The AGN Jet Model of the Fermi Bubbles - - PowerPoint PPT Presentation

The ¡AGN ¡Jet ¡Model ¡ ¡

• f ¡the ¡Fermi ¡Bubbles ¡

¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡Fulai ¡ ¡ ¡Guo ¡

¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡(Zwicky ¡Fellow, ¡ETH ¡Zurich) ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡

Collaborators: William G Mathews (UCSC) Gregory Dobler (KITP, UCSB)

• S. Peng Oh (UCSB)

Fermi Bubbles Workshop, SLAC, April 11, 2013

The ¡Mo8va8on: ¡

Why ¡considering ¡AGN ¡jets ¡as ¡the ¡origin ¡of ¡the ¡Fermi ¡bubbles? ¡

• Main ¡Observa8onal ¡Feature: ¡ ¡

¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡Two ¡Kpc-­‑sized ¡bubbles ¡containing ¡cosmic ¡rays ¡

The Fermi bubbles (Su et al 10’)

2

• Kpc-­‑sized ¡Radio ¡bubbles ¡containing ¡cosmic ¡rays ¡

The ¡mo8va8on ¡for ¡an ¡AGN ¡jet ¡model ¡

3

Similar events in other galaxies?

• Radio bubbles are produced by

synchrotron emission of CR electrons

3C 388, X-ray image with 5GHz radio contours (Kraft et al 2006)

3C 444, X-ray (blue) with 5GHz radio image (red; Croston et al, 2010) M87 at 90 cm (Owen et al 2000)

AGN ¡jets ¡carry ¡cosmic ¡rays ¡and ¡produce ¡CR-­‑filled ¡bubbles ¡

Cygnus A at 6 cm, Wilson et al 2006

20 cm radio image of 3C296 (Image courtesy of NRAO/AUI)

The ¡mo8va8on ¡for ¡an ¡AGN ¡jet ¡model ¡

• AGN ¡Feedback: ¡while ¡accre8ng ¡mass, ¡SMBHs ¡release ¡a ¡large ¡amount ¡
• f ¡energy, ¡in ¡the ¡forms ¡of ¡radia8on ¡or ¡jets/winds. ¡
• A ¡mystery: ¡Sgr ¡A* ¡has ¡been ¡known ¡to ¡be ¡very ¡quiescent ¡at ¡the ¡current ¡
• 8me. ¡But ¡it ¡should ¡have ¡released ¡a ¡huge ¡amount ¡of ¡energy: ¡

¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡E ¡~ ¡0.1 ¡Mbh ¡c2 ¡~ ¡1060 ¡erg! ¡

7mm VLBA of the Sgr A* (Bower & Backer 1998) 5

The ¡mo8va8on ¡for ¡an ¡AGN ¡jet ¡model ¡

• AGN ¡Feedback: ¡while ¡accre8ng ¡mass, ¡SMBHs ¡release ¡a ¡large ¡amount ¡
• f ¡energy, ¡in ¡the ¡forms ¡of ¡radia8on ¡or ¡jets/winds. ¡
• A ¡mystery: ¡Sgr ¡A* ¡has ¡been ¡known ¡to ¡be ¡very ¡quiescent ¡at ¡the ¡current ¡
• 8me. ¡But ¡it ¡should ¡have ¡released ¡a ¡huge ¡amount ¡of ¡energy: ¡

¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡E ¡~ ¡0.1 ¡Mbh ¡c2 ¡~ ¡1060 ¡erg! ¡

7mm VLBA of the Sgr A* (Bower & Backer 1998) 6

The ¡mo8va8on ¡for ¡an ¡AGN ¡jet ¡model ¡

The Fermi bubbles (artist’s view, NASA)

Methodology: ¡Numerical ¡simula8ons ¡of ¡

AGN ¡jet ¡evolu8on ¡in ¡the ¡Galaxy ¡with ¡CR ¡physics ¡

Mass conservation Momentum equation Energy equation CR evolution

?

8

(1) ¡Were ¡the ¡Fermi ¡bubbles ¡really ¡produced ¡by ¡a ¡recent ¡ AGN ¡jet ¡event? ¡ ¡ (3) ¡Is ¡the ¡gamma-­‑ray ¡emission ¡hadronic ¡or ¡leptonic? ¡ (2) ¡What ¡are ¡the ¡energe8cs ¡and ¡age ¡of ¡the ¡bubble ¡event? ¡

Talk ¡Outline: ¡What ¡do ¡we ¡learn ¡from ¡simula8ons? ¡

Ques8ons ¡to ¡Answer

¡

(4) ¡What ¡are ¡important ¡physical ¡processes ¡in ¡this ¡event? ¡

How ¡does ¡a ¡linear ¡jet ¡produce ¡a ¡‘fat’ ¡bubble? ¡

2 cm VLA image of M87 jet (Biretta & Owen)

?

