Phenomenology
The many appearances of the beast: the blind man and the elephant
Metereology (complexity and randomness) or underlying order?
A single observations hardly ever can tell.
In most cases to derive meaningful physical information many pieces of the
puzzle have to be put together.
AGN research is by definition interdisciplinary:
multiwavelength observations
low theory including atomic physics, radiation processes ...
high theory including general relativity, relativistic physics …
Need to construct observational paradigms:
- Unified schemes
- QSO atmospheres
- Geometrically thin optically thick accretion flows
- Beaming of radio sources
Taxonomy:
metereology (complexity and randomness) or underlying order?
•
Fanaroff-Riley I -> getti con intensità che decresce
velocemente allontanandosi dal nuceo
• Fanaroff-Riley II -> getti ben definiti con hot-spots
prominenti
• Distribuzione di L178 (178 MHz):
FR I: L178 < 2∙1025 W Hz-1
FR II: L178 > 2∙1025 W Hz-1
•
Righe di emissione (visibile):
grandezza + intense
•
FR I in cluster – FR II isolate
FR II 1 ordine di
Il modello unificato prevede similitudini tra FR I e BL Lac
da un lato, tra FR II e Quasar dall’altro.
La differenza tra FR I e II dipende (forse) dai meccanismi
di estrazione di energia dal BH.
Fanaroff-Riley II
Gli AGN di tipo FR I e FR II mostrano getti orientati
perpendicolarmente alla linea di vista.
Fanaroff-Riley I
Schema di unificazione
Radio galaxies
FRI:
low luminosity
diffuse, appr. Symmetric jets whose surface
brigthness falls off away from center
FRII:
high luminosity
sharp-edged lobes and bright hot spots
jets often faint
from Urry & Padovani 1995
CenA
PKS1127
z=1.19
Chandra views of quasar jets
3C273
z=0.158
GB1508
z=4.28
Beaming hypothesis
3C279 CGRO EGRET F>100MeV
Doppler boosting
  1/ (1 -  cos )
t obs  t/
light aberration  obs   
L T
l 
 1000
3
Rme c
Iv / 3 is relativistic invariant
F obs  F 
3
Fbol obs  Fbol
Fobs
5 F

t obs
t
but.. if l  60  - ray cannot
excape, because they interact l  Lx T R ~ ct
3
Rm
c
e
with X - ray photons to make
e  e - couples
Iobs   3 I
4
Lobs  T
l 
t obs m e c 4
5
… variability
L in t
E  L  t   Mc 2
4 3
4 2

M
R nm p 
R mp
;
3
3
T

n
R T
c 2 4  R 2 m p 
E
3 T
R
  1  t  1  
c
4

c
4 m p
L

 2 10 42 erg / s
t
3 T
LX
LX
1
td 
  
L /t
2 10 42 td
if t d  1000s and LX  2 10 43
 0.01
NO termonuclear reactions!
Strong support for SMBH
paradigma
βc

θ
  1/ (1 -  cos )   (1  2 )1/ 2
  angle between velocity and LOS
Beaming relativistico - Moto superluminale
t1'  t1 
R1
c
1
(t )  t  ( R2  R1 )
c
'
R2  R1    c cos( )t
t 2'  t 2 
}
R2
c
(t )'  t[1   cos( )]
x  x2  x1    c sin(  )t
 obs
Per θ = arccos(β) si ottiene: (  obs ) MAX 
Quindi se β ~1: (  obs ) MAX    1
1 x
1 x t
 sin 



'
'
c (t ) c t (t ) 1   cos 

1 
2
 
Unification schemes for radio-loud AGN
Urry&Padovani 1995
Test of RL unification: number statistics of population agree with the
beaming hypothesis.
The total number of beamed objects should be smaller than number
of parent objects. Ratio depend on critical angle dividing blazars and RG,
which in turn depends on amount of beaming (Lorentz factor ).
Effect of relativistic beaming on number statistics:
L   p Lint
d cos( )
P ( ) 
 (   2 )
d
d
1
P ( L | Lint )  P ( )

