Nuclei Galattici Attivi e Buchi Neri. Lezione 11

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1 Nuclei Galattici Attivi e Buchi Neri Lezione 11

2 Galassie Normali La radiazione elettromagnetica emessa dalle galassie normali è quasi interamente prodotta dai processi di evoluzione stellare: Ottico-UV-vicinoIR: stelle; Infrarossa: polvere calda ( stelle); Raggi X: resti di supernovae, ecc. Righe di emissione: regioni HII, ecc. 2

3 Nuclei Galattici Attivi Nell universo locale il ~10% delle galassie ha un nucleo compatto e molto luminoso detto Nucleo Galattico Attivo (Active Galactic Nucleus, AGN). Un AGN è caratterizzato da emissione di origine non-stellare: righe di emissione larghe (FWHM ~ km/s); righe di emissione da specie molto ionizzate (p.e. ioni con potenziali di ionizzazione da 54.4 ev di He +2 a ~400 ev di S +8 ); emissione non-termica di raggi X; getti radio; variabilità rapida e forte. Queste caratteristiche non sono spiegabili con una normale popolazione stellare. L AGN è spesso più brillante della galassia (Lgal ~ L, LAGN ~ L ). Normale Starburst 3

4 Le Galassie di Seyfert Scoperte da Karl Seyfert nel 1943 come galassie a spirali peculiari caratterizzate da forti righe di emissione nel nucleo. Galassia di Seyfert Seyfert nucleus (NGC7469) Bulge of 'normal' galaxy NGC 1566 Spirale Normale Flux (erg s -1 cm -2 Å -1 ) Hβ [OIII] M 83 0 Lo spettro di una galassia di Seyfert ha righe di emissione che indicano un livello di ionizzazione del gas più elevato di quello riscontrato nelle galassie starburst (o nelle regioni HII). 4

5 Le Righe di Emissione di un AGN MS [OIII]495.9 & Hα Flux (W m -2 nm -1 ) [OII]372.7 [NeIII]386.9 [NeIII]396.8 Hδ410.1 Hγ [OIII]436.3 HeII468.6 Hβ HeI587.6 [FeVII]608.7 [OI]630.0 & [NII]658.4 [SII]671.7 & Wavelength (nm) Le righe larghe permesse (da H, He) hanno larghezze di ~10 4 km/s e sono emesse da gas ad alta densità (Ne >10 9 cm -3, Ne > Nc). Le righe strette proibite (da N, O, S,...) hanno larghezze <1000 km/s e sono emesse da gas a bassa densità (Ne ~ cm -3, Ne < Nc). 5

6 Galassie di Seyfert: AGN a bassa L Esistono due tipi di galassie di Seyfert in base alla presenza o meno di righe larghe nello spettro: Seyfert 1 (Sy1) righe larghe (broad) permesse (Hα, Hβ, HeII etc.); continuo UV-X forte e variabile; luminosità fino a ~10 45 erg/s (~ L ). Seyfert 2 (Sy2) le righe permesse sono strette (narrow); ~20% di tutte le Seyfert ~80% di tutte le Seyfert continuo UV-X molto debole rispetto a quello stellare della galassia ospite. F λ broad ~ 5000 km/s (> 1000 km/s) narrow ~ 500 km/s (< 1000 km/s) [OII] HeII Hβ [OIII] Lunghezza d onda (Å) [OI] Hα [NII] [SII] Broad Line Region (BLR): regione compatta, di alta densità (n >10 9 cm -3 ) Narrow Line Region (NLR): regione estesa di bassa densità (n ~ cm -3) 6

7 I Quasar Simili alle Seyfert 1 ma molto più luminosi (L > erg s -1 = L ) e si trovano a redshift ( distanze) più elevate. Sono più luminosi delle galassie più luminose note. La loro luminosità nasconde la galassia ospite ed hanno un apparenza stellare (Quasar = quasi stellar object). 3C il quasar più vicino e la sua galassia ospite. Spettro tipico di un quasar. 7

