Infrarrojo - Unican.es

Astrofísica Extragaláctica en el Infrarrojo (II) Almudena Alonso Herrero NGC1097, crédito Spitzer Esquema ! Galaxias con formación estelar en el Infrarrojo y la tasa de formación estelar (SFR) ! Galaxias Activas Locales en el Infrarrojo: emisión de polvo calentado por el AGN y modelos de toro ! Identificación de AGN a distancias cosmológicas usando observaciones infrarrojas ! Galaxias Luminosas y Ultraluminosas en el Infrarrojo Crédito Spitzer Definiciones de trabajo en el Infrarrojo ! Luminosidad: L=4πD2f, donde f representa el flujo de una línea o el flujo monocromático ! Flujo monocromático: νfν: = λfλ unidades erg cm-­‐2 s-­‐1 o Wm-­‐2 ! Tasa de Formación Estelar (SFR) expresada en M"yr-­‐1 ! Masa Solar: 1M"=1.99×1033 g ! Luminosidad Solar: 1L"=3.84× 1033 erg s-­‐1 ! MIR=mid-­‐infrared (infrarrojo medio) ! FIR=far-­‐infrared (infrarrojo lejano) ! TIR=total infrared (emisión infrarroja total 3-­‐1000µm) ! LIRG y ULIRG: luminous and ultraluminous infrared galaxies ! Lbol=luminosidad bolométrica (total) Ley de extinción en función de la longitud de onda Infrarrojo Optico FV(obs)=FV(int)×10-0.4AV
Curva para R=3.1 Extinción a 1.1µm: A1.1µm=0.2×AV Los efectos de la extinción son entre 5
Extinción a 2.2µm: A2.2µm=0.1×AV y 100 veces menores que en la banda V
Extinción a 5µm: A5µm=0.03×AV Extinción a λ>7µm: <0.01×AV excepto en la zona de los silicatos a 10 y 18µm http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Fitzpatrick/Fitz_appenc.html Distribuciones Espectrales de Energía (SEDs) de Galaxias Crédito: Marcia Rieke
Estrellas Polvo Rango Espectral Spitzer Galaxias con Formación Estelar en el Infrarrojo y la SFR Emisión en el Infrarrojo para trazar la formación estelar en galaxias 1.6µm
Regiones centrales de galaxias luminosas IR Paα1.87µm
8.7µm
Emisión de Fotones Emisión de estrellas Ionizantes polvo y PAHs
Alonso-­‐Herrero et al. (2006), Díaz-­‐Santos et al. (2008) Trazadores de la Tasa de Formación Estelar SFR en galaxias ! UV – Calibración basada en luz estelar directa. Las poblaciones estelares más jóvenes emiten la mayor parte de su energía en el UV (< 0.3 µm). Si no hay extinción es el mejor indicador de la SFR en escalas de 100-­‐300 Myr ! Hα, Paα, Brγ – Calibración basada en el número de fotones ionizantes. Sólo las estrellas más masivas que 20M" producen una cantidad apreciable de fotones ionizantes. Si la población estelar se formó instantáneamente, el número de fotones ionizantes traza edades de hasta 10Myr ! Infrarrojo – Calibración basada en energía reprocesada, es decir, los fotones ionizantes UV que son absorbidos reemiten su energía en el infrarrojo http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept12/Calzetti/
Calzetti1_2.html Trazadores de la SFR en galaxias (II) Díaz-Santos et al. (2008)
Regiones de formación estelar Emisión (directa)observada Hα, UV Emisión reprocesada IR, 8µm,24µm Kennicutt et al. (2009)
Trazadores de la SFR en galaxias (III): emisión de los PAHs ! La relación entre las luminosidades IR y del PAH de 6.2µm es aproximadamente lineal, aunque es diferente para regiones galácticas y la emisión integrada de galaxias. ! La luminosidad de los PAH es buen indicador de la SFR integrada unas decenas de millones de años (vida de las estrellas de tipo B). Emisión integrada de galaxias normales y con formación estelar Regiones individuales en la Galaxia y Pequeña Nube de Magallanes Peeters et al. (2004)
Observaciones de Galaxias Activas (AGN) en el Infrarrojo Medio Crédito: Chandra (representación artística del toro de un AGN) AGN
