Jets en AGN: Simulaciones

1. Jets en AGN: Simulaciones • Índice: • Simulaciones hidrodinámicas • Cálculo de la emisión • Desarrollo histórico de los modelos numéricos relativistas • Resultados y comparación con las observaciones • Conclusiones generales y expectativas futuras José L. Gómez Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC) Institut d’Estudis Espacials de Catalunya/CSIC Cursos de Verano 2003 Universidad de Alcalá

2. En el sistema en reposo en el fluido tenemos definidas las cantidades Los efectos relativistas en el fluido pueden provenir de • La energía, para • Velocidad, para Donde Simulaciones hidrodinámicas relativistas Ecuaciones básicas Nuestro modelo numérico ha de ser capaz de mantener las ecuaciones de conservación

3. Simulaciones hidrodinámicas relativistas Propagación del jet Se establece una red computacional en la que se hacen avanzar las variables hidrodinámicas con el tiempo. Propagación de un jet relativista a través de un medio más denso. Típicas características: • Interacción con el medio externo (choque terminal) • Desarrollo de un cocoon de mayor presión • Formación de ondas de choque internas Martí et al.

4. Ignorando las perdidas de energía por radiación tenemos que la razón CE=Emax/Emin se mantiene constante, con lo que la distribución de energía viene determinada por (Gómez et al. 1995) Para determinarla utilizamos que • El campo magnético se asume en equipartición de energía, es decir, con una densidad de energía magnética similar a la densidad de energía de los electrones en donde UyNson la densidad de energía y la densidad numérica de electrones, proporcionadas por la hidrodinámica. Cálculo de la emisión a partir de la HD Para el cálculo de la emisión sincrotrón a partir de los resultados hidrodinámicos • Distribuimos la energía interna calculada por la HD entre los electrones relativistas no térmicos asumiendo una ley potencial

5. A partir de ellas podemos integrar las ecuaciones de transferencia para los parámetros de Stokes que definen la radiación que nos llega. Deberemos tener en cuenta todas las transformaciones relativistas que hemos visto antes: • Doppler y Coeficientes de emisión • Aberración de la luz Cálculo de la emisión a partir de la HD Una vez determinada la distribución de energías y el campo magnético ya podemos calcular los coeficientes de emisión y absorción para la radiación sincrotrón en el sistema propio del fluido:

6. Rotación del frente de choque en un factor variables hidrodinámicas a lo largo de casi todo el tiempo de la simulación • Ensanchamiento de la región procesada por la onda de choque en un factor Para ello se calculan los coeficientes de emisión en los tiempos retardados La consideración de este efecto en las simulaciones es especialmente difícil, pues requiere el conocimiento de las Siendo el vector de posición y vector unitario en la dirección de la visual Cálculo de la emisión a partir de la HD • Retrasos temporales Estos son de gran importancia, pues como hemos visto son los responsables de los movimientos superlumínicos, y Doppler. Observador En el caso de una onda de choque tenemos θ Observador

7. 1995: 2D RHD+E Cálculo de la emisión no-térmica a partir de los resultados de HD, permitiendo la obtención de mapas sintéticos Gómez et al. (1995-7); Mioduszewski et al. (1997); Komissarov & Falle (1997); Agudo et al. (2001) Gómez et al. (1997) 1996: 2D RMHD Primeros estudios de la influencia del campo magnético en el fluido de los jets relativistas van Putten (1996); Koide et al. (1996); Komissarov (1999) Desarrollo de los modelos numéricos 1993-4: 2D RHD Primeros códigos relativistas hidrodinámicos capaces de mostrar la evolución de un jet en AGN van Putten (1993); Martí et al. (1994-5-7); Duncan & Hughes (1994); Falle & Komissarov (1996) Hughes et al. (1994)