9

(1) ¡Were ¡the ¡Fermi ¡bubbles ¡really ¡produced ¡by ¡a ¡recent ¡ AGN ¡jet ¡event? ¡ ¡

Nature ¡tells ¡us ¡that ¡linear ¡jets ¡do ¡produce ¡fat ¡bubbles. ¡

2 cm VLA image of M87 jet (Biretta & Owen) 20 cm radio image of 3C296 (Image courtesy of NRAO/AUI)

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(1) ¡Were ¡the ¡Fermi ¡bubbles ¡really ¡produced ¡by ¡a ¡recent ¡ AGN ¡jet ¡event? ¡ ¡

Our ¡Jet ¡Model ¡-­‑ ¡two-­‑fluid ¡jets ¡

(1) The jet contains both thermal and CR components. CRs provide additional jet power and pressure. (2) CR pressure, advection, diffusion are modeled, while radiative cooling is ignored (3) Our Code: 2D, Axisymmetric, finite-differencing, Eulerian code (4) Galactic model: Fixed gravitational potential well from galactic halo, disk and bulge (5) Hot halo gas is initially in hydrostatic equilibrium and isothermal with T= 2.4 MK (Yao & Wang 2005) Typical thermal electron density ~ a few × 0.001 cm^{-3} at Galactocentric distances of a few kpc, but probably too high within the central 100 pc, where nonthermal pressure support may be important

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(1) ¡released ¡(nearly) ¡along ¡the ¡rota8on ¡axis ¡of ¡the ¡Galaxy ¡ ¡ (3) ¡over-­‑pressured ¡near ¡the ¡jet ¡base ¡ (2) ¡Moderately ¡light ¡ ¡0.001< ¡η ¡< ¡0.1 ¡

What ¡do ¡we ¡learn ¡from ¡jet ¡simula8ons? ¡ ¡ To ¡produce ¡the ¡fat ¡Fermi ¡bubbles, ¡the ¡jet ¡must ¡be

¡

A ¡typical ¡run ¡– ¡A1 ¡ ¡

Log (CR energy density)

Guo & Mathews 2012

13

Guo & Mathews 2012

A ¡recent ¡jet ¡event ¡reproduces ¡many ¡bubble ¡features: ¡loca8on, ¡ size, ¡shape, ¡sharp ¡edges ¡

Su, Slatyer, and Finkbeiner, 2010

Were ¡the ¡bubbles ¡really ¡produced ¡by ¡a ¡recent ¡jet ¡event? ¡ ¡

CR ¡par8cle ¡distribu8on ¡

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¡The ¡bubble ¡event ¡produces ¡shocks ¡ and ¡ouhlows ¡in ¡the ¡galac8c ¡halo ¡

15

Thermal ¡gas ¡distribu8on ¡

(1) ¡Were ¡the ¡bubbles ¡really ¡produced ¡by ¡a ¡recent ¡jet ¡event? ¡ ¡

Have ¡the ¡shocks ¡been ¡observed? ¡

ROSAT X-ray map and the bubbles 18

16

Sofue 2000

Guo & Mathews 2012

CR ¡par8cle ¡distribu8on ¡

(2) ¡What ¡are ¡the ¡energe8cs ¡and ¡age ¡of ¡the ¡bubble ¡event? ¡

(1) Energe8cs ¡~ ¡1055 ¡– ¡1057 ¡erg ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡Age ¡~ ¡1 ¡– ¡3 ¡Myr ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡Jet ¡dura@on ¡~ ¡0.1 ¡– ¡0.5 ¡Myr ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡Total ¡mass ¡that ¡SMBH ¡accreted: ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡~ ¡100 ¡– ¡10000 ¡Msun ¡

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The current bubble pressure in our simulations is about 10-12 – 10-11 dyn/cm2, depending on the initial halo gas pressure (in particular density).

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(3) ¡Is ¡the ¡gamma-­‑ray ¡emission ¡hadronic ¡or ¡leptonic? ¡

Hadronic Scenario (dashed line): To reproduce the gamma ray flux, the required CR proton pressure is close to or even larger than the total bubble pressure. The average spectrum of the Bubbles (Guo & Mathews 2012)

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(3) ¡Is ¡the ¡gamma-­‑ray ¡emission ¡hadronic ¡or ¡leptonic? ¡

Leptonic Scenario (solid line): the required CR electron pressure to produce the

• bserved gamma-ray flux is negligible compared to the total bubble pressure,

indicating that it is easy to produce the observed gamma-ray flux in the leptonic scenario and the bubble content is dominated by other components (CR protons, thermal gas or magnetic fields). The average spectrum of the Bubbles

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(3) ¡Is ¡the ¡gamma-­‑ray ¡emission ¡hadronic ¡or ¡leptonic? ¡

