Índice: Estructura interna Movimientos superlumínicos Naturaleza de las componentes

1. Jets en AGN: Observaciones • Índice: • Estructura interna • Movimientos superlumínicos • Naturaleza de las componentes • Interacción del jet con el medio externo José L. Gómez Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC) Institut d’Estudis Espacials de Catalunya/CSIC Cursos de Verano 2003 Universidad de Alcalá

2. Jets en AGN: observaciones Jet Relativistas en AGN • Estos se propagan hasta distancias mucho mayores que la propia galaxia que los contiene • Cubren ~10 ordenes de magnitud en distancia, desde las regiones más internas hasta su interacción con el medio intergaláctico • Vamos a analizar algunas de sus propiedades observacionales comenzando por las regiones más internas

3. 3C279 3C345 VLBA a 1.3 cm Wehrle et al. (2001) Estructura más interna Esta se caracteriza por la existencia de: • Núcleo: Región ópticamente gruesa, y por tanto “invisible” a longitudes de ona de radio, donde se origina el jet • Componentes: Regiones en el jet que presentan una emisión más intensa. Generalmente se modelan asumiendo que su perfil de emisión se ajusta a una Gausiana. Lobanov et al. (2001) VLBA a 6 cm Estructura interna 3C120 – VLBA 1.66 GHz Walker et al. (2002)

4. Evolución temporal La gran variabilidad en la emisión de los AGN en todo el espectro se manifiesta también en las imágenes de muy alta resolución con VLBI. • Se suelen distinguir múltiples componentes móviles • Estas suelen eyectarse desde el núcleo, y vienen precedidas por un aumento en la emisión de la zona nuclear Estructura interna 3C111 VLBA a 7 mm Marscher et al. (2002)

5. Evolución temporal La gran variabilidad en la emisión de los AGN en todo el espectro se manifiesta también en las imágenes de muy alta resolución con VLBI. • Se suelen distinguir múltiples componentes móviles • Estas suelen eyectarse desde el núcleo, y vienen precedidas por un aumento en la emisión de la zona nuclear • También es posible distinguir componentes que mantienen una posición estacionaria relativa al núcleo. Su flujo suele mantenerse constante, o presentar variaciones pequeñas con el tiempo Estructura interna 1803+784 VLBA a 7 mm Marscher et al. (2002)

6. El cuásar 3C454.3 Secuencias de imágenes temporales del cuásar 3C454.3 obtenidas mensualmente con el VLBA a una longitud de onda de 7 mm, proporcionando una resolución de 0.15 mas. • Contornos en rojo indican intensidad en el continuo radio • Escala de colores indican grado de polarización • Barras blancas muestran la dirección del campo electrico Podemos apreciar la eyección de una nueva componente y la interacción de componentes estacionarias y móviles Estructura interna Marscher et al. (2002)

7. El BL Lac OJ287 La secuencia de imágenes para este BL Lac muestra la aparición desde el núcleo de una nueva componente, tanto en intensidad total como polarizada. La componente situada aproximadamente a 1 mas del núcleo presenta un ligero movimiento hacia las regiones más internas, opuesto a la dirección del propio fluido del jet. Estructura interna Marscher et al. (2002)

8. Microcuásar GRO J1655-40 Similares características se pueden apreciar en los jets galácticos o microcuásares. Podemos apreciar el núcleo, y múltiples componentes alejándose del mismo. Dada la cercanía de estos objetos podemos apreciar cambios en su estructura en escalas de días mientras que para los jets de AGN suelen ser necesarios años para distinguir cambios similares. Estructura interna Microcuásar GRO J1655-40. VLBA 1.66 GHz Hjellmin y Rupen (1995)

9. Radio Galaxia 3C120 Secuencia de imágenes de radio continuo tomadas con el VLBA a 1.66 GHz (18 cm), proporcionando una resolución de 0.0150.007”. Podemos apreciar estructuras y movimientos de componentes que sugieren una precesión en el jet, o cuando menos estructuras de apariencia helicoidal. La excelente resolución transversal permite distinguir detalles del movimiento del fluido que compone el jet. Estructura interna Walker et al. (2002)

10. Estructura interna Gómez et al. (2000) Radio Galaxia 3C120 Secuencia de imágenes de radio continuo tomadas con el VLBA a 22 GHz (1.3 cm), proporcionando una resolución de 0.60.3 mas. Esta secuencia de 16 imágenes tomadas con una periodicidad mensual (durante 1998-9) han permitido uno de los análisis más detallados de la estructura interna de jets en AGN.

