Studio dei lobi in banda X della radiogalassia Pictor A

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1 Studio dei lobi in banda X della radiogalassia Pictor A Giulia Migliori Dipartimento di Astronomia, Università di Bologna INAF / IASF - Bologna Paola Grandi, Giorgio Palumbo INAF/IASF Bologna, Universita di Bologna & C. Stanghellini, G. Brunetti INAF/IRA - Bologna

2 Chandra & XMM-Newton Newton: : le nuove possibilità Studi X spazialmente risolti degli AGN radio loud: Studi sui cluster: cooling flows & radio bubbles: lobo nucleo getto hot spot (Croston et al. 2005) (Clarke et al. 2005)

3 AGN radio-loud loud: : i progressi con Chandra e XMM-Newton Studi X spazialmente risolti degli AGN radio loud: (Croston et al. 2005) lobo nucleo getto hot spot La figura standard (De Young 2002): Il jet relativistico viene decelerato nella hot spot. Parte dell energia energia viene convertita in elettroni relativistici e parte in campo magnetico. Il plasma shockato muove indietro (backflow( backflow) ) e, con espansione quasi adiabatica, forma i lobi.

4 Il ruolo dei lobi Modello semplice ma fisica ancora poco chiara! Alcuni dei problemi aperti: dinamica jet di larga scala processi nelle hot spot distribuzione delle particelle nei lobi L importanza dei lobi: dall energetica dei lobi otteniamo informazioni sull energia integrata incanalata dal nucleo attivo nel jet.

5 Il modello standard per radio galassie FRII Il jet relativistico viene decelerato nella hot spot. Parte dell energia energia viene convertita in elettroni relativistici e parte in campo magnetico. Il plasma shockato muove indietro (backflow( backflow) ) e, con espansione quasi adiabatica, forma i lobi. L importanza dei lobi: dall energetica dei lobi otteniamo informazioni sull energia integrata incanalata dal nucleo attivo nel jet.

6 Il modello standard per radio galassie FRII Il jet relativistico viene decelerato nella hot spot. Parte dell energia energia viene convertita in elettroni relativistici e parte in campo magnetico. Il plasma shockato muove indietro (backflow( backflow) ) e, con espansione quasi adiabatica, forma i lobi. (Jones et al. 2002) L importanza dei lobi: dall energetica dei lobi otteniamo informazioni sull energia integrata incanalata dal nucleo attivo nel jet.

7 I lobi: l emissione l X Possibili origini emissione X estesa Non termica Termica (gas esterno shockato) IC sui fotoni della CMB IC su fotoni infrarossi nucleari misura diretta del campo magnetico e del contenuto in particelle.

8 Campi magnetici e particelle: Dalla teoria: campi magnetici con il metodo di Compton inverso: L B Indipendentemente: k e sin = Vk Conseguentemente: ω B IC F F (densità particelle) e C sin IC sin B p+ 1 2 ν ω e+p ( p 1) 2 ω e+p /ω B (densità energetiche B, e+p)

9 I lobi: l emissione l X Possibili cause dell emissione emissione X: principalmente: Compton inverso degli e - di sincrotrone sui fotoni della CMB (emissione non termica): da cui....misura.misura diretta del campo magnetico e del contenuto in particelle. ma anche: gas esterno shockato nell espansione espansione dei lobi (emissione termica)

10 Il caso di Pictor A Pictor A : z=0.035 FRII BLRG Osservazioni radio (Perley( et al. 1997)

11 Importanza osservazioni X spazialmente risolte Due fondamentali processi di emissione nei lobi: Sincrotrone: responsabile dell emissione emissione radio: L sin = V Compton inverso: 1. SSC 2. IC CMB 3. IC QSO k e C sin B p+ 1 2 ν p 1 2

12 Pictor A: l osservazione l XMM-Newton del Scoperta emissione X estesa (Grandi et al. 2003) Studio del lobo est due i quesiti aperti: 1. termico vs non termico 2. Possibile violazione dell equipartizione equipartizione Marzo 2001:

13 Modello non termico favorito (α( X ~α radio ) Il processo responsabile dell emissione emissione X è IC sui fotoni della CMB Il calcolo del campo magnetico utilizzando il metodo di Compton inverso ha rivelato una violazione delle condizioni di equipartizione