8. Aloy et al. (1999) 1998: GRMHD Primeras simulaciones de RMHD en relatividad general Koide et al. (1998,1999,2002); Meier et al. (2001); Gammie et al. (2003); de Villiers & Hawley (2003) Koide et al. (1999) 1999: 3D hr-RHD Simulaciones 3D RHD de alta resolución Aloy et al. (1999, 2000); Hardee (2000); Hughes et al. (2002) 2003: 3D hr-RHD+E Obtención de mapas sintéticos a partir de simulaciones 3D RHD de alta resolución, incluyendo todos los efectos relativistas (retrasos temporales) por Aloy et al. (2003) Desarrollo de los modelos numéricos 1997: 3D RMHD Extensión a 3D RMHD por Nishikawa et al. (1997-8)

9. Martí et al. (1997) Jet fríos (εb>c2) • Cocoons prominentes • Rica estructura interna • Choque terminal con una alta variabilidad Simulaciones hidrodinámicas relativistas Morfología y dinámica Jet calientes (εb>100) • Cocoons delgados • Poca estructura interna • Choque terminal estable

10. Simulaciones hidrodinámicas relativistas Estabilidad Rosen et al. (1999) Temperatura Velocidad • Jets calientes son más inestables porque aumentan la velocidad del sonido y por tanto reducen el tiempo de propagación de perturbaciones • En cambio, los jets con energía interna extremadamente alta son los más estables (se necesitan más simulaciones)

11. Barionico Estratificación Leptonico Interacción entre el jet y el medio externo da lugar a una estratificación: • Espina interna rápida • Envoltura de alta energía y mas lenta Factor Lorentz Energía interna Aloy et al. (2000) Cortes transversales de la intensidad polarizada para distintos ángulos de visión Estratificación en la emisión dependiendo de la estructura del campo magnético Simulaciones hidrodinámicas relativistas Composición de los jets Variaciones en la ecuación de estado permite estudiar la posible influencia de la composición en la morfología, dinámica y emisión de los jets. Scheck et al. (2002)

12. Mioduszewski et al. (1997)  Emisividad Doppler Boosting a 30o La emisión viene determinada por una compleja combinación de la emisividad y el Doppler boosting 60o 90o Gris más oscuro implica un mayor valor Simulaciones RHD Perturbaciones 2D en el jet Primeras simulaciones 2D+ RHD+E Dedicadas a estudiar la relación entre componentes superlumínicas y choques (Marscher & Gear 1985) • Mioduszewski et al. (1997): Modulaciones en el factor Lorentz de eyección entre 1 y 10 dan lugar a una serie de choques • Komissarov & Falle (1997): Generación de componentes estacionarias y móviles Inclusión de los efectos de retraso temporal permite estudiar los movimientos superlumínicos

13. Mapas sintéticos incluyendo todos los efectos relativistas Modelo estacionario Tiempo • Choque recolimaciónComp. estacionaria • Perturbación Comp. superlum. • Interacción entre ambas da lugar a: • Arrastre temporal de la “estacionaria” • Movimientos de fase hacia el núcleo de la “estacionaria”, como el observado por Wehrle et al. (2001) en 3C279 • Un buen cubrimiento temporal es necesario para una correcta identificación de componentes • Las velocidades aparentes medidas pueden depender de la frecuencia de observación (resolución) Simulaciones RHD Perturbaciones 2D en el jet Primeras simulaciones 2D+ RHD+E Dedicadas a estudiar la relación entre componentes superlumínicas y choques (Marscher & Gear 1985) • Gómez et al. (1997): Simulación de un jet con sobre-presión en donde se ha incluido una corta variación en  de 4 a 10 Gómez et al. (1997)

14. Simulaciones RHD Perturbaciones 2D en el jet Simulación: Jet ligero, =4, en equilibrio de presión con el medio externo Choque:Generado introduciendo una corta perturbación en el factor Lorentz de inyección (=4 a 10) y un aumento en la presión en un factor 2 Agudo et al. (2001) Evolución de la presión, energía, y factor Lorentz

