrid Herramientas de Observación XMM-Newton Banda de Energía 0.07- 10 keV Instrumentos European Photon Imaging Camera EPIC Reflection Grating Spectrometer RGS Optical Monitor OM FOV EPIC Ø~30´

5 13 Abril, IA-UNAM, Mexico26 enero, Madrid Herramientas de Observación Chandra Banda de Energía 0.07- 10 keV Instrumentos Advanced CCD Imaging Spectrometer ACIS High Resolution Camera HRC High Energy Transmission Grating HETG Low Energy Transmission Grating LETG FOV HRC: 30´x30´; 6´x100´ ACIS: 16´x17´;8´x51´

6 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Herramientas de Observación Suzaku Banda de Energía 0.2- 600 keV Instrumentos X-ray Spectrometer (XRS) 0.2-12 keV X-ray Imaging Spectrometer (XIS) 3 FI, 1 BI ( 0.2-12 keV) Hard X-ray Detector (HXD) 10-600 keV GSO (> 30 keV) & PIN (< 60 keV) FOV XIS: 18’x18’ HXD: 34’x34’ ( 100 keV) 26 enero, Madrid

7 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Herramientas de Observación ChandraXMM-Newton Suzaku Res. Angular0”56”1’.8 Res. Espectral(eV)[email protected]@0.4 keV50 @1 keV 30@6kev130@6keV120@6keV 3000(10-30 keV) Área efectiva800 cm2 @1 keV 4650 cm2 @ keV 400 cm 2 @1.5 keV 250 cm 2 @6 keV 160 cm 2 @15 keV 300 cm 2 @120 keV + Swift, INTEGRAL, RXTE, archivos … 26 enero, Madrid

8 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Emisión X en AGN: Contribución de las Regiones de Formación Estelar NGC 4303  = 1.6  0.3 kT = 0.65 +0.24 -0.17 keV L 2-10keV = 8 +3 -2  10 38 erg/s L 0.23-2keV = 7 +2 -5  10 38 erg/s La emisión continua óptico- ultravioleta nuclear puede explicarse con formación estelar, además se necesita una fuente adicional para explicar la emisión en rayos X duros Jiménez-Bailón et al. 2003 Población de 4 Maños y 10 5 M  100 % de los rayos X blandos

9 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Emisión X en AGN: Contribución de las Regiones de Formación Estelar NGC 1808 L 2-10keV = 1.55±0.07  10 40 erg/s L 0.23-2keV = 1.6±0.3  10 40 erg/s Jiménez-Bailón et al. 2005 26 enero, Madrid  = 0.86  0.07 kT = 0.58 +0.02 -0.07 keV T = 6.6 +0.2 -0.6 ×10 6 K [Ne]=1.5 +0.9 -0.6 [Mg]=2.0 +0.9 -0.6 [Si]=1.6 +0.9 -0.6 [Fe]=0.6 +0.2 -0.1 Los estudios de la emisión nuclear en rayos X sugieren la coexistencia de un núcleo galáctico activo (o una ULX) con regiones de formación estelar El tipo de análisis realizado constituye una potente herramienta para estudiar la relación entre las regiones de formación estelar circunnucleares y el núcleo activo y supone un primer paso para obtener resultados generales basados en muestras más amplias. Modelos de Síntesis Evolutiva en Rayos X Mejores herramientas de observación en Rayos X (IXO)

10 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Emisión X en AGN: Contribución de las Regiones de Formación Estelar NGC 4303 La emisión continua óptico-ultravioleta nuclear puede explicarse con formación estelar, además se necesita una fuente adicional para explicar la emisión en rayos X duros Jiménez-Bailón et al. 2003 NGC 1808 Jiménez-Bailón et al. 2005 Varios más … Bianchi et al. 2006, Levenson et al. 2005, Weaver et al. 2004… Propuesta XMM-Newton : NGC 3660 ESO 138-G01 NGC 1487 NGC 7410 ESO 104-G11 ESO 428-G14 NGC 7590 MCG +01-27-020 26 enero, Madrid