14 Pictor A: osservazione XMM-Newton 14 Gennaio 2005 Puntamento ottimale per l osservazione l dei lobi: Durata= 50 ks Centramento ottimale MOS1 e pn in regime di Full Window

15 Pictor A: l osservazione l XMM-Newton Selezione regioni di studio: Lobo est (regione( E) E Lobo ovest (regione( W) W 14 Gennaio 2005 Ottima coincidenza spaziale emissione radio-x

16 Spettri X: Lobo ovest Legge di potenza: α x =0.7.7±0.2 F 2-10keV 10keV=(2.1±0.2)*10-13 F keV=(1.2±0.1)*10-13 χ 2 /d.o.f.=29/38.=29/38 13 erg cm -2 s -1 F 2-10keV 13 erg cm -2 s -1 F keV Modello termico: kt=5±2 kev 10keV=(2.0±0.2) 0.2)*10 2keV=(1.2±0.1) 0.1)*10 χ2/ 2/d.o.f.=39/38.=39/ erg cm -2 s -1 *10-13 erg cm -2 s -1

17 Lobo est: termico vs non termico Legge di potenza: α x =0.8.8±0.2 F 2-10keV 10keV=(1.4±0.1)*10-13 F keV=(0.9±0.1)*100.1)*10-13 χ 2 /d.o.f.=33/31.=33/31 13 erg cm -2 s erg cm -2 s -1 Modello termico: kt=5±2 kev F 2-10keV 10keV=(1.4±0.1) 0.1)*10 F keV=(0.8±0.1) 0.1)*10 χ 2 /d.o.f.=45/31.=45/31 *10-13 erg cm -2 s -1 *10-13 erg cm -2 s -1

18 Lobi ovest e est: termico vs non termico Legge di potenza χ2/ 2/d.o.f.=29/38.=29/38 Modello termico χ2/ 2/d.o.f.=39/38.=39/38 α x =0.7.7±0.2 kt=5±2 kev Legge di potenza χ2/ 2/d.o.f.=33/31.=33/31 α x =0.8.8±0.2 Modello termico χ2/ 2/d.o.f.=45/31.=45/31 kt=5±2 kev

19 Lobi ovest e est: termico vs non termico Modello termico χ 2 /d.o.f.=39/38.=39/38 kt=5±2 kev Legge di potenza χ 2 /d.o.f.=29/38.=29/38 α x-ray ray=0.7± in accordo con <α radio > = 0.8

20 Risultati dell analisi dei dati X: Lobo W e Lobo E Legge di potenza preferita rispetto al modello termico L aggiunta di un modello termico alla legge di potenza non è statisticamente richiesta F kt nella banda fra kev consistente con 0. F PL /F kt >7 Indici spettrali e F PL /Area consistenti : α x F PL /Area Lobo est 0.8± ± (10 erg cm -2 s -1 arcsec -2 (10-18 ) Lobo ovest 0.7± ± (10 erg cm -2 s -1 arcsec -2 (10-18 )

21 Energetica dei due lobi I due lobi, regioni E e W, presentano condizioni fisiche simili: grandezze consistenti entro le incertezze statistiche BIC (µg) k e (10-5 cm - 3 ) ω e+p /ω B Lobo ovest 2.9± ± ±10 Lobo est 3.1±0.2 8±1 56±10 L energetica dei lobi sembra essere dominata dall energia delle particelle

22 Studio spazialmente risolto dei due lobi Mappa a 1.4 GHz (Perley et al. 1997) Analisi spettrale delle sottoregioni: Legge di potenza (α( x libero) Legge di potenza (α( x =0.8.8)

23 Analisi spettrale X spazialmente risolta: Sulla base della precedente analisi i modelli testati sono stati: Legge di potenza con Г libero: -bassa statistica: numero di conteggi/regione 216 Risultato: valori di Г consistenti con quelli trovati per le regioni W ed E. Legge di potenza con Г fissato: Г=1.8

24 Flussi Radio Calcolo dei flussi radio (imstat, tvstat in AIPS) : Lobo est F 1.4GHz.4GHz=11.43 Jy Lobo ovest F 1.4GHz.4GHz=13.66 Jy Nelle sottoregioni considerate (e1..e4.e4,, w1 w3) w3) i flussi radio variano da 1.5 Jy a 3.3 Jy