L1int/ p L( p 1) / p
dL   
 obs ( L)   dLint P ( L | Lint ) int ( Lint )
Start with FRII LF
beam it
compare it with FSRQ LF
free parameters:
 ; Jet fractional L
<>FSRQ10 <>BLLacs3-5
AGN1
Unification schemes
optical-UV spectra
SY2
QSO2
Unobscured
Unification schemes
X-ray spectra
Obscured
Unification schemes:
type 1 <=> unobscured
type2 <=> obscured ? NOT ALWAYS!!
NGC4151: X-ray obscured
BLR lines variabile!
Unification schemes:
type 1 <=> unobscured
type2 <=> obscured ? NOT ALWAYS!!
PKS2126-158: High L, high z, X-ray obscured
Support for unification: hidden emission lines
Some Sy 2s show broad lines in polarized light (Antonucci & Miller 1995, Goodrich & Miller 1990, ...):
the fraction is still unclear since the observed samples are biased towards high-P
broad-band continuum objects.The polarization level of the continuum flux is roughly
constant up to 1500Å
which implies
that hot electrons are the
scattering source near the
nucleus, but dust dominates
(Code et al. 1993),
the outskirts.
Adapted from Arextaga 2003
(Bill Keel´s web page with data from Miller, Goodrich & Mathews 1991, Capetti et al. 1995)
Support for unification: detection of tori?
(Bill Keel´s web page)
Adapted from
Arextaga 2003
≈ 0.6pc
(Gallimore et al. 1997)
VLBA observations of the nucleus (S1) of NGC1068 (Sy 2) at 8.4GHz reveals a
small elongated structure, probably an ionized disk of ~1.2pc (Gallimore, et al. 1997), at
T≥106.5 K that radiates free-free continuum or scattered light.
Coni di Ionizzazione
La presenza del toro oscurante si deve manifestare anche con “coni” di
ionizzazione. La radiazione esce solo da un angolo solido ben definito attorno
al getto ovvero entro un cono.
L’apertura del cono determina il rapporto tra AGN di tipo 1
(righe larghe) e di tipo 2.
Blu: [OIII]
Verde: Hα
Circinus Galaxy
Continuo IR
NGC 1068
Rosso: HST (continuo ottico)
Verde: Chandra ( X )
Un altro scenario per schemi unificati
QUASAR Atmospheres
Elvis 2000-2003
High z
BAL v0.1 c
NAL v  1000km/s
Low z
A connection between UV and X-ray absorbers?
Half of Sy1 show intrinsinc blueshifted UV and/or
X-ray absorption.

L h
Mediud-to-high ionization: U   d  2  4  0
0
4rr nc
Multiple components
Some UV components arise from X-ray absorbers
Outflow velocities 0-3000 km/s
Line “broadened” (turbolent flow)
Variability
Outflows: dynamical models
Thermal wind arising from the accretion disk. If nH<1012 cm-3 and logT<5K
ionization heating is balanced by line cooling and recombination. If U is high
line cooling is suppressed and gas reaches a hot phase in which Compton
heating is balanced by inverse Compton cooling at an equilibrium T

Compton temperature kTIC  1/ 4  ;   L1  hL d
0
if Cs  v esc  a corona will form
GMm p
if Cs  v esc ;Tesc 
 TIC  a thermal wind will arise
Ro k
v esc decrease with R; TIC and v esc function of SED, not intensity
GMm p
 winds starts at R 
kTIC
Outflows, dynamical models
Radiatively driven winds
dv
kL
GM