11 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Emisión X en AGN: Pares de Galaxias Activas Galaxias interactuantes clasificadas como no AGN son de hecho activas si se estudian en rayos X. Komossa et al. 2003; Ballo et al. 2004; Guainazzi, Jiménez-Bailón et al. 2005 Interacción de galaxias son efectivas en llenar de gas las regiones circumnuclares. Mortlock et al. 1999 activación de BH dentro de la distancia de interacción: 50-100 pc Jiménez-Bailón et al. 2007 Pares de galaxias HII con XMM-Newton Resultados L 0.3-10 keV = (0.3-90)x10 41 erg/s. 1 AGN en AM1211-465NE 3 posibles AGN: AM1211-465SW  ¡ 4ºAGN doble! 10 pares de galaxias HII observadas con Chandra PI: N. Loisseau, ESAC 26 enero, Madrid

12 13 Abril, IA-UNAM, Mexico26 enero, Madrid Espectro X de un AGN Risaliti & Elvis, 2004 XMM-Newton Chandra Suzaku

13 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Espectro X de un AGN Risaliti & Elvis, 2004 26 enero, Madrid

14 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Modelo de emisión de los AGN Urry & Padovani, 95 26 enero, Madrid

15 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Espectro de emisión de un AGN: > 2 keV Continuo: emisión tipo ley de potencias 2-10 keV  = 1.89±0.11 RQQ  = 1.63 +0.02 -0.01 RLQ  Contribución extra del continuo relacionada con la emisión self- synchrotron Compton del jet Piconcelli, Jiménez-Bailón et al. 2005 > 10 keV Exceso debido a la reflexión por efecto Compton de material ópticamente grueso y poco ionizado Cut-off entre 80-300 keV Perola et al. 2002 26 enero, Madrid

16 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Espectro de emisión de un AGN: > 2 keV Continuo: emisión tipo ley de potencias 2-10 keV  = 1.89±0.11 RQQ  = 1.63 +0.02 -0.01 RLQ  Contribución extra del continuo relacionada con la emisión self- synchrotron Compton del jet Piconcelli, Jiménez-Bailón et al. 2005 > 10 keV Exceso debido a la reflexión por efecto Compton de material ópticamente grueso y poco ionizado Cut-off entre 80-300 keV Perola et al. 2002 Análisis de una muestra de 140 AGN detectados con INTEGRAL Campaña de observación coordinada con XMM-Newton PI: Loredana Bassani, IASF, Italia 26 enero, Madrid

17 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Espectro de emisión de un AGN: > 2 keV Lineas de Emisión Fe-Ka: Componente estrecha Detectada en el 50% de los objetos estudiados Energía de las líneas compatible con material frío Fe I-XVII EW=80 +30 -20 eV  Origen en BLR o el toro. Jiménez-Bailón, Piconcelli et al. 2005 Yaqoob & Padmanabhan, 2004 Efecto Iwasawa-Taniguchi (Iwasawa & Taniguchi, 1993) Anticorrelation between L X and EW(Fe K  ) EW  L  with  =-0.17±0.03 Bianchi et al. 2007 Contaminación de RLQ Origen: Cambio en el covering factor del toro; ionización del toro; variabilidad…. Jiang et al. 2006 ; Jiménez-Bailón, Piconceli et al. 2005; Page et al. 2004 26 enero, Madrid

18 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Espectro de emisión de un AGN: > 2 keV Lineas de Emisión Fe-Ka: Componente ancha La combinación de los efectos de relatividad especial y general ensachan y enrojecen el perfil de la línea. La forma depende de la forma y la inclinación del disco. Modelos: Kyrline (Dovciak et al. 2004) Laor Diskline Doble pico Aumenta pico azul Pico rojo a bajas energías Convolución con detector 26 enero, Madrid