15. Simulaciones RHD Perturbaciones 2D en el jet Simulación: Jet ligero, =4, en equilibrio de presión con el medio externo Choque:Generado introduciendo una corta perturbación en el factor Lorentz de inyección (=4 to 10) y un aumento en la presión en un factor 2 • El paso de la perturbación (M) da lugar a inestabilidades en la superficie del jet • Múltiples choques de arrastre (J,I,..) aparecen tras la perturbación principal • Los choques de arrastre son choques de recolimación oblicuos, diferenciándose de la perturbación principal plano perpendicular Agudo et al. (2001) Variación relativa del factor Lorentz

16. Simulaciones RHD Perturbaciones 2D en el jet Simulación: Jet liegero, =4, en equilibrio de presión con el medio externo Choque:Generado introduciendo una corta perturbación en el factor Lorentz de inyección (=4 to 10) y un aumento en la presión en un factor 2 Agudo et al. (2001) Cálculo de la emisión resolviendo las ecuaciones para la transferencia de la radiación sincrotrón en los tiempos retardados

17. Diagrama espacio-temporal de 3C120 Simulaciones RHD Perturbaciones 2D en el jet Choque principal produce una componente superlumínica Componente Principal Múltiples componentes de arrastre aparecen tras el choque principal Componentes de Arrastre Agudo et al. (2001) • La estructura interna del jet en 3C120 puede interpretarse como producida por choques de arrastre(Gómez et al. 2001). Otras indicaciones se han encontrado en Centaurus A (Tingay et al. 2001) y otras fuentes (Jorstad et al. 2001). • Una sola perturbación puede producir múltiples componentes • La variabilidad en la estructura de la emisión puede interpretarse con una menor actividad del motor central (agujero negro + disco)

18. Simulaciones RHD Perturbaciones 3D Simulación: 3D hr-RHD+E de un jet en precesión con una perturbación móvil Ligero (=10-3), relativista (=6), ángulo de precesión de ~2o Choque: Perturbación con un aumento en la densidad y energía en un factor 4 durante 0.8Rb/c Densidad Presión Factor Lorentz Energía Aloy et al. (2003)

19. Simulaciones RHD Perturbaciones 3D Simulación: 3D hr-RHD+E de un jet en precesión con una perturbación móvil Ligero (=10-3), relativista (=6), ángulo de precesión de ~2o Choque: Perturbación con un aumento en la densidad y energía en un factor 4 durante 0.8Rb/c Aloy et al. (2003) • Azul superficie del jet • Blanco factor Lorentz • Gradiente color para presión • Precesión da lugar a interacciones jet/medio externo • La componente inicialmente se mueve balísticamente, dando lugar a interacciones con el medio externo que aumentan su presión interna

20. Sistema del observador Retrasos temporales ensanchan la estructura en el sistema del observador 10 Rb Rosa muestra  3 Rb Verde muestra  Simulaciones RHD Perturbaciones 3D  Tiempo  La perturbación evoluciona dividiéndose en dos regiones bien diferenciadas (A,B)

21. Simulaciones RHD Perturbaciones 3D • Componentes estacionarias asociadas con los choques de recolimación • Nueva región ensanchada de mayor emisión • Movimiento del pico de brillo refleja los cambios en la distribución interna • Movimientos hacia el núcleo en la interacción de componentes móviles y estacionarias

22.  Simulaciones RHD Perturbaciones 3D • Componentes estacionarias asociadas con los choques de recolimación • Nueva región ensanchada de mayor emisión • Movimiento del pico de brillo refleja los cambios en la distribución interna • Solo “vemos” la parte trasera de la perturbación Efectos de selección con el ángulo de visión

23. Diagrama espacio-temporal Simulaciones RHD Perturbaciones 3D • Componentes estacionarias asociadas con los choques de recolimación • Nueva región ensanchada de mayor emisión • Movimiento del pico de brillo refleja los cambios en la distribución interna • Solo “vemos” la parte trasera de la perturbación • Componentes lentas generadas por la precesión Componentes helicoidales