11. Estructura interna Gómez et al. (2000) Radio Galaxia 3C120 Para analizar los cambios en la estructura del jet las componentes se ajustan a perfiles Gaussianos, obteniendo estimaciones del flujo, tamaño y posición de las distintas componentes.

12. Estructura interna Gómez et al. (2000) Radio Galaxia 3C120 Podemos analizar el movimiento de las componentes a lo largo del casi año y medio de observaciones

13. Por tanto tenemos un movimiento en el plano del cielo de Dado que 3C120 está situado a 150 Mpc, tenemos que 1 mas ~ 0.7 pc. Por tanto Estructura interna Gómez et al. (2000) Radio Galaxia 3C120 Podemos analizar el movimiento de las componentes a lo largo del casi año y medio de observaciones La componente se mueve unos 2.4 mas En unos 1.37 años

14. Moviemientos Superlumínicos Movimiento superlumínico La determinación de velocidades proyectadas en el plano del cielo mayores que la velocidad de la luz, movimiento superlumínico, es debida únicamente a que: • La velocidad de la luz es finita • La fuente de emisión se mueve a velocidades cercanas a la de la luz • La dirección de movimiento es cercana a la de la visual

15. θ Moviemientos Superlumínicos Movimiento superlumínico La determinación de velocidades proyectadas en el plano del cielo mayores que la velocidad de la luz, movimiento superlumínico, es debida únicamente a que: • La velocidad de la luz es finita • La fuente de emisión se mueve a velocidades cercanas a la de la luz • La dirección de movimiento es cercana a la de la visual

16. θ Moviemientos Superlumínicos Movimiento superlumínico El observador mide por tanto una velocidad aparente en el plano del cielo de Para tendremos βap>1

17. Moviemientos Superlumínicos Movimiento superlumínico El observador mide por tanto una velocidad aparente en el plano del cielo de Para tendremos βap>1 Podemos estimar para que ángulo se obtiene el valor máximo de βap haciendo de donde se tiene que

18. Moviemientos Superlumínicos Movimiento superlumínico El observador mide por tanto una velocidad aparente en el plano del cielo de Para tendremos βap>1 Dada una velocidad aparente βap podemos calcular la cota superior al ángulo de visión Este se dará para β=1, y por tanto Por ejemplo, para βap=4 se tiene que θsup~ 28°

19. Moviemientos Superlumínicos Movimiento superlumínico El observador mide por tanto una velocidad aparente en el plano del cielo de Para tendremos βap>1 El valor de β minimo (βmin) necesario para obtener un βap dado se obtiene haciendo , es decir Por ejemplo, para βap=4 se tiene que βmin=0.97

20. Frente de choque Al núcleo Material sin comprimir Disminución de la energía Combinando estas se obtiene (Königl 1980) Las condiciones de Rankine-Hugoniot expresan las leyes de conservación (partículas, energía y momento) en el sistema de referencia de la onda de choque como Podemos definir la compresión ejercida por la onda de choque como Naturaleza de las componentes Dos tipos fundamentales Superlumínicas: El modelo actual (Königl 1980; Marscher y Gear 1985) supone que estas componentes están asociadas con ondas de choque que se desplazan con el fluido del jet.

21. Frente de choque Al núcleo Material sin comprimir Disminución de la energía La compresión de la onda de choque produce un aumento del campo magnético paralelo al frente de choque Además, se produce una compresión adiabática que aumenta la energía de los electrones en un factor Naturaleza de las componentes Dos tipos fundamentales Superlumínicas: El modelo actual (Königl 1980; Marscher y Gear 1985) supone que estas componentes están asociadas con ondas de choque que se desplazan con el fluido del jet. Las ondas de choque por tanto deben aparecer como regiones de mayor emisión (también quizás en polarización) Esto puede producir un reordenamiento del campo magnético y por tanto un aumento del grado de polarización.