19 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Espectro de emisión de un AGN: > 2 keV Lineas de Emisión: Fe ancha MCG-6-30-15 Dream Team (Nandra et al. 2006) 3/4 de 30 Seyfert 1 muestran Fe Ka complejo 1/3 de 30 Seyfert 1 modelo de AD es mejor 4U 1344-60 (Jiménez-Bailón et al. 2006; Piconcelli et al. 2005) ESO323-G77 Jiménez-Bailón et al. 2008 Controversia: Faltan líneas de Fe anchas? Problema de estadística, disco de acrecimiento con alta inclinación, variabilidad del perfil… Campaña de Observación con XMM-Newton PI: M. Guainazzi, ESAC MCG-6-30-15 4U 1344-60 ESO 323-G77 WA de alta ionización pueden llegar a imitar la cola roja característica de los discos de acrecimiento y el ala azul compuesto por la suma de varias líneas (Reeves et al. 2004) 26 enero, Madrid

20 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Espectro de emisión de un AGN: > 2 keV Otras característica espectrales Líneas de emisión con corrimiento al rojo asociadas a la línea Fe-Ka. Probablemente variables. Ej. Longinotti et al. 2006, Cappi 2007; 4U 1344-60 (Jiménez-Bailón et al. 2006; Piconcelli et al. 2005) Dovčiak et al. 04: La corona dónde se general los rayos X esta concentrada en una serie de regiones activas, flares, que iluminan el disco cercano al BH  Las líneas de emisión de Fe puede originarse en hot spots en la superficie del AD  El centroide de la línea se corre al rojo debido a efectos relativistas 26 enero, Madrid

21 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Espectro de emisión de un AGN: > 2 keV Otras característica espectrales Absorción a altas energías: PG1211+143: 2 líneas @ 4.56 y 5.33 keV (rest-frame) Asociadas a Fe Ka, H-like (6.97 keV) material bajo el efecto de una fuerte gravedad o con velocidades 0.4c y 0.26c. Chandra, Reeves et al. 2005 NGC 1365: 4 líneas de absorción 6.7-8.3 keV. Blushifted 1000-5000 km/s N H ~5x10 23 cm -2,  ionización, cercano BH Risaliti et al. 2005 KUV 1821+643 Jiménez- Bailón et al. 2006,09; Yaqoob & Serlemitsos, 2005 KUV 1821+643 26 enero, Madrid

22 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Espectro de emisión de un AGN: > 2 keV Otras característica espectrales Absorción a altas energías: PG1211+143: 2 líneas @ 4.56 y 5.33 keV (rest-frame) Asociadas a Fe Ka, H-like (6.97 keV) material bajo el efecto de una fuerte gravedad o con velocidades 0.4c y 0.26c. Chandra, Reeves et al. 2005 NGC 1365: 4 líneas de absorción 6.7-8.3 keV. Blushifted 1000-5000 km/s N H ~5x10 23 cm -2,  ionización, cercano BH Risaliti et al. 2005 KUV 1821+643 Jiménez- Bailón et al. 2006,09; Yaqoob & Serlemitsos, 2005 ESO 323-G77 Jiménez-Bailón et al. 2009 Mrk 509 (Dadina et al. 2005), Q0056-363 (Matt et al. 2005) PG1402+261: Edge en absorción @ 9 keV, N H >10 23 cm -2,  outflow,  ionización Reeves et al. 2004 ESO 323-G77 6.7 keV 7.8 keV 7.1 keV 26 enero, Madrid

23 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Espectro X de un AGN Risaliti & Elvis, 2004 26 enero, Madrid

24 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Espectro de emisión de un AGN: < 2 keV El Soft Excess ? PG1211+143 PG1307+085 PG1440+356 Piconcelli, Jiménez-Bailón et al. 2005 26 enero, Madrid

