ACTIVIDAD EN GALAXIAS

Introducción: A QUE LLAMAMOS ACTIVIDAD EN GALAXIAS???: Todo aquello que altera a una galaxia considerada normal secuencia de Hubble: Morfología Regular, emite primariamente por estrellas. COMO SE MANIFIESTA? - Peculiaridades Morfológicas > Estructuras Compactas de alto Brillo Superficial > Núcleo estelar o semiestelar > Estructuras externas Irregulares- fuerzas de marea > Núcleos Dobles o Triples BCGs, NSB, LIRGs, ULIRGs…

Introducción: - Característica Espectrales Inusuales > Líneas de Emisión Intensas > Lineas de Emisión anchas (FWHM > 500 km/s) > Colores muy azules > Radiocontinúo intenso- sincrotrón. > Emisión en el FIR intensa > Emisión intensa en rayos X ACTIVIDAD EN GALAXIAS SE MANIFIESTA A LO LARGO DE TODO EL ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO

Galaxias a largo del espectro electromagnético Ley de Wien max = 0.29/T [cm] T [oK] max CMB 2.7 1.1 mm mm 10 290 m FIR polvo 100 29 m MIR 1000 2.9 m NIR 3000 9660 A NIR estrellas 5000 5800 A opt 10000 2900 A NUV 50000 580 A FUV gas caliente 100000 290 A FUV 1000000 29 A X-ray

Galaxias a largo del espectro electromagnético Distribución espectral de energia Radiación de cuerpo negro: estrellas, gas galiente, emisión de polvo. IR-óptico-Xray… Emisión no térmica: radiación sincrotrón, radiación bremsstrahlung. radio- Xray

X-rays: hot (106 K) gas (cooling flows, SNe ejecta); X-ray binaries; AGN Obs: Einstein, ROSAT, Chandra UV: hottest stars (O & B stars); nebular emission Obs: IUE, HUT, HST Optical: stellar photospheres (any temp); atomic emission & absorption Obs: Ground-based telescopes, HST NIR: same as optical, but at lower characteristic temperatures; out to 3-5 m Lecture 8 Multi-

MIR: hot dust, very cold stars (e.g., brown dwarfs) Obs: Spitzer, SOFIA FIR: warm-to-cool dust, some nebular emission Obs: IRAS, ISO, Spitzer millimeter: molecular lines; CMB Obs: Ground-based telescopes (IRAM, CARMA, ALMA), COBE, WMAP radio: synchrotron emission (pulsars, AGN); some line emission (21-cm), free-free. Radio galaxies and AGN Obs: Ground-based telescopes (NRAO, VLA, Arecibo, Parkes, WRST) Lecture 8 Multi-

Lecture 8 Multi-

Tipos de Actividad en Galaxias: ACTIVIDAD DE ORIGEN ESTELAR STARBURST ACTIVIDAD DE ORIGEN NO ESTELAR AGN (Actividad Núclear Galáctica)

Tipos de Actividad en Galaxias: REGIONES HII: Gas ionizado por estrellas jovenes y masivas. Como se observan las regiones HII?? óptico-> Espectro del gas ionizado dominado por continúo nebular y líneas de emisión. UV - Contribución de estrellas ionizantes X-ray  evolución de la región HII (SN, estrellas binarias, estrellas de neutrones) IR  Emisión de polvo caliente por fotones UV procedentes del cúmulo estelar Radio emisión free-free + radioSN

Regiones HII

Actividad Starburst en Galaxias: Regiones de HII

Búsqueda de Galaxias con Actividad Hasta épocas muy recientes la gran mayoria de las galaxias activas se han encontrado por surveys en el óptico: Exceso UV (survey de Markarian) Surveys de búsqueda de líneas en emisión (placas Schmidt). Ejemplos son el SBS, UM, Tol, KISS o HS Telescopio Schmidt de Calar Alto (0.8 m)

Imagen Directa de una región del cielo del survey KISS. FOV : 17´x17´ Lecture 9 Galaxian Activity

Prisma-objetivo de la misma región del cielo. Imagen de Prisma-objetivo de la misma región del cielo. Lecture 9 Galaxian Activity

Espectros de galaxias con líneas de emisión de estas placas. Lecture 9 Galaxian Activity

Galaxias Starbursts ●Actividad de Formación estelar muy alta comparada con la obtenida en galaxias normales Se mide con el parámetro SFR : la velocidad a la cual una galaxia convierte el gas en estrellas. Galaxias normales SFR~ 0.1Mסּ/yr ULIRGs SFR ~ 100 Mסּ/yr. Características: > Formación estelar reciente (107 años) > SFR mayor que la de galaxias normales > Luz está dominada por estrellas de tipo O y B y líneas de emisión nebulares. > Colores muy azules > Presencia de knots de alto brillo superficial. Observacionalmente: Hα, [OII], FIR Lecture 9 Galaxian Activity