8 I Quasar Dato il redshift elevato dei quasar più vicini (z~0.1) inizialmente non si riusciva a capire cosa fossero le righe osservate negli spettri. Esempio di 3C 273: Redshift z = (λ-λ0)/λ0 = Dalla legge di Hubble la distanza in Mpc è d = cz/h0 = 677 Mpc La magnitudine apparente è m=13 Il modulo di distanza è m-m = 5 log( d[mpc] ) +25 La magnitudine assoluta è M = Per una galassia brillante M -21. Flux (erg s -1 cm -2 Å -1 ) C 273 è ~100 volte più brillante di una galassia brillante ed ha L~10 12 L Hγ λ 0 = nm rest Fe II + He II Hβ [OIII] λ = nm observed Wavelength (nm) 3C 273 Fe II 8

9 Le Radio Galassie Alcuni nuclei attivi sono caratterizzati da una forte emissione radio anche estesa su dimensioni molto più grandi della galassia stessa (>100 kpc). Centauro A (NGC 5128) Lobi di emissione radio X+Ottico+Radio Anche i Quasar possono avere una forte emissione radio: Quasar Radio Loud. Hanno L più elevate delle radio galassie. La radio galassia Fornax A Galassia Ellittica 9

10 Getti relativistici Gli AGN radio-loud sono caratterizzati da getti di materiale molto collimati che partono dal nucleo e terminano nei lobi radio. Questi getti sono osservati nel radio, ma anche nell ottico e nell X. Spesso i blob lungo il getto si muovono di moto superluminale ovvero con velocità apparenti > c ( moti relativistici in direzione vicina alla linea di vista). M87: HST (ottico) 10

11 Cygnus A NGC 6251

12 Tipi di Radio Sorgenti Esistono due tipi di sorgenti radio (galassie o quasar) classificate in base alla loro apparenza radio: Sorgenti Fanaroff-Riley I (FR I) Sorgenti Fanaroff-Riley II (FR II) Radio Loudness L(178MHz) < 2x10 25 W > 2x10 25 W FR I FR II Getti radio gemelli, molti blob di emissione, estesi, oscurate ai bordi (edge darkened) Getti radio singoli e altamente collimati, brillanti ai bordi (edge brightened) 12

13 Distribuzione Spettrale di Energia Combinando le informazioni fotometriche nelle varie bande dello spettro em è possibile ricostruire la distribuzione spettrale di energia (Spectral Energy Distribution, SED) di un AGN. L integrale della SED fornisce la luminosità totale (bolometrica) dell AGN. La SED è rappresentata spesso da un grafico log νfν - log ν (se asse x è log ν, log νfν è direttamente legata all area sotto la curva ovvero all integrale). Si osservano varie componenti: Big Blue Blump, IR Bump, raggi X. La caratteristica principale è che log νfν costante dal radio ai raggi X. La potenza radio è una eccezione: solo il 10% degli AGN sono radio-loud log ν F(ν) 0-1 Spectral Energy Distribution (SED) Radio Loud IR bump Radio Quiet Big Blue Bump X-rays log ν 13

14 Emissione non-stellare Gli spettri di galassie normali sono dominati da emissione termica di corpo nero in due bande: Visibile/Vicino IR: stelle; Lontano IR: polvere riscaldata dalle stelle 3C 273 (Quasar radio loud) Spectral Energy Distribution (SED) Radio Loud IR bump Big Blue Bump log ν F(ν) 0-1 Radio Quiet Warm/hot dust O star X-rays log ν Galassia a spirale 14

15 BL Lac e Blazars Alcuni AGN sono peculiari nel senso che sono caratterizzati da: sorgenti radio compatte (no lobi) e molto potenti; spesso blob di emissione radio mostrano moti superluminali (velocità apparenti sul piano del cielo > c); hanno spettri dominati da continuo fortemente polarizzato privo di righe di emissione; la SED è più piatta di quella degli altri AGN; sono estramamente variabili in luminosità. Questi AGN sono detti BL Lac o Blazars. 15

16 Spettri di AGN Blazar (radio-loud) Quasar Galassie di Seyfert Galassia Normale AGN debole Radio Galassie 16

17 Principali Classi di AGN 17

18 Variabilità Curva di luce nel visibile del blazar 3C279 L emissione delle galassie normali è dovuta a ~10 11 stelle la luminosità non varia. La luminosità di un AGN è variabile a tutte le lunghezza d onda con tempi scala di ~ore (raggi X) - mesi (visibile/ir). I Blazar sono gli AGN più variabili. 18

19 Dimensioni del Motore centrale La variabilità determina un limite superiore alle dimensioni della regione emittente: R c Δt R dimensioni della regione emittente, Δt tempo scala di variabilità La rapida variabilità X in una galassia di Seyfert è caratterizzata da un tempo scala Δt~10 4 s ovvero R m (20 AU). 19