25 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Espectro de emisión de un AGN: < 2 keV El Soft Excess Componente aparentemente de continuo Origen incierto:  Emisión de tipo cuerpo negro kT~ 136±8 eV, incompatible con un modelo de acrecimiento estándar M BH ~10 7-8 M   kT MAX ~20-40 eV Piconcelli, Jiménez-Bailón et al. 2005  Comptonización de la emisión del disco (  ~20 kT e ~0.2 keV). Problema: temperatura del soft excess es constante. Gierlinski & Done, 2004  Emisión NO continua: Relativistic Smearing de líneas de emisión vía reflexión del AD Crummy et al 2006; Fabian et al. 2005, Miniutti & Fabian 2004 o de absorción vía material sobre el AD Gierliski & Done 2004, Sobolewska & Done 2006  En algunos casos el soft excess tiene un origen estelar: Seyfert 2. NGC 4303 Jiménez-Bailón et al. 2003 y NGC 1808 Jiménez- Bailón et al. 2005 26 enero, Madrid

26 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Espectro X de un AGN Risaliti & Elvis, 2004 26 enero, Madrid

27 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Espectro de emisión de un AGN: < 2 keV Absorción Tibia ~ 50% AGN presentan características de WA (ej. Piconcelli, Jiménez-Bailón et a. 2005, Blustin et al. 2007…) Espectros de alta resolución: líneas de absorción con v~100s km/s, UTA, … Amplio rango de ionización Variabilidad temporal NGC 3783 Kaspi et al. 2002 Krongold et al. 2003 26 enero, Madrid

28 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Espectro de emisión de un AGN: < 2 keV Absorción Tibia ~ 50% AGN presentan características de WA (ej. Piconcelli, Jiménez-Bailón et a. 2005, Blustin et al. 2007…) Espectros de alta resolución: líneas de absorción con v~100s km/s, UTA, … Amplio rango de ionización Variabilidad temporal WA multifase:  Fase continua (ej. Krolik et al. 2001, Kaastra et al. 2000)  Fases discretas (ej. Krongold et al. 2003)  Combinación 26 enero, Madrid

29 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Espectro de emisión de un AGN: < 2 keV Absorción Tibia ~ 50% AGN presentan características de WA (ej. Piconcelli, Jiménez-Bailón et a. 2005, Blustin et al. 2007…) Espectros de alta resolución: líneas de absorción con v~100s km/s, UTA, … Amplio rango de ionización Variabilidad temporal WA multifase:  Fase continua (ej. Krolik et al. 2001, Kaastra et al. 2000)  Fases discretas (ej. Krongold et al. 2003)  Combinación Distribución espacial de los WA  Toro Krolik & Kriss, 2005, Blustin et al. 2007  NLR/BLR Behar et at. 2003, Kaastra et al. 2000  Disco de acrecimiento Elvis et al. 2000, Proga et al. 2005, Krongold et al. 2003 Krongold et al. 2007 NGC 4051 26 enero, Madrid

30 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Espectro de emisión de un AGN: < 2 keV Absorción Tibia ~ 50% AGN presentan características de WA (ej. Piconcelli, Jiménez-Bailón et a. 2005, Blustin et al. 2007…) Espectros de alta resolución: líneas de absorción con v~100s km/s, UTA, … Amplio rango de ionización Variabilidad temporal WA multifase:  Fase continua (ej. Krolik et al. 2001, Kaastra et al. 2000)  Fases discretas (ej. Krongold et al. 2003)  Combinación Distribución espacial de los WA  Toro Krolik & Kriss, 2005, Blustin et al. 2007  NLR/BLR Behar et at. 2003, Kaastra et al. 2000  Disco de acrecimiento Elvis et al. 2000, Proga et al. 2005, Krongold et al. 2003 26 enero, Madrid