25 Dalla teoria: Campi magnetici: campi magnetici con il metodo di Compton inverso: B IC classico (Feigelson et al. 1995) B IC/class B IC rivisitato (Brunetti et al. 1997) B IC/riv Indipendentemente: k e Conseguentemente: ω B (densità particelle) ω e+p ω e+p /ω B (densità energetiche B, e+p) I due lobi, regioni E e W, presentano condizioni fisiche simili: grandezze consistenti entro le incertezze statistiche (ω( e+p /ω B =56±10 est, ω e+p /ω B =50 ±10 ovest)

26 Condizioni fisiche: Lobo ovest- sottoregioni B ic, k e, ω e+p /ω B : nessuna variazione statisticamente significativa rispetto al valore medio (retta W)

27 Condizioni fisiche: Lobo est- sottoregioni e2 e2: Indicazione di un incremento di B IC (2.4 σ) nessun incremento di k e? basso rapporto ω e+p /ω B (25±8)

28 Condizioni fisiche: Lobo est ed ovest combinati B IC varia χ 2 =4.7 P =3.0 χ2.0*10-4 B IC e F radio correlati r=0.8 P r =95% k e e F radio correlati?

29 Campi magnetici e particelle Lobo est (E) Lobo ovest (W) - B ic : Lobo est: B ic/class =1.8.8±0.1 µg B IC/riv =3.1±0.2 µg Lobo ovest: B ic/class =1.6.6±0.1 µg B IC/riv =2.9±0.2 µg *N.B. : I risultati ottenuti con le due formule hanno un andamento concorde -k e cm - 3 ): -ω e+p /ω B : Lobo est : k e =8.2±1.0 Lobo est : ω e+p /ω B =56±10 Lobo ovest: k e =6.5±0.8 Lobo ovest: ω e+p /ω B =50±10 I due lobi, regioni E e W, presentano condizioni fisiche simili: grandezze consistenti entro le incertezze statistiche

30 Campi magnetici: Compton inverso vs. Equipartizione B eq /B /B ic ic ~2.7 Possibile allontanamento dall equipartizione

31 Possibili cause della discrepanza fra B eq Incertezze nella misura di B IC (principalmente) eq /B IC : sovrastima emissione X di IC Incertezze nella misura di B eq Assunzioni sui parametri combinazione dei valori che minimizzano B eq insufficiente Non si rientra mai nell equipartizione equipartizione

32 Possibili cause della discrepanza fra B IC /B eq : Incertezze nella misura di B IC sovrastima emissione X di IC B IC/class : φ Incertezze nella misura di B eq Assunzioni sui parametri: φ k η γ min s Non si rientra mai nell equipartizione equipartizione

33 Conclusioni -1 Studio dell emissione emissione X dei lobi: - studio dei 2 lobi (E, W) : emissione X di origine non termica per IC su CMB; condizioni fisiche simili nei due lobi; - studio spazialmente risolto dei 2 lobi: incremento di B IC dietro la hot spot est; campo magnetico correlato al flusso radio;

34 Conclusioni -2 -studio dei campi magnetici all equipartizione rapporto B eq /B IC ~2.7. Possibile allontanamento dall equipartizione equipartizione.

35 Obbiettivi futuri: Aspetti da approfondire: L andamento delle condizioni fisiche all interno dei lobi; Le connessioni jet-hot spot-lobi; Le conseguenze della predominanza energetica delle particelle sui meccanismi di confinamento dei lobi.

36 Formulario p+ 1 ( p 1) 2 2 Sincrotrone: L = Vk C B ν sin 2 Compton inverso: e L sin IC Campo magnetico di IC: = Vk e C IC ν ( p 1) ( 4 α α + 1 ( ) CH ( ) G( )(1 + BIC sinϑ) = 47 α 10 FICν IC α α z) α + 3 F sin ν α sin B IC = 1 α α sin C ( 1 ) α + IC z ν sin α + 1 F + FIC C sin ν IC

37 Formulario Campo magnetico (ass.( di minima energia): B eq = (1 + k) η (1 + z) 3+ α ϑ xy s 1 sin 3/ 2 F ϕ v sin α oss ν ν α + 1/ 2 α + 1/ 2 2 α + 1/ 2 1 2/ 7 B eq 1 α α α α 3+ + α ν C( )(1 + k) Fsin (1 + z) 3+ α = γ min ϑxys