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

The ¡AGN ¡Jet ¡Model ¡ ¡ of ¡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

The ¡mo8va8on ¡for ¡an ¡AGN ¡jet ¡model ¡ Similar events in other galaxies? Kpc-­‑sized ¡Radio ¡bubbles ¡containing ¡cosmic ¡rays ¡ • 3C 444, X-ray (blue) with 5GHz radio image (red; Croston et al, 2010) M87 at 90 cm (Owen et al 2000) o Radio bubbles are produced by synchrotron emission of CR electrons 3C 388, X-ray image with 5GHz radio contours (Kraft et al 2006) 3

The ¡mo8va8on ¡for ¡an ¡AGN ¡jet ¡model ¡ 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 ¡ • of ¡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 ¡M bh ¡c 2 ¡~ ¡10 60 ¡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 ¡ • of ¡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 ¡M bh ¡c 2 ¡~ ¡10 60 ¡erg! ¡ 7mm VLBA of the Sgr A* (Bower & Backer 1998) The Fermi bubbles (artist’s view, NASA) 6

Methodology: ¡ Numerical ¡simula8ons ¡of ¡ AGN ¡jet ¡evolu8on ¡in ¡the ¡Galaxy ¡with ¡CR ¡physics ¡ Mass conservation Momentum equation Energy equation CR evolution

Talk ¡Outline: ¡ What ¡do ¡we ¡learn ¡from ¡simula8ons? ¡ ¡ Ques8ons ¡to ¡Answer (1) ¡Were ¡the ¡Fermi ¡bubbles ¡really ¡produced ¡by ¡a ¡recent ¡ AGN ¡jet ¡event? ¡ ¡ (2) ¡What ¡are ¡the ¡energe8cs ¡and ¡age ¡of ¡the ¡bubble ¡event? ¡ (3) ¡Is ¡the ¡gamma-­‑ray ¡emission ¡hadronic ¡or ¡leptonic? ¡ (4) ¡What ¡are ¡important ¡physical ¡processes ¡in ¡this ¡event? ¡ ? 8

(1) ¡Were ¡the ¡Fermi ¡bubbles ¡really ¡produced ¡by ¡a ¡recent ¡ AGN ¡jet ¡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) 10

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

What ¡do ¡we ¡learn ¡from ¡jet ¡simula8ons? ¡ ¡ ¡ To ¡produce ¡the ¡fat ¡Fermi ¡bubbles, ¡the ¡jet ¡must ¡be (1) ¡released ¡(nearly) ¡along ¡the ¡rota8on ¡axis ¡of ¡the ¡Galaxy ¡ ¡ (2) ¡Moderately ¡light ¡ ¡0.001< ¡η ¡< ¡0.1 ¡ (3) ¡over-­‑pressured ¡near ¡the ¡jet ¡base ¡ 12

A ¡typical ¡run ¡– ¡A1 ¡ ¡ Log (CR energy density) 13 Guo & Mathews 2012

Were ¡the ¡bubbles ¡really ¡produced ¡by ¡a ¡recent ¡jet ¡event? ¡ ¡ A ¡recent ¡jet ¡event ¡reproduces ¡many ¡bubble ¡features: ¡loca8on, ¡ size, ¡shape, ¡sharp ¡edges ¡ CR ¡par8cle ¡distribu8on ¡ Su, Slatyer, and Finkbeiner, 2010 Guo & Mathews 2012 14

(1) ¡Were ¡the ¡bubbles ¡really ¡produced ¡by ¡a ¡recent ¡jet ¡event? ¡ ¡ Thermal ¡gas ¡distribu8on ¡ ¡The ¡bubble ¡event ¡produces ¡shocks ¡ and ¡ouhlows ¡in ¡the ¡galac8c ¡halo ¡ 15

Have ¡the ¡shocks ¡been ¡observed? ¡ Sofue 2000 ROSAT X-ray map and the bubbles 16 18

(2) ¡What ¡are ¡the ¡energe8cs ¡and ¡age ¡of ¡the ¡bubble ¡event? ¡ CR ¡par8cle ¡distribu8on ¡ (1) Energe8cs ¡~ ¡10 55 ¡– ¡10 57 ¡erg ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ Age ¡~ ¡1 ¡– ¡3 ¡Myr ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ Jet ¡dura@on ¡~ ¡0.1 ¡– ¡0.5 ¡Myr ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡Total ¡mass ¡that ¡SMBH ¡accreted: ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡~ ¡100 ¡– ¡10000 ¡M sun ¡ Guo & Mathews 2012 17

(3) ¡Is ¡the ¡gamma-­‑ray ¡emission ¡hadronic ¡or ¡leptonic? ¡ The current bubble pressure in our simulations is about 10 -12 – 10 -11 dyn/cm 2 , depending on the initial halo gas pressure (in particular density). 18

(3) ¡Is ¡the ¡gamma-­‑ray ¡emission ¡hadronic ¡or ¡leptonic? ¡ The average spectrum of the Bubbles (Guo & Mathews 2012) 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. 19

(3) ¡Is ¡the ¡gamma-­‑ray ¡emission ¡hadronic ¡or ¡leptonic? ¡ The average spectrum of the Bubbles Leptonic Scenario (solid line): the required CR electron pressure to produce the observed 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). 20

(4) ¡What ¡are ¡important ¡physical ¡processes ¡in ¡this ¡event? ¡ CR diffusivity D: D= 3 × 10^{28} cm^2/s D= 3 × 10^{29} cm^2/s The ¡bubble ¡edges ¡are ¡not ¡sharp ¡in ¡these ¡two ¡runs! ¡ 21 Guo & Mathews 2012

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 22

(3) ¡What ¡are ¡important ¡physical ¡processes ¡in ¡this ¡event? ¡ Irregular ¡bubble ¡edges ¡ Smooth ¡bubble ¡edges ¡ Su, Slatyer, and Finkbeiner, 2010 Guo & Mathews 2012 23

(3) ¡What ¡are ¡important ¡physical ¡processes ¡in ¡this ¡event? ¡ Limb ¡darkening ¡in ¡standard ¡runs ¡ Latitude (degree) Longitude (degree) The line-of-sight projected CR energy density Su, Slatyer, and Finkbeiner, 2010 in Galactic coordinates (Guo et al ‘12) 24