I Nuclei Galattici Attivi. Lezione 15

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1 I Nuclei Galattici Attivi Lezione 15

2 Schema della Lezione Principali proprietà dei Nuclei Galattici Attivi (AGN, Active Galactic Nuclei). Classi di Nuclei Galattici Attivi. Il motore centrale ed il disco di accrescimento attorno al buco nero centrale. Anatomia di un AGN. Radio Galassie e getti. Nutrire il mostro. L Era dei Quasar. 2

3 Le Galassie Normali La radiazione elettromagnetica emessa dalle galassie normali è quasi interamente prodotta dai processi di evoluzione stellare: Visibile: luce delle stelle; Infrarosso: polvere riscaldata dalle stelle; Raggi X: resti di supernova, ecc. Righe di emissione: regioni HII, ecc. 3

4 La Galassia del Circino Immagini HST rivelano un nucleo attivo (non stellare) parzialmente nascosto dalla polvere al centro di questa galassia a spirale. Nucleo Attivo 100 anni luce 4

5 NGC 1068 E una galassia a spirale nell ammasso della Vergine. E stata una delle prima galassie attive ad essere state scoperte. Combinazione di immagini HST (visibile) e Chandra (raggi X) Le immagini nei raggi X hanno rivelato un fascio di luce dovuto l emissione di gas di ~1,000,000 K dal nucleo attivo. 5

6 Centauro A Immagine in luce visibile Il nucleo attivo è nascosto dietro una banda di polvere. Immagini radio e nei raggi X rivelano getti di particelle energetiche dal nucleo. 6

7 I Nuclei Galattici Attivi Nell universo locale il 10% circa delle grandi galassie hanno un nucleo compatto ed estremamente luminoso detto Nucleo Galattico Attivo (Active Galactic Nucleus, AGN). In molti casi il solo AGN è più brillante dell intera popolazione stellare della galassia (~100 miliardi di stelle). La luminosità è generata in una regione di dimensioni pari circa a quelle del Sistema Solare. Il nucleo della Galassia del Circinus, una galassia di Seyfert. Lobi di emissione radio Le Radio Galassie producono lobi doppi giganti di emissione radio a distanze di vari 100 kpc dalla galassia. La radio galassia Fornax A Galassia Ellittica 7

8 Gli Spettri delle Galassie Attive Galassia di Seyfert Seyfert nucleus (NGC7469) Bulge of 'normal' galaxy NGC 1566 Flux (erg s -1 cm -2 Å -1 ) Hβ [OIII] Spirale Normale 0 M 83 Le galassie di Seyfert sono spirali con un AGN. Hanno un nucleo stellare (non risolto); gli spettri mostrano righe forti e larghe: le larghezze corrispondono a velocità ~10 4 km/s Lo spettro di una galassia normale mostra righe di assorbimento stellari. 8

9 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 (H, He) hanno larghezze di ~10 4 km/s emesse da gas ad alta densità (n >10 15 m -3 ). Le righe strette proibite (N, O, S,...) hanno larghezze <1000 km/s e sono emesse da gas a bassa densità. 9

10 Classi spettroscopiche di AGN Gli AGN sono classificati in 2 tipi principali basati sui loro spettri: Seyfert di tipo 1; le righe di emissione di H hanno ali larghe (5-10 nm). Seyfert di tipo 2; tutte le righe sono (relativamente) strette (0.5-1 nm). L interpretazione è che esistano due regioni dove vengono emesse le righe: la regione delle righe larghe (Broad Line Region, BLR): compatta, ad alta velocità ed alta densità; la regione delle righe strette (Narrow Line Region, NLR): estese, a più basse velocità e basse densità. Che relazione c è tra le due classi? 10

11 I Quasar I Quasar sono AGN estremamente luminosi e molto distanti. La luce dall AGN nasconde la luce della galassia. Inizialmente si credeva che fossero stelle peculiari. 3C il quasar più vicino e la sua galassia ospite. Nel 1963, le righe larghe osservate negli spettri dei quasar vennero identificate come Hα e Hβ spostate verso il rosso sono extragalattici. 11

12 Distanza e Luminosità di 3C273 Possiamo determinare la distanza dal quasar misurando il suo redshift ed usando la legge di Hubble. Redshift z = (λ-λ0)/λ0 = 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] ) La magnitudine assoluta è quindi M = Per una galassia brillante M -21. Flux (erg s -1 cm -2 Å -1 ) Hγ λ 0 = nm rest Fe II + He II Hβ [OIII] λ = nm observed Wavelength (nm) 3C 273 è ~100 volte più brillante di una grande galassia e quindi ~1000 miliardi di volte più luminoso del Sole. 3C 273 Fe II 12

13 La Distribuzione Spettrale di Energia Gli AGN irraggiano con potenza simile in tutte le bande dello spettro elettro-magnetico. La distribuzione spettrale di energia è quasi piatta dall infrarosso ai raggi-γ. La potenza radio è un eccezione; ~10% degli AGN sono radio luminosi. Gli spettri di galassie normali sono dominati da emissione termica di corpo nero in appena due bande: Visibile/Vicino IR: luce delle stelle; Lontano IR: polvere scaldata dalle stelle Quasar 3C273 (radio-luminoso) Radio/mm IR V X-ray Polvere Galassia a Spirale Stelle 13