24. Simulaciones RHD Perturbaciones 3D • Componentes estacionarias asociadas con los choques de recolimación • Nueva región ensanchada de mayor emisión • Movimiento del pico de brillo refleja los cambios en la distribución interna • Solo “vemos” la parte trasera de la perturbación • Componentes lentas generadas por la precesión • El movimiento balístico da lugar a variaciones en la distribución de brillo transversales al jet Aloy et al. (2003)

25. Que hemos aprendido? Observaciones • Los AGN poseen agujeros negros supermasivos (107-9 Mo) responsables de la enormes cantidades de energía emitida y de la generación de jets. • Observaciones de radio interferometría permiten observar estos jets con resoluciones del orden de 0.2 mas, o 101-4 Rs. Sin igual a otras longitudes de onda. • Existen múltiples evidencias de las energías y velocidades relativistas presentes en los jets: movimientos superlumínicos, reforzamiento Doppler, espectro no térmico … • La estructura de los jets esta caracterizada por la existencia de ondas de choque, curvaturas, y su interacción con el medio externo.

26. Que hemos aprendido? Simulaciones • Rápido desarrollo de modelos numéricos relativistas hidrodinámicos. • La unión de los modelos HD y de emisión permite obtener mapas sintéticos que son directamente comparables con las observaciones. • Avances significativos en el estudio de la propagación, morfología y estabilidad. • Constatación de la relación entre componentes y ondas de choque. • Estudios de la interacción del jet con el medio externo • Primeras simulaciones en 3D, y su aplicación a jets en precesión.

27. Expectativas Futuras Simulaciones numéricas Grandes Interrogantes • Modelos RMHD permitirán estudiar: • Aceleración y colimación • Polarización en componentes • Estratificación del jet • Modelos GRMHD: • Formación de jets • Nuevas ecuaciones de estado • Composición de los jets Modelos RHD + Emisión • Transporte de electrones permitirá: • Estudio de las pérdidas radiativas y aceleración eletrónica • Compton inverso (SSC, EC) • Emisión a altas energías • Mecanismos de formación, colimación y aceleración • Papel jugado por el campo magnético • Composición de los jets • Mejor entendimiento de las componentes estacionarias y superlumínicas • Cual es la importancia de la interacción del jet con el medio externo • Emisión a altas energías (óptico, rayos x y γ) • Aceleración de electrones a lo largo del jet y alimentación de los lóbulos

28. Bibliografía Radio Astronomia e Interferometría • “Radio Astronomy”, J. D. Kraus. Cygnus-Quasar Books, 1986. • “Interferometry and Synthesis in Radio astronomy”, A. R. Thompson, J. A. Moran y G. W. Swenson. Krieger publishing company (Malabar, Florida), 1991. • National Radio Astronomy Observatory http://www.nrao.edu Física de los AGN • “Quasar astronomy”, D. W. Weedman. Cambridge Astrophysics Series, 1986. • “Active Galactic Nuclei”, R. D. Blandford, H. Netzer, L. Woltjer. Saas-Fee 20. Springer-Verlag, 1990. • “Gravity’s fatal attraction. Black Holes in the Universe”, M. Begelman y M. Rees. Scientific American Library, 1996. Agujeros Negros • “Black holes & time warps. Einstein’s outrageous legacy”, K. S. Thorne. W. W. Norton & Company, 1994. • “Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars”, S. A. Teukolsky y S. L. Shapiro. Wiley, John, and Sons Incorporated, 1983. • http://www.physics.nus.edu.sg/~phyteoe/gateway/gateway.html • http://casa.colorado.edu/~ajsh/relativity.html Jets y procesos radiativos • “Beams and Jets in Astrophysics”, ed. P. A. Hughes, Cambridge Astrophysics Series, 1991. • “Radiative processes in astrophysics”, G. B. Rybicki y A. P. Lightman. Wiley-interscience, 1979.