Correlación entre MIR y rayos X duros ! Correlación presente en cinco órdenes de magnitud de luminosidad en rayos X duros ! Galaxias con formación estelar siguen otra correlación ! La emisión nuclear MIR es un buen indicador de la luminosidad del AGN Galaxias con
formación
estelar
! No hay diferencias entre AGN de tipo 1 y tipo 2, lo que indica que la emisión del polvo en el toro a es isótropa a λ > 12µm ! Emisión MIR útil para identificar AGN oscurecidos Asmus et al. (2011) Indicadores de AGN: líneas de alta excitación MIR
Las líneas de alta excitación más importantes en el MIR son: [NeV] en 14.3µm y 24µm (91.7eV) [OIV] en 25.9µm (54.9eV) Buena correlación con otros indicadores de la luminosidad del AGN: rayos X duros, línea de emisión óptica [OIII]λ5007Å Se han usado: Para identificar AGN de baja luminosidad o AGN oscurecidos en el Universo local Para cuantificar la cantidad de acreción en agujeros negros en el Universo Local
Goulding & Alexander (2009) El toro de gas molecular y polvo en el Modelo Unificado de AGN Circinus Tipo 2 Tristram et al. (2007, 2009) Tipo 1 Propiedades del toro: ! El polvo calentado por el AGN tiene el pico de emisión en el MIR (20-­‐30µm) ! No está resuelto con observaciones MIR en telescopios de 10m, tamaño unos pocos pc ! Polvo está en grumos, conclusión a partir de observaciones interferométricas en MIR Evidencia indirecta del toro de AGN Hα+[OIII]
Propiedades isótropas: [OIII]5007Å, MIR [OIV]26µm, continuo MIR, radio, rayos X duros Propiedades anisótropas: UV, rayos X blandos, rayos X duros (Compton thick) Tipos 1 Tipos 2 (emisión UV absorbida) Conos de Ionización: Circinus
Hubble Space Telescope – WFPC2
Wilson & Tsvetanov (1994) Mulchaey et al. (1994) Emisión infrarroja de un modelo de toro grumoso Visión de cara ~ AGN tipo 1 Azul = Emisión IR emission polvo caliente Verde = Emisión IR medio polvo templado Rojo = Emisión IR lejano polvo frío Visión de canto ~ AGN tipo 2 Hönig & Kishimoto (2010)
http://www.sungrazer.org/CAT3D.html
Parámetros de un modelo de toro grumoso (Nenkova et al. 2008) sharp
edge
Angulo de visión: i Tamaño del toro: Y=Ro/Ri, Ro es el radio externo Tamaño angular del toro: σ
i
Gaussian
edge
Profundidad óptica de las nubes: τV=1.086× AV Distribución radial de las nubes: q, r-­‐q Número de nubes en la dirección ecuatorial: N0 El hecho de que el polvo esté distribuído en nubes implica que
la clasificación tipo 1/tipo2 es un efecto probabilístico!
! En promedio Seyfert 1s tienen SEDs más planas que las Seyfert 2s ! Las Seyfert 1s tienen los silicatos en emisión o en absorción muy débil ! Las Seyfert 2s tienen silicatos en absorción moderada SEDs of Type 1 and Type 2 AGN
are different, but mostly in near-IR
(see also e.g., Alonso-Herrero et
al. 2001, 2003)
Seyfert 1s
(líneas anchas)
Wavelength (µm) Ramos Almeida et al. (2011) Seyfert 2s
Ramos Almeida et al. 2010
Wavelength (µm) Comparación de las luminosidades bolométricas de AGN Tipo 1
Tipo 2
Intermedio
A partir de observaciones en rayos X A partir del escalado de los modelos de toro Alonso-­‐Herrero et al. (2011) Tamaño angular del toro σ [deg] Probabilidad de Escape de un fotón producido por el AGN i
Type 2
Type 1
β=90 – i [deg] Alonso-­‐Herrero et al. (2011) Tipos 1: Pesc~20-­‐50% Tipos 2: Pesc<0.1% Tamaño angular del toro σ [deg] Factor de cubrimiento del toro de los AGN Type 2
Tipos 1: f2~0.1-­‐0.6 Tipos 2: f2 >0.6 Type 1