31 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Polarización en Seyfert 2: dispersión por electrones libres en una estructura bipolar alineadas con el eje polar ( ej. NGC1068, Miller et al. 1991) Polarización en Seyfert 1: NO es consistente con dispersión polar Smith et al (2002) proponen la presencia de la llamada región de dispersión ecuatorial para explicar las propiedades de las galaxias Seyfert 1. Seyfert 1 con dispersión Polar Smith et al. 2004 Región de dispersión Polar Radio interno: 3x10 16 m Radio externo 1x10 19 m Densidad en el radio interno: 1x10 -11 m -3 Región de dispersión Ecuatorial Radio interno: 1x10 15 m Radio externo: 1x10 16 m Densidad en el radio interno: 2x10 12 m -3 26 enero, Madrid

32 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Seyfert 1 con dispersión Polar Smith et al. 2004  Región de dispersión Ecuatorial es intrínsicamente débil  Efecto de orientación:  La dispersión Polar puede estar favorecida sobre la Ecuatorial para ciertos ángulos  Línea de visión cruza la atmósfera del toro 26 enero, Madrid

33 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Seyfert 1 con dispersión Polar De la muestra de Smith et al 2004 observamos con XMM-Newton Fairall 5120ks ESO 323-G07725 ks Mrk 70415 ks IRAS 15091-210715ks NGC 4593 Reynolds et al 2004, Steenbrugge et al 2003; Beckmann et al 2006 Mrk 231 Gallagher et al 2002 & 2005; Braito et al 2004 NGC 3227 Gondoin et al 2003; Lamer et al. 2003; Cappi et al. 2006 Mrk 766 Miller et al. 2007, 2006a,b; Turner et al. 2004, 2006; Mason et al 2003, Pounds et al. 2003, Canizares et al 2001, Matt et al. 2000….. + Was 45, Mrk 376, Mrk 1239, Mrk 1218 aún no observadas 26 enero, Madrid

34 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Seyfert 1 con dispersión Polar Fairall 51 La banda de baja energía: datos RGS 26 enero, Madrid

35 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Ne XI Mg XI Si XIV Seyfert 1 con dispersión Polar ESO323-G77 La banda de alta energía: datos PN Emisión continua de tipo Power law modificada por absorción fría Γ=1.89 ± 0.05 N H =(6.0 ± 0.3)x10 22 cm -2 No hay evidencias de WA Línea Ancha de Fe + 2 líneas absorción líneas asociadas Fe XXV + Fe XXVI Material v~2000-3000 km/s 26 enero, Madrid

36 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Seyfert 1 con dispersión Polar Fairall 51 Emisión continua de tipo Power law modificada por 3 WA Γ=2.01 ± 0.12 LIPMIPHIP Logu=-0.80.121.41 LogNH= 21.00021.9822.68 Vel=~300~600~300 PHASE Krongold et al. 2003 La banda de baja energía: datos RGS 26 enero, Madrid

37 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Seyfert 1 con dispersión Polar WAAbs. Fría.Flujo Fairall 51 6x10 22 cm -2 2.5x10 -11 cgs ESO 323-G077 1.5x10 22 cm -2 9.5x10 -11 cgs Mrk 704 3x10 22 cm -2 1x10 -11 cgs IRAS 15091-2107 7x10 20 cm -2 8.6x10 -12 cgs NGC 4593 - 4.4x10 -11 cgs Mrk 231 2x10 24 cm -2 7x10 -13 cgs NGC 3227 6.5x10 22 cm -2 7.6x10 -12 cgs Mrk 766 -(1-2)x10 11 cgs Absorción Fría Medidas de N H > 10 22 cm -2 en 5/8 objectos Piconcelli et al. 2005 Absorción ionizada Detección de 1 o más WA en (7-8)/8 objectos Piconcelli et al. 2005, Blustin et al. 2007, Behar et al. 2003… Las propiedades X de las Seyfert 1 con dispersión Polar favorecen el modelo de Smith et al. 26 enero, Madrid

38 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Espectro X de un AGN Risaliti & Elvis, 2004 26 enero, Madrid

39 13 Abril, IA-UNAM, Mexico Material (circun)-nuclear en AGN: Resumen 26 enero, Madrid