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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 dEstudis Espacials de
Catalunya/CSIC
Cursos de Verano 2003 Universidad de Alcalá
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Simulaciones hidrodinámicas relativistas
Ecuaciones básicas
Nuestro modelo numérico ha de ser capaz de
mantener las ecuaciones de conservación
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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.
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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

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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
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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
?
Observador
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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)
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Desarrollo de los modelos numéricos
1997 3D RMHD
Extensión a 3D RMHD por Nishikawa et al. (1997-8)
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Simulaciones hidrodinámicas relativistas
Morfología y dinámica

• Jet calientes (ebgt100)
• Cocoons delgados
• Poca estructura interna
• Choque terminal estable

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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)

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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)
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Simulaciones RHD Perturbaciones 2D
en el jet
Primeras simulaciones 2D RHDE 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

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Simulaciones RHD Perturbaciones 2D
en el jet
Primeras simulaciones 2D RHDE 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)
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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
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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
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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
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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)

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Simulaciones RHD
Perturbaciones 3D
Simulación 3D hr-RHDE 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)
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Simulaciones RHD
Perturbaciones 3D
Simulación 3D hr-RHDE 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

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Simulaciones RHD
Perturbaciones 3D
?
Tiempo
?
La perturbación evoluciona dividiéndose en dos
regiones bien diferenciadas (A,B)
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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

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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
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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
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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)
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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.

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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.

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Expectativas Futuras
Simulaciones numéricas
Grandes Interrogantes

• 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 ?)
• Aceleración de electrones a lo largo del jet y
  alimentación de los lóbulos

• 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

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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.
• Gravitys fatal attraction. Black Holes in the
  Universe, M. Begelman y M. Rees. Scientific
  American Library, 1996.

• Agujeros Negros
• Black holes time warps. Einsteins 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/gat
  eway.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.