Número de nubes en dirección ecuatorial N0 Ramos Almeida et al. (2011) ¿Cambian las propiedades del toro con el tipo y luminosidad del AGN? Toros de AGN tipo 1: más delgados Toros de AGN tipo 2: más gordos y y con menos nubes con más nubes Ramos Almeida et al. (2009, 2011, 2014); Alonso-­‐Herrero et al. (2011) Los toros no son estructuras aisladas: el papel de la formación estelar 1400pc Región central de Centaurus A: hay una gran cantidad de gas (formación estelar) y polvo (oscurecimiento) Modelos teóricos predicen que hay formación estelar cerca del AGN (<<100pc) Kawakatu & Wada (2008) Emisión AGN y Formación Estelar en NGC1365 PACS 100µm Emisión de polvo a unos 70K que traza regiones de formación estelar y emisión del AGN Herschel
PACS+SPIRE
guaranteed time
(P.I.: M. Sánchez Portal)
BVR Emisión de las estrellas, en azul estrellas más jóvenes yamarillo estrellas más viejas Composite
optical image from
et al. (2009)
Alonso-­‐Herrero et al. Elmegreen
(2012) Emisión AGN y Formación Estelar en NGC1365 Gemini/T-­‐ReCS 18µm 5kpc
Regiones compactas de SF Spitzer/IRAC 8µm Spitzer/MIPS 24µm 200pc
AGN
Regiones difusas de SF Herschel/PACS 70µm Alonso-­‐Herrero et al. (2012) Herschel/PACS 100µm Formación estelar nuclear en AGN locales
Los modelos preciden que tiene que haber formación estelar en el toro de gas y polvo. El mismo gas que se utiliza para la formación estelar se usa para alimentar el agujero negro. Se puede utilizar el PAH de 11.3µm para medir la formación estelar: • escalas nucleares 100pc # datos telescopios de 8m • escalas de 1kpc # datos de Spitzer
PAH 11.3µm
Spitzer/IRS (4”)
Gemini/T-ReCS (0.4”)
No detección de la característica PAH nuclear Esquej et al. (2014) Detección de la característica PAH nuclear Observaciones con GTC/CanariCam de dos AGN oscurecidos en la galaxia en interacción Arp299 10.4m GTC
Alonso-­‐Herrero et al. (2013) Selección de AGN a distancias cosmológicas usando observaciones Infrarrojas Campo cosmológico observado con IRAC en 3.5, 4.5,5.8, and 8µm Imagen con IRAC del campo de SWIRE http://spitzer.ipac.caltech.edu Fazio et al. (2004) All-­‐sky survey con WISE 3.4, 4.6,12, y 22µm Imagen WISE de una porción de cielo: http://wise.ssl.berkeley.edu/ Wright et al. (2010) Selección de AGNs usando rayos X Observaciones profundas (4Ms) con Chandra del Chandra Deep Field South (CDFS) http://www2.astro.psu.edu/
~niel/cdfs/cdfs-­‐chandra.html El método más utilizado para seleccionar AGN a distancias cosmológicas es obtener imágenes profundas (ks hasta Ms) de campos cosmológicos Propiedades de AGNs seleccionados en rayos X La mayor parte de AGN con zsp están a z~0-­‐2, pero las distribuciones de redshift tienen picos a z~0.65 y z~0.7 Brandt & Hasinger (2005) Local AGN
La mayor parte de las fuentes que contribuyen al fondo de rayos X (XRB) tienen luminosidades LX~1042-­‐1044 erg s-­‐1 Galaxias con LX<1042 erg s-­‐1 podrían estar dominadas por SF AGN absorbidos (Compton thick) sólo se detectan hasta z~0.1-­‐0.3 La mayor parte de los AGN Compton-­‐thick (NH>1024cm-­‐2) a alto-­‐z no se detectan con XMM o Chandra Compton thick AGN
Distribuciones espectrales de energía de cuásares (sin la contribución de la galaxia) Emisión IR reprocesada debida a polvo Cuásares radio-­‐quiet detectados en COSMOS log νLν (erg/s)
Infrarrojo: forma de emisión de ley de potencia Emisión directa AGN Cuásares de la muestra de Elvis et al. 1994 Rest-­‐frame ν (Hz) Elvis et al. (2012) Selección de AGN por su emisión IR: ley de potencia en las SEDs Fuentes detectadas en rayos X Detección en las 4 bands de IRAC con un continuo en forma de ley de potencia fν~να α<-­‐0.5 en 3.6-­‐8µm Necesita una buena estimación de los errores fotométricos Alonso-­‐Herrero et al. (2006), Donley et al. (2007,2008,2012) Fuentes no detectadas en rayos X Selección de AGN en el IR usando datos de IRAC en 3.6, 4.5, 5.8 y 8µm