GALAXIAS HII ● Sargent & Searle (1977) identificaron un nuevo tipo de galaxias que no se ajustan a la secuencia de Hubble: IIZw 40 & IZw 18. ● Muy baja metalicidad (~1/40 Zסּ) Son galaxias jovenes???? ● Galaxias perezosas (Searle et al (1977)) ● Búsqueda de población vieja (Papaderos et al, Thuan et al, Ostlin et al). Resultados no son concluyentes. ● SCHG (Terlevich, Melnick, Masegosa, Moles 1989): 480 Starburst 50% son compactas. Resto fauna de propiedades. Rango grande de excitaciones (.3-.9) Decremento Balmer menor que NSB PROTOTIPOS  IZw 18,SBS0335-418

Z= 1/50 Zסּ HAY POBLACIÓN ESTELAR SUBYACENTE??? Z= 1/30 Zסּ

GALAXIAS COMPACTAS AZULES Proceso Starburst no es de origen nuclear. Compactas, Irregulares, peculiares, galaxias en interacción

Weedman en 1980 define lo que se puede considerar un SBN NUCLEAR STARBURST Weedman en 1980 define lo que se puede considerar un SBN SFR ~ 1 Mסּ/yr Lecture 9 Galaxian Activity

V. Balzano (1983) Estudio exhaustivo de SBN características: > Núcleo Brillante, cuasiestelar y muy azul. > Espectro de Emisión con líneas estrechas, anchuras en las líneas similares a las encontradas en Regiones de HII Gigantes (~300 km/s). > Ionización producida por estrellas ([OIII]/Hβ < 3) > Continúo de origen estelar > Decremento Balmer alto (~ 6-9). >Luminosidades Hα como en RHGE (1040-1042 erg/s

Actividad Starburst en Galaxias: GALAXIAS EN INTERACCIÓN

GALAXIAS EN INTERACCIÓN La interacción gravitacional en galaxias se ha sugerido como mecanismo importante inductor de Starbursts en los núcleos de galaxias

ACTIVIDAD STARBURST: FORMACIÓN ESTELAR CIRCUMNUCLEAR M82 CIRCINUS

Galaxias ULTRALUMINOSAS IR SFR se mide con IR. LIR > 1012 Lסּ SFR ~ 10-100 Mסּ/yr La mayor parte de la energia se emite en el lejano IR. Galaxias con inmersas en grandes nubes de polvo. 6% de galaxias. AGNs oscurecidos???

ACTIVIDAD STARBURST: Procesos de Fusión

Emisión molecular se concentra en 1 Kpc central Núcleo Doble superburbuja Emisión molecular se concentra en 1 Kpc central Dos discos en colisión (??)

Cúal es la fuente de energía?? -Estrellas -Ondas de Choque - Núcleo Activo Obscurecido

ACTIVIDAD Nuclear No - térmica - Debida a los procesos de acreción que resultan de la caida de material sobre el agujero negro supermasivo que existe en los núcleos de las galaxias. - Radiación ionizante de los discos de acreción calienta el gas y producirá líneas de emisión. Tipos: Sy, LINERs, QSOs, Radio Galxs.

ACTIVIDAD Nuclear No - térmica Propiedades asociadas a fenómenos de actividad no-térmica: Emisión en radio frecuencias, presencia de líneas espectrales anchas , variabilidad, continúo no –térmico, polarización. LINERs, SEYFERTS 1, 2; BLRG, NLRG, QSO, BL-LAC

ACTIVIDAD Nuclear No - térmica Interpretación: Monstruo central (BH) de tamaño físico 0.01pc y masa M ~ 108 Mסּ responsable del continúo no térmico y de la alta luminosidad observada. 2. Región compacta de alta densidad (Ne ~ 108 cm -3) y tamaño de 1 pc responsible de la líneas permitidas anchas (BLR) 3. Región más extendida de densidad más baja y tamaño de hasta 1kpc responsible de la emisión de líneas prohibidad estrechas (NLR)

ACTIVIDAD Nuclear No - térmica BLR NLR Monstruo LINERs1 ע ע ? LINERS2 -- ע ? Seyfert 1 ע ע ע Seyfert 2 -- ע ? BLRGs ע ע ע NLRGs -- ע ? QSOs ע ע ע BL Lacs -- -- ע