dr 4  r 2c
r2
1/ 2
2  kL

asymptotic velocity : v   
 GM 

r0 4  c
k is the absorption cross section per unit mass
equation of motion : v
which depends on the source of opacity.
Dust opacity
~ 100 1000
Thompson opacity
2.8
Dust; rmin  1.3L46T1500
pc
line scattering
Line opacity; efficiency  
electron scattering
Force multiplier  ratio of line acceleration
to that due to Thomson scattering M
U  
L
(U)
Broad line region
Ne high enough that all forbidden line are collisionally suppressed: ne>108
Strong CIII] ==> ne<1010-11
Line width ~ 3000-10000 km/s
T~104K T~(kT/mp)0.5~10 km/s so other broadening mechanism at work
Covering factor:
In optically thick H nebula every photoionization result is a Ly photon
(H) 

 h d number of ionizing photons /cm
F
2
/s , 1 = 912A  0 = 1216A
1
power law spectrum with index
 o x
F (1216A)  
(H)  
 
h

 0 
1

 ox
F(1216A)  o x  1 o x
d 
0  
d 
h
1
ox

F(1216A)  0 
F(1216A)  912A  o x



  
h ox 1 
h ox 1216A 
F(Ly )  (H)h 0 
ox
F(1216A)  912A 
c


1216A  1216A
 ox

F(Ly )
1216A  912A  o x
W (Ly ) 


 A
F(1216A)
 ox 1216A 
if  ox  1.4 W = 580A. W(observed) ~ 50 - 60  cov. frac. ~ 10%
Q(H) 

L
 h d 
1
Q(H)
U
4 R 2cn H
 rec 
1
n e B
~ 40n111 sec
Reverberation Mapping
La Broad Line Region è costituita da nubi di gas denso (NH~109-1013 cm-3),
fotoionizzate dalla sorgente centrale e “fredde”, Te~2×104 K).
Le variazioni nell’emissione della radiazione continua ionizzante emessa dal
disco di accrescimento sono seguite da “echi” nelle righe larghe che però
hanno un ritardo τ.
Il ritardo è “light travel time” ovvero il tempo necessario alla propagazione della
radiazione ionizzante e dei fotoni della riga: Δτ ~ r / c
La misura del ritardo Δτ fornisce quindi una stima delle dimensioni della
regione delle righe larghe.
1
Δτ1 = r / c
Δτ
Flusso
Nube di
gas
Continuo
Riga
Tempo
4
r
2
Nucleo del
Quasar
3
Δτ2 = 0
Δτ4 = 2r / c
Δτ3 = r / c
Δτmean
~r/c
Reverberation mapping
To the observer
  (1 cos  )r /c
d  (r /c)sin d isodelay paraboloid
the interseption of the paraboloid and the sphere is a ring
of radius r sin  and surface area 2r 2 sin 
 ( )d  2r 2 sin d emission line response
 = responsitivity per unit area
 ( )d   ( )d /d  2rcd = transfer function
r