22. θ Dado que Variaciones diferenciales en δ a lo largo del jet darán lugar a variaciones en la emisión recibida en el observador. Naturaleza de las componentes Dos tipos fundamentales Estacionarias Estas pueden ser de dos tipos • Producidas por un choque estacionario en el jet, generalmente un choque de recolimación • Asociadas con una curvatura en el jet que lo orienta más favorablemente hacia el observador Estas componentes producidas por cambios en la orientación del jet se mantendrán estacionarias mientras que lo sea la propia geometría del jet

23. 3C279 a 22 GHz Wehrle et al. (2001) Naturaleza de las componentes Choques de recolimación • Observaciones de 3C279 con el VLBA a una frecuencia de 22 GHz Podemos apreciar una componente que presenta un movimiento en sentido contrario al del fluido del propio jet. Como veremos más adelante, esto es posible en caso de que esta componente corresponda a un choque de recolimación

24. Naturaleza de las componentes Gómez et al. (2001) Componentes de arrastre • La estructura más interna del jet en 3C120 observado con la máxima resolución (0.15 mas; VLBA 43 GHz) muestra la aparición de componentes de arrastre

25. Naturaleza de las componentes Componentes de arrastre • La estructura más interna del jet en 3C120 observado con la máxima resolución (0.15 mas; VLBA 43 GHz) muestra la aparición de componentes de arrastre • La “cabeza” de la componente (o1&02) se mueve con una velocidad constante de 4.4 c • Componentes de arrastre subluminales aparecen siguiendo a la componente principal

26. Interacción del jet con el medio externo Los jets se propagan por un medio rico en nubes densas de alta velocidad. Aunque no se conoce bien cual es el factor de llenado, si que hay fuertes evidencias de interacciones del jet con las nubes, determinando las propiedades de ambos Jet Nubes Simulaciones numéricas (Steffen et al. 1997), muestran como el jet colisiona con las nubes, algunas son destruidas, mientras las más densas dan lugar a las líneas de emisión anchas típicas de la región NLR.

27. Interacción del jet con el medio externo El BL Lac 0735+178 Gabuzda et al. (2001) Observaciones con el VLBA a 15 GHz muestran una estructura con dos fuertes curvaturas de unos 90° en la región más interna de este jet. Observaciones con VLBI espacial (VSOP) a 5 GHz, proporcionando una resolución muy similar (0.4 mas), nuestran una curvatura mucho menos pronunciada.

28. Interacción del jet con el medio externo El BL Lac 0735+178 Gabuzda et al. (2001) Región ópticamente gruesa Mapa de índice espectral Interacción del jet con el medio externo podría explicar la curvatura así como el aumento de opacidad debido a la onda de choque producida en la colisión.

29. Interacción del jet con el medio externo El cuásar 3C273 Zavala y Taylor (2001) 8-15 GHz 43-15 GHz Valores altos de rotación de Faraday, y además variables con el tiempo, se han observado recientemente en múltiples fuentes

30. Interacción del jet con el medio externo El cuásar 3C279 Zavala y Taylor (2001) 8-15 GHz 12-43 GHz Valores altos de rotación de Faraday, y además variables con el tiempo, se han observado recientemente en múltiples fuentes

31. 15 GHz 3C120 observado con el VLBA 22 GHz Nube Mapa de la medida de rotación 43 GHz Mapa de indice espectral Nube Interacción del jet con el medio externo 3C120 observado con el VLBA Evidencias de interacción con una nube de propiedades intermedias a las de las regiones BLR y NLR Gómez et al. (2003)

32. Interacción del jet con el medio externo Interacción a gran escala Cygnus A La mayor interacción del jet con el medio externo tiene lugar en la zona terminal, donde se abre camino entre el medio intergaláctico. En estas zonas se produce un fuerte choque entre el jet y el medio externo. Este produce un brusco aumento de la densidad y energía del jet, dando lugar a una intensa emisión. Estas regiones se conocen como “puntos calientes”

33. Interacción del jet con el medio externo Interacción a gran escala 3C83.1 La mayor interacción del jet con el medio externo tiene lugar en la zona terminal, donde se abre camino entre el medio intergaláctico. En estas zonas se produce un fuerte choque entre el jet y el medio externo. Este produce un brusco aumento de la densidad y energía del jet, dando lugar a una intensa emisión. Estas regiones se conocen como “puntos calientes” 3C83.1 se mueve a través del medio intergaláctico del cúmulo de Perseo con una velocidad de 2000 Km/s, lo que hace que sus jets se curven debido a la presión del gas.