ACTIVIDAD Nuclear No - térmica Polarización Radio Variabilidad LINERS1 Débil Débil ע LINERS2 No general Intensa -- Seyfert 1 Débil Débil ע Seyfert 2 No general Intensa -- BLRGs Débil Intensa ע NLRGs No general Intensa -- QSOs quite Débil --- ע QSOs loud Débil Intensa ע QSO OVVs Intensa Intensa Violenta BL Lacs Intensa Intensa Violenta

Un poco de Historia: 1943 K. Seyfert obtuvo espectros de NGG 1068, 1275, 3516, 4051, 4151 y 7496. Espectros peculiares: alta excitación y líneas anchas. 1954 Baade y Minkowsky tomaron espectros de Cygnus A. Sus características espectroscópicas análogas a las Sy. 1955 Minkowsky redescubrió NGC 1068 y 1275 como radiofuentes. 1959 Burbidge, Burbidge y Prendergast obtienen curva de rotación de NGC 1068 y sugieren que debe tener estrellas azules superluminosas. Woltjer espectros de NGC 4151, 1068 y 4051. Ensanchamiento debido a rotación alrededor de masa central ANALOGÍA CON QSOs

Un poco de Historia: 1960 Mattews y Snadage obtuvieron colores de 3C48 U-B = -0.58 B-V = 0.42 Una estrella muy extraña ??? 1961 Sandage hizo análisis espectroscópico de 3C48. NO IDENTIFICÓ NI UNA SOLA LÍNEA 1962 Hazard identificó la radiofrecuencia 3C 273. Schmidt encontró analogía espectroscópica con 3C 273: Líneas anchas y estrechas no identificables con elementos químicos conocidos. Greenstein y Schmidt sugirieron la posibilidad de que fuesen objetos extragalácticos. PERO NO HABIA GALAXIA Hazard los comenzó a llamar objetos Cuasi-Estelares al reconocer su naturaleza extragaláctica y los comparó con Seyferts.

Importancia de los AGNs: ● Constituyen el fenómeno más energético del Universo L ~ 1046 – 1048 erg/s ● Permiten tener acceso a la evolución temprana del Universo ya que son observables hasta distancias muy grandes (z~6)

BLAGNs vs NLAGNs: ● Khachikian y Weedman (1971) clasificaron los AGNs como BL o NL atendiendo a las anchuras de las líneas de emisión. Seyfert 1 HI, HeI, HeII, FeII con FWHM ~ 103-4 km/s [OIII],[NeIII],[NII],[SII] con FWHM ~ 200-900 km/s Seyfert 2 Todas las líneas presentan la misma anchura. BLR y NLR provienen de zonas diferentes en las galaxias

BLAGNs vs NLAGNs: Seyferts 1 Seyferts 2

Otras propiedades que han justificado la docotomía Sy1/Sy2: ●Continúo no térmico. Visible sólo en Seyfert 1 pero no en Seyfert 2. La naturaleza del continúo no-térmico en Seyfert 2 es indirecta. ● Seyfert2 son más radioemisoras que Seyfert 1 Si incluimos las BLRGs esta afirmación no está justificada BLRGs = Seyfert 1 loud ● Seyfert1 son más X-ray emisoras que Seyfert 2 Sin embargo no es cierto si incluimos a las NLS1 ● Variabilidad. Esta es la única propiedad más definitoria. Pero se han encontrado variaciones en el espectro de rayos X para la galaxia Seyfert 2 , NGC 1365.

Radio: Sy2 Sy2 Sy2 Sy2 Sy1 Sy2 Sy1 RG LINER LINER SB

X-ray: Sy2 Sy2 Sy2 Sy2 Sy1 Sy2 Sy1 RG LINER LINER SB

Unificación Seyfert 1/Seyfert 2 ●Lawrence (1987) explica la dicotomía debida exclusivamente a efectos geométricos y/o pscurecimiento. La idea original se debe a Rowan-Robinson (1977) que interpreta la diferencia como efectos del polvo SEYFERT 2 = SEYFERT 1 OSCURECIDA Jhon Salzer Model for the central region of an active galaxy. A super-massive black hole in the center of the galaxy is surrounded by an accretion disk of infalling material. If conditions are right, the galaxy may also possess a magnetically-confined jet which could be the source of radio emission.