Reverberation Mapping
RBLR [lt-days]
Il “lag” della BLR è misurato in tutti gli AGN in cui è stato fatto
lo studio di reverberation mapping (richiede molto tempo ...):
RBLR = c Δτ varia da alcuni giorni-luce fino ad anni-luce.
Si trova che RBLR ~ L0.5 che indica come il parametro di
ionizzazione e la densità della BLR ( ϕ ~ L/RBLR2 ) debbano
essere costanti (ovvero la BLR deve avere delle condizioni
fisiche ben determinate).
λLλ(5100Å) 0.1 L [erg/s]
Le Masse Viriali dei BH
Il reverberation mapping indica che la BLR
è situata molto vicino al BH.
Le righe sono larghe in conseguenza delle
alte velocità con cui le nubi orbitano attorno
al BH.
Applicando il teorema del viriale posso
scrivere
f, costante (geometria della BLR);
V, velocità (FWHM delle righe);
RBLR dal reverberation mapping.
Le masse che ottengo per i BH sono
dell’ordine di 106-109 M☉ ovvero proprio
quello che mi aspetto dal limite di
Eddington!
Le galassie in esame hanno tutte L<LEdd e
questa non è una assunzione ma è il
risultato di due misure indipendenti!
AGN “Eigenvector” Laor et al. 1997
BLR vir.
v  GM/R
v  H FWHM
1/ 2
v 3000  2.19m1/9 2 R0.1
R0.1  L1/462 from rev. map.
4
v 3000  2.19m1/9 2 L1/
46
2
m9  0.21v 3000
L1/462 ; LEdd 46  12.5m9
L
LEDD
1/ 2
 0.38v 2
L
3000 46
La Narrow Line Region (NLR)
Le righe “strette” non variano, questo, assieme al fatto che sono “strette”
(ovvero bassa dispersione di velocità, FWHM < 1000 km/s) indica che vengono
emesse da una regione estesa.
Tramite immagini (in riga) ad alta risoluzione angolare la
NLR si riesce a risolvere negli AGN più vicini ed ha
dimensioni dell’ordine
di ~100 pc.
In prima approssimazione
può essere considerata
un’enorme regione HII (o
meglio un insieme di nubi
HII), ma il fatto che si tratti
di nubi foto-ionizzate
dall’AGN rende le
caratteristiche spettrali
della NLR differenti.
NGC 1068
Rosso: HST (continuo ottico)
Verde: Chandra ( X )
La Narrow Line Region (NLR)
log ν
F(ν)
Il fatto che il continuo
Spectral Energy Distribution (SED)
ionizzante si estenda ad
energie molto superiori
Big Blue
IR bump
Radio
Bump
rispetto alle stelle calde (OB)
Loud
2+
He
consente di ionizzare specie
0
O star
atomiche a livelli molto
X-rays
+9
Fe
superiori → si osservano righe
+
-1
+8
Radio
He
S
di emissione da ioni che non
Quiet
H+
si osservano in regioni HII
12
14
16
18
20
classiche.
L’elevato flusso di raggi X estende molto la regione di transizione:
Flusso
ionizzante
d~
1
nH aν
aν ~ ν-3
d
Es.
NH~103
sezione d’urto
per fotoionizzazione
(ν > ν0) ⇒ d(X-rays) >> d(UV)
cm-3
sorgente UV (O stars): d ~ 10-4 pc
sorgente X (AGN):
d ~ 1-100 pc
La Narrow Line Region (NLR)
Struttura di ionizzazione di una nube fotoionizzata da un AGN
Flusso ionizzante
regione altamente
ionizzate
estesa regione di transizione, parzialmente
ionizzata, dove emettono righe specie
di bassa ionizzazione come [NII],[SII],[OI],...
La Narrow Line Region (NLR)
Queste caratteristiche consentono di identificare la presenza di un AGN da
caratteristici rapporti delle righe strette: AGN hanno più forti sia le righe di alta