20 Il Motore Centrale? Qual è la sorgente di energia degli AGN? Il meccanismo fisico di produzione dell energia deve rispettare le seguenti caratteristiche osservative: Spettri non-stellari (SED, continuo e righe di emissione; forte emissione UV, X e radio); Rapida variabilità (in alcuni casi < ore) ovvero sorgente compatta; Sorgenti radio estremamente compatte (p.e. Centauro A < 10 lt-days); Moti superluminali (accelerazione di plasma a velocità relativistiche); Getti collimati in direzione ben definita anche su lunghezze fino a Mpc (direzione fissata ottimi giroscopi); 20

21 Efficienza di conversione M-E Le reazioni di fusione nucleare hanno efficienza bassa. Esempio: catena p-p nel Sole ovvero 4 1 H 4 He + 2γ+2νe massa iniziale: 4 mp = amu = amu (atomic mass unit, amu = 1.66x10-27 kg) massa finale (nucleo 4 He) = amu massa convertita in energia: Δm = amu Efficienza di conversione: ϵ = Δm/4mp = / = = 0.7% Tempo scala di variabilità di ~3 ore dimensioni d ~ c Δt = 10-4 pc Supponiamo che la sorgente sia costituita da stelle con massa totale M e che brucino una frazione f della massa totale nel tempo Δt con efficienza ε: f M L = ε fm c 2 t con i valori ε=0.7%, f=10% e Δt = 10 7 y (molto conservativi) si ottiene che per avere L = erg/s si devono avere stelle per M ~10 8 M in 10-4 pc ovvero ρ ~10 20 M pc impossibile ( centro Galattico). 21

22 Il Motore Centrale L unico processo che può fornire una alta efficienza di conversione M-E in volumi piccoli è l accrescimento su un oggetto compatto. L efficienza massima si avrà per l oggetto più compatto noto ovvero un Buco Nero Il gas interstellare possiede momento angolare e si dispone a formare un disco di accrescimento ruotante attorno al buco nero. Nel disco, la viscosità permette al gas di perdere momento angolare e quindi di cadere verso il BH, convertendo energia gravitazionale in radiazione elettromagnetica e producendo particelle accelerate a velocità relativistiche. E potenziale gravitazionale E cinetica del gas Calore (tramite la viscosità) radiazione EM (corpo nero). Accretion disk X-ray & UV radiation Black hole magnetic fields & relativistic particles 22

23 La Produzione di Energia Relatività generale: l orbita stabile più interna di un disco di accrescimento attorno ad un BH (non ruotante) ha raggio R0 = 3 RS (Raggio di Schwarzschild). Qual è l efficienza di conversione di materia in energia? Dobbiamo calcolare l energia potenziale gravitazionale rilasciata da una particella di massa m che passa da distanza infinita a R0. M BH U 3RS = GM BHm r = U U =0= 0 3R s m 3R S La variazione di energia potenziale è: U 3RS = U U 3RS = GM BHm 3R S 23

24 La Produzione di Energia Dal Teorema del Viriale 1/2 ΔU è irraggiata per cui l energia irraggiata è: E = U 3R S 2 = GM BHm E = 1 con 6R S 12 mc2 R S = 2GM BH c L efficienza di irraggiamento è ε = 1/12 mc 2 / mc 2 = 1/12 = Una frazione non trascurabile (~10%) dell energia a riposo (E=mc 2 ) è irraggiata nel processo di accrescimento (reazioni di fusione nucleare nelle stelle hanno ε = 0.7%) Quanta massa deve essere accresciuta per anno per emettere le luminosità osservate? La luminosità tipica di un quasar è L ~ erg/s con ε ~ 0.1. Massa m rilascia energia E = ε mc 2 per cui la luminosità è L = ΔE/Δt = ε c 2 Δm/Δt e Δm/Δt è il tasso di accrescimento (M /yr) necessario. Per L = erg/s, con ε ~ 0.1 si ottiene Δm/Δt ~ 0.2 M /yr 24

25 La Produzione di Energia Da calcoli più accurati che tengono anche conto del processi di accrescimento nel disco si ottiene Orbita stabile più interna Efficienza conversione M E BH non ruotante (Schwarschild) 3 RS BH massimamente ruotante (Kerr) RS