Nuclear Topography Obscured central black hole X-ray emission region Type 2 Fast moving gas clouds produce broad lines Jet of particles Slower moving gas clouds produce narrow lines Type 1 Broad-line clouds are located close to the BH, where there move rapidly. Further out, the narrow-line clouds move more slowly. The accretion disk around the BH is super hot, and emits a spectrum of high-energy photons (UV + X-ray) that ionizes the surrounding gas. Lecture 10

The galaxy NGC 4261 exhibits strong radio emission (left, with radio map overlaid), and a compact central disk that most likely harbors a massive black hole in the center. Lecture 10 AGN

Unificación Seyfert 1/Seyfert 2: Observaciones relevantes NGC 1068 PROBLEMA: No se observan líneas Anchas en luz polarizada en todas las Seyfert 2 Luz Polarizada

Unificación Seyfert 1/Seyfert 2: Observaciones relevantes PROBLEMA: Existe una secuencia evolutiva entre Seyferts 1 y 2???

Seyfert 1 vs QSOs ●Tradicionalmente BLRGs han sido consideradas galaxias diferentes de las Seyferts 1. “ La diferencia mayor radica en que son estudiadas por poblaciones de astrónomos diferentes” LBLRG/LSy1 ~ 2000 ● QSOs se distinguen dos poblaciones: Radio loud Ξ BLRGs Radio quite Ξ Seyfert 1 ● Galaxia albergadora (??): Radio loud en elípticas Radio quite en espirales

Óptico Radiofrecuencias

I. Márquez et al 2001

Fenomenología de AGNs BLAGNs Loud AGNs BLRGs QSOs radio loud Quite AGNs Seyfert 1 QSO radio quiet NLAGNs Seyfert 2 NLSy1 BLAZARS??????

Actividad de Bajo Nivel: LINERs Heckman (1980) obtuvo que 1/3 de los núcleos de las galaxias normales presentan este tipo de espectro. LINER Ξ LOW IONIZATION NARROW EMISSION REGION 1. Espectro dominado por líneas de bajo estado de ionización: [OIII],[NeIII],HeII débiles [OII],[NII],[SII],[OI] intensas 2. Luminosidades Hα como la de RHIIG (~1038 -1040erg/sec) 3. Anchos de líneas comparables a NLR de Seyferts 4. Continúo Óptico estelas 7. Radiofuentes Compactas. 70% de las radiofuentes tienen un espectro tipo LINER

Actividad de Bajo Nivel: LINERs Espectro de emisión reproduce las condiciones de un medio ionizado por ondas de choque con velocidades ~ 100 km/s, abundancia solar y densidades entre 10 y 100 cm-3 . ● Ferland y Netzer demuestran que los espectros se explican con fotoionización con un parámetro de ionización muy bajo (~10-3.5). Problema: No se explica la intensidad de HeII y [OIII]λ4363 alta densidad.

Actividad de Bajo Nivel: LINERs Recientemente se ha constatado que el 30% de TODAS las galaxias ULIRGs (LIR > 1012 erg/s) muestran espectros típicos de LINERs (ej. Arp 220,NGC 6240) con grandes cantidades de gas molecular.

Actividad de Bajo Nivel: LINERs Aldrovandi y Contini construyen modelos mixtos: Dominadas por radiación Ξ Seyferts Dominadas por choques Ξ LINERs

AGNs/SBs M. Rees (1984) SEA CUAL SEA ELMECANISMO DE FORMACIÓN, LOS AGUJEROS NEGROS SON PRODUCTO DE MISTERIOSOS EVENTOS MUY ACTIVOS CONECTADOS CON LA FORMCIÓN DE LAS GALAXIAS

AGNs RESULTAN DE LA EVOLUCIÓN DE STARBURSTS AGNs/SBs Existe conexión evolutiva entre la aparición de brotes de Formación Estelar Masiva y Actividad Nuclear??? ●Zeldovich y Novikov (1964) –Acreción de materia sobre un objeto colapsado va a dar lugar a la emisión de rayos X intensa AGNs RESULTAN DE LA EVOLUCIÓN DE STARBURSTS

15 gals combined model (FTEST) 3 bad fitting N4261 too complex N2681 and N7130, Bad statistics 1 purely thermal N6482 7 only power law N3690B, N4374, N4395, N4410A, N4594, N4696, N5746 15 gals combined model (FTEST)

NH ~ 0.1 – 2.9 x 1022 cm-2 kT ~ 0.64 +- 0.17 keV G ~ 1.89 +- 0.45 L(2-10 keV) ~ 1.4x1038 – 1.5x1042 erg s-1

X-ray data. Imaging analysis SB candidate soft medium 2MASS 6-7 keV HTS hard medium hard 6-7 keV AGN candidate soft HST 2MASS X-ray data. Imaging analysis We define the following bands: 0.6 – 0.9 keV SA 0.9 – 1.2 “” HA 1.2 – 1.6 “” SB 1.6 – 2.0 “” HB 2.0 – 4.5 “” SC 4.5 – 8.0* “” HC *excluding 6-7 keV Morphology: AGN candidates: unresolved, 30/51 (N4594) SB candidates: no source 21/51 (CGCG162-010)