che di bassa ionizzazione.
Log [OIII]/Hβ
AGN
parametro di
ionizzazione U
regioni HII
continuo ionizzante
più “hard”
Log [NII]/Hα
AGN diagnostic diagrams
The BPT diagrams are used in narrow-line emission systems, to
distinguish between hard and soft radiation (Balwin, Phillips & Terlevich 1981,
Veilleux & Ostrebrock 1987), which is usually ascribed to non-stellar and
stellar activity, respectively.
Sey gal
Some people erronuously take
[O III] / Hβ > 3 as the criterium for AGN
LINERs
H II gal
(BPT 1981)
(Peterson 1997)
(Kennicutt 1998)
Adapted from Arextaga 2003
AGN diagnostic diagrams
Adapted from Arextaga 2003
75%
AGN
AGN
■
100%
AGN
λ (μm)
Policyclic aromatic hidrocarbons (PAHs),
create bumps in the MIR spectrum, which
easily identify soft-UV radiation fields that
irradiate hot dust. They get destroyed by
hard radiation.
ULIRGs have radiation fields closer to
starburst galaxies than to AGN. From this
diagnostic diagram, it is estimated that 7080% of the MIR radiation is powered by
obscured starbursts and 20-30% by AGN
(Genzel et al. 1998).
■
■ ■■ ●
●
●
●
■
■
■ ●●
ULIRGs
25%
AGN
●●
●●
▼
● ●
10%
AGN
▼
▼▼
▼
▼▼
▼▼
SBs ▼
0% ▼
AGN ▼
Il Toro Oscurante
Ricostruzione ideale di un AGN visto di lato rispetto al getto.
La radiazione e le
particelle energetiche
(getti) sfuggono lungo
l’asse polare.
Il “Toro” è una
“ciambella” di gas
denso e ricco di
polvere.
Il nucleo attivo è
nascosto dentro al
toro.
Emissione della polvere nel toro
La radiazione UV prodotta dal nucleo riscalda la polvere nel toro e più
generalmente nel mezzo circumnucleare.
Ricordiamo che Teq  1000 L1/546R-2/5pcK
Ci aspettiamo quindi che ci
sia una forte distribuzione radiale
della temperatura della polvere,
quindi del massimo di emissione
termica.
Emissione della polvere nel toro
Sono stati elaborati modelli
molto complessi sull’emissione
infrarossa del toro oscurante.
Non è semplice riprodurre
la SED IR che è molto
più larga di un singolo
black body e che quindi
richiede polvere a
diverse temperature.
Emissione della polvere nel toro
Grani di silicio e grafite sublimano a temperature Tsub ~ 1500 K
Rsub  0.06 L1/2
45 pc
Imponendo Tsub = Teq (T equilibrio) si ottiene:
questo è probabilmente il raggio interno del toro polveroso oscurante.
E’ interessante confrontarlo col raggio della
BLR stimato dal reverberation mapping:
“dip”
Ovvero la Broad Line Region
è libera da polvere.
F(ν)
Radio
Loud
log ν
Infine, il fatto che la temperatura
della polvere non possa superare
la temperatura di sublimazione di
1500 K indica che la polvere più
calda emette a λ ~2 μm questo
spiega il “dip” nella SED degli
AGN.
RBLR  0.02 L1/2
pc
45
0
Big Blue
Bump
IR bump
O star
X-rays
-1
Radio
Quiet
12
14
16
18
20
Extinction
F  cos t  f   e
A 
Extinction
dE
 Specific Intensity;
   n   Absorption coefficient
ddAdtd
perdita di intensita' in un beam che viaggia ds :
ndAdS  numero particelle in un elemento dV
I 
  ndAdS    ndAcdt    dAcdt  area assorbente totale
energia persa per assorbimento :
dE  dIdAdtdd  I ddtd    ndAdS
S
dI
   I
dS