power law AGN
SB ULIRG
Arp220
X-ray sources
AGN ULIRG
IRAC galaxies
QSO
Power law
line
log (S5.8/S3.6)
Selección de Lacy et al. (2004) Figuras de Donley et al. (2007) [3.6]-[4.5]
log (S8/S4.5)
Starburst
[5.8]-[8.0]
Selección de Stern et al. (2005) Comparación de métodos de selección de AGN: IR vs. Rayos X
Fracción IR AGN
detectados en rayos X
! Existe solapamiento entre las dos selecciones. ! A luminosidades altas >1044 erg/s el IR selecciona la mayor parte de los AGN identificados en rayos. ! Aproximadamente 30-­‐50% de los AGN seleccionados en IR no se detectan en rayos X. Son buenos candidatos a Compton thick AGN. BUXS Type 1
BUXS Type 2
log L2-10keV [erg/s]
Mateos et al. (2012) Hickox et al. (2009) Comparación de métodos de selección de AGN
AGN seleccionados en radio – Residen en galaxias masivas y evolucionadas Color (u-r)
AGN seleccionados en rayos X – Residen en la zona de transición entre galaxias jóvenes y poco masivas y galaxias viejas y masivas AGN seleccionados en el IR – Residen fundamentalmente en galaxias azules, jóvenes y no muy masivas, aunque solapan con los AGN seleccionados en rayos X Magnitud absoluta Mr
Hickox et al. 2009 Galaxias Luminosas y Ultraluminosas en el Infrarrojo (LIRGs y ULIRGs) Propiedades generales de (U)LIRGs locales Sanders & Mirabel (1996)
W Pico IR LIR=1011-1012L" y LIR=1012-1013L"
IR=3-­‐1000µm SEDs dominadas por emisión IR Cold (U)LIRGs: f25/f60<0.2, aproximadamente 75%, dominadas por formación estelar Warm (U)LIRGs: f25/f60>0.2, 25% AGN Wavelength (µm)
Emisión UV/óptica absorbida por el polvo y re-­‐emitida en el IR. Polvo calentado por formación estelar y/o AGN LIR indican SFR 17-­‐170 and 170-­‐1700M"yr-­‐1 LIRGs y ULIRGs son raros en el Universo local pero muy abundantes a alto z Sanders & Mirabel (1996)
Morfología de LIRGs y ULIRGs locales Pereira-Santaella, 2012 (PhD)
LIRGs: LIR=1011-1012L!
Galaxias en interacción 25-­‐40%, Galaxias de disco a LIR<3x1011L"
Muchas de ellas en grupos García Marín et al. (2009)
ULIRGs: LIR=1012-1013L!
La mayor parte son galaxias en interacción y fusionadas Espectroscopía con Spitzer/IRS de LIRGs y ULIRGs LIRGs: Pereira-Santaella et al. (2010)
ULIRGs: Farrah et al. (2007)
[NeII]
11.3µm
PAH
[NeV]
[NeIII]
Identificando AGN en (U)LIRGs locales
[NeV] en 14 y 24µm, son débiles. Detección en: 20-­‐25% en LIRGs y ULIRGs Usando [OIV]25.89µm pero esta línea también se excita por formación estelar
LIRGs: Alonso-Herrero et al. (2012)
ULIRGs+PG QSOs: Veilleux et al. (2009)
Seyfert 1
Seyfert 2
LINER
HII
Dominadas por AGN Dominadas por formación estelar EW(6.2µm PAH)
log [OIV]/[NeII]
[OIV]/[NeII]
1
0
-1
Log -2
Log EW(7.7µm PAH)
Identificando AGN oscurecidos en (U)LIRGs locales
Indicadores IR dan una fracción más alta de AGN oscurecidos (no-­‐Seyfert) en las (U)LIRGs que rayos X LIRGs: Fracción de AGN oscurecidos ópticamente (=no-­‐Seyfert) es 20-­‐25% ULIRGs: Fracción de AGN oscurecidos ópticamente (=no-­‐Seyfert) es 50-­‐70% Infrared Indicators: Imanishi et al.
(2010,2011), Alonso-Herrero et al. (2012)
X-rays: Maiolino+2003
ULIRGs
LIRGs
LIR<1011L"
LIRGs
ULIRGs
¿Cuánto contribuyen los AGN bolométricamente a LIR ? LIRGs: AGN contribuyen 5-­‐10% de la luminosidad IR LIR ULIRGs: AGNs contribuyen 35-­‐40% de la luminosidad IR LIR LIRGs: Alonso-Herrero et al. (2012)
ULIRGs: Nardini et al. (2010)
Lbol(AGN)/LIR <0.05 0.05-­‐0.25 >0.25 Papel de las (U)LIRGs en la evolución de galaxias Compton thick Agujero negro crece Fase AGN brillante IR LQSO(L") SFR (M"yr-1)
Interacción No QSO Hopkins et al. (2008)
Coevolución BH y starburst AGN brillante en X QSO no oscurecido AGN brillante ópGco