In some sources the absorbing column density is so high Compton Thickness In some sources the absorbing column density is so high ( NH>1024cm-2) that it is optically thick to Compton scattering. In those cases the direct component is completely absorbed in the 2-10 keV range. Signatures of the X-ray nuclear activity are observable by reflected/scattered continuum. In order to test this hypothesis we have computed the following tests: LX / L([OIII]) ratio: Fig.3 shows the diagram suggested by Maiolino et al (1998) and later used by Bassani et al (1999) as a diagnostic to find good Compton-thick candidates. The region within the two yellow lines confines the location of Compton-thin sources. 7 fall in the Compton-thick region, NGC3690B, NGC4374, NGC4438, NGC4457, NGC6240, UGC08696 and NGC7130. Sy1s Compton-thin Compton-thick

FeKα equivalent width (EW): FeKα vs log Lx/L([OIII]) has been used to identify obscured objects using BeppoSAX mission (Matt et al. 2001, Comastri 2004); Since the direct continuum is completely suppressed in Compton-thick sources, these iron lines are characterized by EW larger than Compton-thin AGNs EW >0.7 keV, Guainazzi et al. 2005 We have used XMM-Newton spectra to search for the emission line FeKα at 6.7 keV, since the quality of the Chandra ACIS-S data is not enough for this purpose. The line has been detected in 11 out of 23 with XMM-Newton NGC3690, NGC5194 and NGC6240 show EWs >0.7 keV, The three objects have been confirmed as Compton-thick objects by BeppoSAX measurements (Comastri 2004).

Modelos Propuestos Norman & Scoville: Plantean la idea de Zeldovich de que la evolución de un SB lleva inevitablemente al colapso en forma de remanente compacto. Input: Existencia de cumulos estelares de 4 x 109 Mסּ densos formados aql iniciarse un proceso masivo de formación estelar en los centros de las galaxias debido a un fenómeno de Interacción Gravitacional. Evolución: En 108 años la perdida de masa por evolución estelar dá lugar a la acumulación de una masa de ~ 1.5 x 109 Mסּ que se enfria y colapsa formando progresivamente un Agujero Negro. La luminosidad radiada por acreción ionizará las envolturas de las gigantes rojas, produciendo anchuras en las líneas de 3000 km/s al orbitar alrededor del potencial central.

Modelos Propuestos Terlevich y cc Plantean que para explicar la fenomenología observada en AGNs sólo hay que tener en cuenta la evolución de un SB. 0-2.8Myr: Fotoionización por estrellas O-B, contonúo es una mezcla de la población del bulbo y las estrellas del brote recoen formado, no habría grandes cantidades de polvo, radioemisión es térmica, no se detecta ni variabilidad ni emisión de rayos X. 2.8-3.8Myr: Fotoionización por WARMERS y O-B menos masivas, continúo es una mezcla de estrellas rojas viejas , azules y WR, empiezan a liberarse cantidades apreciables de polvo, radioemisión es térmica, no se detecta ni variabilidad ni emisión de rayos X. 3.8-8Myr: Las estrellas más masivas explotan como SN, continúo es una mezcla de diferentes poblaciónes, fotoionización es producida por WARMERs y SNR, aparecengrandes cantidades de polvo procedentes de WR y SGR, radioemisión es no-térmica, se detecta variabilidad y emisión de rayos X. 8-20Myr: Aparecen las SNII, continúo óptico ya es una mezcla , fotoionización fotoionización por SNR, flashes de SN, poco polvo, líneas muy anchas, variabilidad rápida, rayos X importantes asociados a SNR y radio no-térmico.

CONCLUSIÓN & FUTURO ● Mecanismos Inductores de Actividad Nuclear ● Relación entre los diferentes tipos de actividad LINERs  QSOs Diferentes tasas de acreción?? Fenómeno continúo ódiscreto?? >Caracterización de galaxias albergadoras , >Influencia del entorno >Estudios multifrecuencia

End

Espectros de diferentes tipos de actividad Seyferts Starburst Mezclados Lecture 9 Galaxian Activity

Espectros:Diagnósticos Lecture 9 Galaxian Activity

ACTIVIDAD DE ORIGEN ESTELAR STARBURST - ACTIVIDAD DE ORIGEN NO ESTELAR Introducción: ACTIVIDAD DE ORIGEN ESTELAR STARBURST - ACTIVIDAD DE ORIGEN NO ESTELAR AGN (Actividad Núclear Galáctica)