I
So
e
o
I
  S ' dS '
S
     S ' dS '  n  S
So
A  mo  m  2.5log
I
Io
 e  100.434
0.3
1
3
Z=9
5.3
10
z=0
100X1022cm-2
3
1 .5
F  cos t  f   e  N H
0 NH=1024cm-2
N H (z)  N H (0)(1 z) 2.5
Absorption
Optical-UV extinction vs. X-ray absorption
NH
 1.8 10 21cm 2
AV
 Oobs   Oz (1 z)
O

X
X
3.5
obs
2.5
 obs   z (1 z)  X  (1 z)
 ob 2
1

AGN SED
Le Componenti Nucleari
Disco di Accrescimento
(sorgente UV-X)
D < 0.01 pc
L = 1042 - 1047 erg/s
Spectral Energy Distribution (SED)
log ν
F(ν)
Radio
Loud
0
Big Blue
Bump
He2+
IR bump
O star
-1
He+
Radio
Quiet
12
Fe+9 X-rays
S+8
H+
14
16
18
20
Composite optical-UV
AGN IR-optical SED
X-ray spectrum
Le Componenti Nucleari
Getto Relativistico
D ~ 0.1 pc - 1 Mpc
Spectral Energy Distribution (SED)
log ν
plasma a velocità
relativistiche (moti
superluminali quando la
linea di vista è prossima
all’asse del getto)
F(ν)
Radio
Loud
0
Big Blue
Bump
He2+
IR bump
O star
-1
He+
Radio
Quiet
12
Fe+9 X-rays
S+8
H+
14
16
18
20
Le Componenti Nucleari
Broad Line Region
(BLR)
D ~ 0.01 pc - 0.1 pc
densità N ~ 109-1014 cm-3
covering factor ~ 10-30 %
ΔV ~ 5000 km/s
Le Componenti Nucleari
Toro Oscurante
D ~ 1 -10 pc
densità di colonna NH ~ 1025 cm-2
covering factor ~ 70 %.
Spectral Energy Distribution (SED)
log ν
F(ν)
Radio
Loud
La polvere viene riscaldata
dalla radiazione UV/X del
disco e riemette nell’IR.
0
Big Blue
Bump
He2+
IR bump
O star
-1
He+
Radio
Quiet
12
Fe+9 X-rays
S+8
H+
14
16
18
20
Le Componenti Nucleari
Narrow Line Region
(NLR)
D ~ 10 -100 pc
densità N ~ 103-106 cm-2
covering factor ~ 1-3 %
AGN Spectral Energy Distribution
AGN selection
…but.. many obscured AGN do not show any ‘AGN’ features in their
O-UV spectra..: e.g. NGC6240, NGC4945 etc etc…
The optical-UV light from the nucleus, the BLR and even the NLR is
blocked or strongly reduced by the obscuring screen
NGC1068
NGC6240
AGN diagnostic diagrams
X-ray to optical flux ratio
EMSS, Stocke, Maccacaro, Gioia et al.
AGN diagnostic diagrams
X-ray to optical flux ratio
AGN diagnostic diagram
X-ray - optical ; radio-optical indices
EMSS, Stocke, Maccacaro, Gioia et al.
Le Radio Galassie
Immagine Radio di Cigno A
Lobi brillanti
Getto
Nucleo debole
‘Hot spots’
Il gas ionizzato viaggia lungo il getto a velocità v~c.
L’energia viene dissipata nelle “hot spots” come
radiazione di Sincrotrone (emissione di particelle
relativistiche che si muovono in un campo magnetico).
La Formazione dei Getti Radio
Il disco di ha un campo
Disco di
magnetico con linee di
Accrescimento
forza parallele all’asse
del disco.
Un BH ruotante (di Kerr)
determina
l’avvolgimento delle
linee di forza del campo
magnetico (frame
dragging).
Buco Nero
ll gas altamente
ionizzato è espulso a
v~c lungo le linee di
forza del campo
magnetico (effetto
Blandford-Znajek).
Radio Galassie e Quasar
Radio Galassia: sorgente radio con due lobi;
righe di emissione strette.
FR I
Cygnus A (radio sorgente)
Radio Galassie, Quasar Radio-loud e Blazars
sono gli stessi oggetti visti ad angolazione
diversa rispetto al getto.
L’emissione di sincrotrone non è isotropa ma è
concentrata lungo l’asse del getto.
Quasar Radio-loud e Blazars
I Quasar radio-loud ed i blazar sono visti vicino
all’asse del getto.
L’emissione di sincrotrone del getto verso di noi
è molto più forte (relativistic beaming).
I lobi appaiono tra loro più vicini rispetto a prima
(effetto di proiezione).
Negli spettri si osservano righe larghe ed un
forte continuo ottico/UV.
I Blazar sono il
Contro-getto debole
caso estremo
in cui si
Getto forte
osserva
direttamente
lungo la
direzione del
FR II
getto.
