B8 Principi di Astrofisica Radio-loud AGNs

Transcript

1 B8 Principi di Astrofisica Radio-loud AGNs

2 Radio-loud AGN definiti come L 5GHz > W/Hz Ma definizione arbitraria: AGN che presentano luminosità radio più basse presentano caratterisiche simile ai radio-loud (radio-jet, lobi,...), semplicemente scalati in luminosità. Ha più senso una definizione di radio-loudness in termini di potenza radio relativa alla luminosità ottica, o meglio in banda X... La Franca+10

3 tipico esempio di radio galassia potente (FRII) radio lobi getto hot spots Il gas ionizzato emesso dal nucleo viaggia a velocità relativistiche (v~c) lungo getti collimati. L energia viene poi dissipata negli hot spots (dove interagisce col mezzo intergalattico) emettendo radiazione di sincrotrone

4 La frequenza di emissione di sincrotrone è data da ν 16.08x10 6 B E 2 MHz Gauss Energia elettroni in GeV E = γ m e c 2 Nei lobi radio B~ G Si osserva emissione di sincrotrone a diversi GHz => E > 10 GeV => γ ~ Gli elettroni relativistici perdono energia per emissione di sincrontrone (e anche per scattering Compton inverso); il tasso di perdita di energia è dato da: de/dt E 2 gli elettroni più energetici perdono la loro energia molto più rapidamente L invecchiamento della popolazione di elettroni relativistici produce un cutoff nella distribuzione energetica degli elettroni: E cutoff 120 (B 2 t) -1 [GeV] G yr

5 Il cutoff in energia implica un cutoff (ancora più pronunciato) nello spettro di sincrotrone (vedi eq. precedente) ν cutoff (B 3 t 2 ) -1 [GeV] ovvero, ci si aspetterebbe di osservare uno spettro del tipo log F ν ν cutoff In effetti lo spettro di sincrotrone delle sorgenti radio estese mostra un irripidimento ad alte frequenze (ν >~10 GHz), log ν (MHz) che suggerisce la presenza di una componente invecchiata, ma NON mostra un netto cutoff questo significa che c è un continuo rifornimento di elettroni relativistici

6 Sia la forma spettrale che la forte polarizzazione indicano che l emissione Radio è dominata da emissione di sincrotrone log F ν em. sincrotr. trasparente log F ν em. sincrotr. trasparente steepening ad alte energie auto assorbimento di sincrotrone log ν (MHz) log ν (MHz) log F ν componente estesa trasparente componente compatta auto-assorbita log F ν spettro flat (sovrapposizione di diverse componenti auto-assorbite) log ν (MHz) log ν (MHz)

7 Sono i getti che riforniscono i lobi di elettroni relativistici Bow shock JET Inter Galactic Medium Hot Spot I getti colpiscono il mezzo intergalattico (IGM) -> hot spots, e generano un bow shock, producendo i radio lobi In corrispondenza degli hot spots lo spettro di sincrontrone è più piatto (-> popolazione più giovane di elettroni relativistici), mentre lungo i lobi radio lo spettro si irripidisce -> invecchiamento degli elettroni

8 I radio getti Spesso ben collimati fino a scale molto piccole, vicine al nucleo Ancora non ben chiara la loro origine, probabilmente generati dal campo magnetico rotante nelle parti più interne del disco di accrescimento (diversi modelli) Anche l origine del meccanismo di collimazione non è totalmente chiara, probabilmente è lo stesso campo magnetico lungo il getto (diversi modelli)

9 Boosting relativistico Spesso si osserva un solo getto, ma la presenza di un radio-lobo anche dalla parte opposta suggerisce che ci debba essere anche il getto opposto. L unica spiegazione è che l emissione radio nei getti non sia isotropa bensì relavistically boosted

10 L emissione di una particella che si muove relativisticamente viene emessa all interno di uno stretto cono, con apertura angolare ~ 2/γ 1/γ v Il boosting relativistico è dato da v F obs = F rest [γ (1- β cosθ)] 3 θ se θ è piccolo e γ grande il boosting relavistico può essere di diversi ordini di grandezza Se θ π (ovvero il jet si muove nella direzione opposta alla linea di vista) allora si ha un relativistic dimming v v θ

11 Le sorgenti radio compatte, ovvero nelle quali non si osserva (apparentemente) una componente estesa, possono essere spiegate anch esse tramite un relavistic boosting estremo: se l angolo con la linea di vista è molto piccolo (pochi gradi) allora il boosting è cosí potente da rendere la componente di jet totalmente dominante Tuttavia in mappe radio con elevato range dinamico si riesce a vedere la componente estesa, ovvero il lobi visti face on, anche nelle sorgenti apparentemente compatte

12 Lo stesso effetto di boosting relavitistico è responsabile del forte continuo ottico non termico osservato nei BL Lac -> si tratto di oggetti nei quali il getto è osservato quasi pole-on e di conseguenza il boosting relativistico è tale che l emissione di sincrotrone domina anche nell ottico (anche in conseguenza del Doppler blue-shift)

13 Moti super-luminali Nei radio getti si osserva spesso blobs che si muovono apparentemente con velocità superiori a quella della luce! Si tratta di un effetto di proiezione di moti relativistici aventi la direzione vicina alla linea di vista Δl = c τ - v τ cosθ v τ cosθ t=τ t=0 θ cτ v app = vτsinθ τ- βτcosθ = v sinθ 1- β cosθ => se θ è piccolo e γ grande -> v app >> c

14 Ri-accelerazione nei getti Il tempo di vita degli elettroni nei getti che emettono per sincrotrone è: t life (B 3/2 ν 1/2 ) -1 [yr] Gauss GHz Avevamo visto che: ν cutoff (B 3 t 2 ) -1 [GeV] B ~ G lungo il jet Per elettroni che emettono a frequenze ν > 10 GHz => t life 10 5 yr Tuttavia non si osserva alcun cutoff di invecchiamento per l intera lunghezza del jet. Inoltre per raggiungere i radio-lobi a distanze dell ordine di ~ Mpc sono necessari oltre 10 6 yr, anche se gli elettroni viaggiassero alla velocità della luce -> necessario un meccanismo di ri-accelerazione lungo i get Non ancora ben chiaro il meccanismo responsabile di tale ri-accelerazione, forse onde di campo magnetico lungo il jet...

15 FRI versus FRII Meno luminose Getti meno collimati e più distorti Emissione più forte vicino al centro, con intensità che diminuisce verso l esterno ( edge-darkened ) Più luminose Getti ben collimati Emissione più forte nelle hot spots esterne ( edge-brightened ) Mentre la differenza fra sorgenti compatte e sorgenti estese è attribuibile unicamente a effetti di orientamento rispetto alla direzione dei jet, la differenza fra FRI e FRII sembra invece dovuta a differenze intrinseche

16 FRI versus FRII Due possibilità: 1) i getti partono più deboli nelle FRI 2) i getti vegono prodotti con la stessa intensità, me nelle FRI vengono arrestati distorti prima dall interazione col mezzo interstellare della galassia ospite 2kpc Osservazioni ad alta risoluzione angolare mostrano che effettivamente alla base del jet (D<kpc) la potenza e la morfologia dei jet sono simili nelle FRI e nelle FRII. Inoltre si osserva nelle FRI evidenza di forti interazioni (shocks) del jet su scale del kpc (galassia ospite).