The ¡bubble ¡edges ¡are ¡not ¡sharp ¡in ¡these ¡two ¡runs! ¡

(4) ¡What ¡are ¡important ¡physical ¡processes ¡in ¡this ¡event? ¡

Guo & Mathews 2012

CR diffusivity D: D= 3 × 10^{28} cm^2/s D= 3 × 10^{29} cm^2/s

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What’s ¡happening ¡: ¡Magne8c ¡draping ¡

(1) ¡As ¡the ¡jet/bubble ¡propagates ¡along ¡the ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ver8cal ¡direc8on, ¡magne8c ¡field ¡lines ¡ ¡ ¡ ¡ ¡are ¡draped ¡around ¡the ¡jet/bubble. ¡ ¡ (2)Thus ¡the ¡magne8c ¡fields ¡at ¡bubble ¡edges ¡are ¡ ¡ ¡ ¡ ¡roughly ¡tangen8al, ¡suppressing ¡CR ¡ ¡ ¡ ¡diffusion ¡across ¡edges ¡and ¡forming ¡sharp ¡edges. ¡

Dursi & Pfrommer ‘08

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Guo & Mathews 2012 Su, Slatyer, and Finkbeiner, 2010

(3) ¡What ¡are ¡important ¡physical ¡processes ¡in ¡this ¡event? ¡

Irregular ¡bubble ¡edges ¡ Smooth ¡bubble ¡edges ¡

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Limb ¡darkening ¡in ¡standard ¡runs ¡

The line-of-sight projected CR energy density in Galactic coordinates (Guo et al ‘12)

Su, Slatyer, and Finkbeiner, 2010

(3) ¡What ¡are ¡important ¡physical ¡processes ¡in ¡this ¡event? ¡

Longitude (degree) Latitude (degree)

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(1) ¡Surface ¡irregulari8es ¡may ¡be ¡alleviated ¡or ¡removed ¡by ¡ ¡ ¡ ¡ magne8c ¡tension, ¡short ¡bubble ¡age, ¡or ¡shear ¡viscosity ¡ (2) ¡Shear ¡viscosity ¡also ¡acts ¡to ¡concentrate ¡CRs ¡near ¡bubble ¡ edges, ¡helping ¡to ¡solve ¡the ¡limb-­‑darkening ¡issue ¡ ¡

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(3) ¡What ¡are ¡important ¡physical ¡processes ¡in ¡this ¡event? ¡

Guo et al 2012

(3) ¡What ¡are ¡important ¡physical ¡processes ¡in ¡this ¡event? ¡

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The role of shear viscosity:

The line-of-sight projected CR energy density in Galactic coordinates (Guo et al ‘12). CR diffusion is allowed in the bubble interior.

(3) ¡What ¡are ¡important ¡physical ¡processes ¡in ¡this ¡event? ¡

Latitude (degree) Longitude (degree)

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When projected along the line of sight:

Summary: ¡The ¡Fermi ¡Bubbles ¡

• The ¡Fermi ¡bubbles ¡can ¡be ¡created ¡with ¡a ¡recent ¡AGN ¡jet ¡ac8vity ¡about ¡

1 ¡– ¡3 ¡Myr ¡ago, ¡which ¡lasted ¡for ¡~ ¡0.1 ¡– ¡0.5 ¡Myr. ¡ ¡

• ¡The ¡es8mated ¡energy ¡of ¡the ¡event ¡is ¡~ ¡1055 ¡– ¡1057 ¡ergs, ¡depending ¡on ¡

the ¡gas ¡densi8es ¡in ¡the ¡Galac8c ¡halo. ¡

• The ¡jet ¡ac8vity ¡produces ¡a ¡strong ¡shock, ¡which ¡heats ¡and ¡compresses ¡

the ¡hot ¡halo ¡gas, ¡poten8ally ¡explaining ¡the ¡ROSAT ¡X-­‑ray ¡features ¡

• ¡Many ¡physical ¡processes ¡play ¡important ¡roles ¡in ¡this ¡event, ¡including ¡

¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡magne8c ¡draping, ¡shear ¡viscosity, ¡cosmic-­‑ray ¡diffusion ¡

?

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Two ¡final ¡ques8ons: ¡

(1) ¡Why ¡were ¡the ¡jets ¡released ¡along ¡the ¡ Galaxy’s ¡symmetry ¡axis? ¡A ¡coincidence? ¡ ¡ (2) ¡Do ¡other ¡disk ¡galaxies ¡have ¡similar ¡ Fermi ¡bubble ¡events? ¡

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The Circinus galaxy at 13 cm (Elmouttie et al 1995)

A similar event?

The ¡Leptonic ¡Scenario: ¡IC ¡Emission ¡from ¡Radio ¡Bubbles

¡

• Observations of IC X-ray emission
• f CR electrons with CMB are rare,

probably due to the contamination of thermal X-ray emission.

• One detection is Fornax A, which is

a galaxy located in the outskirts of the Fornax cluster, in a region with little thermal X-ray-emitting gas.

Fornax A (Feigelson et al 1995) Radio image + X-ray contours