AGN taxonomy: Seyfert galaxies
Seyfert types: depending on the width of the optical emission lines (Khachikian &
Weedman 1974, Osterbrock 1981):
• Sy 2: narrow emission lines of FWHM ≤ few x 100 km s−1
• Sy 1: broad permitted emission lines (Hα, He II, ... ), of FWHM ≤ 104 km s−1 that
originate in a high-density medium (ne ≥ 109 cm−3), and narrow-forbidden lines ([O
III], [N II], …) that originate in a low-density medium
(ne ≈ 103−106 cm−3).
• Sy1.x (1.9, 1.8, ...): they graduate with the width of the Hα and Hβ lines.
• NL Sy1: subclass of Sy 1 with
soft X-ray excess and optical
Fe II in emission.
But the classification for a
single object can change
with time, due to AGN
variability!
(Goodrich 1995)
AGN taxonomy: Quasars and QSOs
Quasar = Quasi Stellar Radio-source , QSO = Quasi-Stellar Object
Scaled-up version of a Seyfert, where the nucleus has a luminosity
MB< −21.5 + 5 log h0 (Schmidt & Green 1983). The morphology is, most often, starlike. The optical spectra are similar to those of Sy 1 nuclei, with the exception that
the narrow lines are generally weaker.
[O III]
Lyσ
C IV
C III
III]
Hβ
Mg II
Hγ
[O II]Hδ
Si IV
(Å)
There are two varieties: radio-loud QSOs (quasars or RL QSOs) and radio-quiet
QSOs (or RQ QSOs) with a dividing power at P5GHz≈1024.7 W Hz−1 sr–1 .
RL QSOs are 5−10% of the total of QSOs.
AGN taxonomy: Quasars and QSOs
There is a big gap in radio power between RL and RQ varieties of QSOs (Kellerman
et al. 1989, Miller et al. 1990)
P5GHz≈1024.7 W Hz−1 .
(Miller et al. 1990)
AGN taxonomy: BAL QSOs
BAL QSOs = Broad Absorption Line QSOs
Otherwise normal QSOs that show deep blue-shifted absorption lines
corresponding to resonance lines of C IV, Si IV, N V.
All of them are at z ≥ 1.5 because the phenomenon is observed in the rest-frame
UV. At these redshifts, they are about 10% of the observed population.
(Ogle et al. 1999)
BAL QSOs tend to be more polarized than non-BAL QSOs.
AGN taxonomy: Radio galaxies
Strong radio sources associated with giant elliptical galaxies, with optical spectra
similar to Seyfert galaxies.
2.7=188 kpc
Hydra A
(Aretxaga et al. 2001)
©Chandra
Sub-classification according to
• optical spectra: NLRG = narrow-line radio galaxy, and BLRG = broad-line radio
galaxy, with optical spectra similar to Sy 2 and Sy 1, respectively.
• spectral index (α, such that Fν=να ) at 1GHz: steep or flat separated by α=−0.4
• radio morphology (Fanaroff & Riley 1974): measured by the ratio of the distance
between the two brightest spots and the overall size of the radio image. FR I with
R<0.5 and FR II with R>0.5
AGN taxonomy: LINERs
LINER = Low-Ionization Narrow-Line Region
They are characterized by [O II] 3727Å / [O III] 5007Å ≥ 1
(Heckman 1980)
[O I] 6300Å / [O III] 5007Å >1/3
Most of the nuclei of nearby galaxies are LINERs. A census of the brightest 250
galaxies in the nearby Universe shows that 50–75% of giant galaxies have some
weak LINER activity ( Filippenko & Sargent 1993, …).
They are the weakest form of activity in the AGN zoo. One has to dig into the bulge
spectrum sometimes to get the characteristic emission lines:
(Ho et al. 1993)
©POSS
AGN taxonomy: BL Lacs
BL Lac is the prototype of its class, an object, stellar in appearance, with very weak
emission lines and variable, intense and highly polarized continuum. The weak
lines often just appear in the most quiescent stages.
Blazars encompass BL Lacs and optically violent-variable (OVV) QSOs. These are
believed to be objects with a strong relativistically beamed jet in the line of sight.
(Vermeulen et al. 1994)