14 La Distribuzione Spettrale di Energia Bump Infrarossa Grande Bump Blu Eccesso negli X soffici Radio quieti Radio loud blazar Taglio sub-mm Dip a 1 µm Legge di potenza nei raggi X Diverse componenti indicano diversi meccanismi fisici all opera. Radio IR Vis/UV Raggi X 14

15 Lo spettro di un Blazar Alcuni AGN hanno sorgenti radio compatte molto potenti. Spesso mostrano moti superluminali (velocità apparenti sul piano del cielo > c). Irraggiano quantità significative di energia a tutte le lunghezze d onda. La luminosità varia rapidamente in tutte le bande. Questi AGN sono detti Blazars 15

16 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. 16

17 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). 17

18 Principali Classi di AGN 18

19 Spettri di AGN Blazar (radio-loud) Quasar Galassie di Seyfert Galassia Normale AGN debole Radio Galassie 19

20 Il Motore Centrale Un AGN produce ~100 volte la luminosità di una galassia intera in una minuscola frazione del suo volume (~100 UA). Come è possibile? Un solo tipo di motore central può di fare questo: la forza di gravità di un buco nero massiccio! 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. Illustrazione del buco nero circondato dal disco di accrescimento, col plasma che fluisce lungo le linee di forza del campo magnetico. 20

21 Il Motore Centrale magnetic fields & relativistic particles Accretion disk Black hole X-ray & UV radiation La massa tipica dei BH è ~ M. La materia cade verso il BH e forma un disco. La radiazione EM è prodotta dal gas caldo nel disco: E potenziale gravitazionale E cinetica del gas Calore (tramite la viscosità) radiazione EM (corpo nero). 21

22 La Produzione di Energia Relatività generale: l orbita stabile più interna di un disco di accrescimento attorno ad un BH ha raggio R0 = 3 RS (Raggio di Schwarzshild). Entro questo raggio la materia cade dentro il BH. 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 3R s r = U = 0 m 3R S La variazione di energia potenziale è: U 3RS = U U 3RS = GM BHm 3R S 22

23 La Produzione di Energia Teorema del Viriale: 1/2 ΔU è irraggiata via per cui l energia irraggiata è: E = U 3R S 2 = GM BHm 6R S E = 1 12 mc2 con 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 ~ W con ε ~ 0.1. Massa m rilascia energia E = ε mc 2 per cui la luminosità è R S = 2GM BH c L = ΔE/Δt = ε c 2 Δm/Δt e Δm/Δt è il tasso di accrescimento (M /yr) necessario. Per L = W, con ε ~ 0.1 si ottiene Δm/Δt ~ 0.2 M /yr 23

24 Il Limite di Eddington Il limite di Eddington è il limite superiore della luminosità che può essere prodotta dall accrescimento gravitazionale. E determinato dall equilibrio tra la forza gravitazionale e la pressione di radiazione sul gas in accrescimento. Se la luminosità eccede il limite di Eddington, l accrescimento è bloccato dalla pressione di radiazione. Si considera un atomo di H (p+e) e si uguagliano la forza di gravità sul protone e la forza dovuta alla pressione di radiazione sull elettrone. In un oggetto di massa M che irraggia (p.e. stella, BH) il limite di Eddington è Massa della sorgente (BH) L E = 4πGc m ( p M M BH L E σ e M ) L Sezione d urto Thomson (diffusione radiazione da parte dell elettrone) Massa del protone 24

25 Perchè un BH supermassivo? Quanto massiccio deve essere un buco nero per irraggiare con la luminosità di un AGN? Supponiamo che LAGN < LE (luminosità massima possibile) allora si ottiene: M BH ( L L ) M L AGN (L ) M BH (M ) Galassia di Seyfert tipica Quasar tipico Quasar luminosi x10 10 Il limite di Eddington può essere violato se l accrescimento avviene nel piano equatoriale (disco) e la radiazione viene emessa principalmente lungo l asse polare (perpendicolare al disco). 25

26 Misura delle Masse dei BH Per misurare la massa di un BH si possono misurare gli effetti gravitazionali del BH stesso sul gas e/o le stelle circostanti. Si applica le leggi di Keplero (in realtà è anche necessario tener conto di effetti strumentali tra cui la risoluzione spaziale finita delle osservazioni ecc.) Stella/Nube di gas r M BH Spostamento Doppler dell emissione/assorbimento verso il rosso (allontanamento) La massa del BH può essere dedotta dalla misura di V ed r: MBH = r V 2 /G Spostamento Doppler dell emissione/assorbimento verso il blu (avvicinamento) 26

27 La massa del BH in M87 M87 è una galassia ellittica gigante con una sorgente radio molto potente. Da misure HST si ottiene che punti diametralmente opposti del disco di gas hanno una differenza di velocità Δv = 2Vr ~ 1000 km/s La distanza tra i due punti è d = 2r ~ 0.6 = 44 pc alla distanza di M87 (D = 15 Mpc 1 = 73 pc dalla formula dei piccoli angoli Lezione 1). Quindi M BH = rv r 2 G = Δv ~ 1000 km/s d ~0.6 ( pc) ( km/s) N m kg M 27

28 MBH dalle Righe Larghe Le righe larghe sono prodotte vicino al BH. Le righe sono allargate per l effetto Doppler: la larghezza riflette la dispersione di velocità delle nubi ovvero la le varie velocità esistenti nella distribuzione di nubi. Nubi che emettono le righe larghe Radio jet ΔV Hβ BH e disco di accrescimento Regione delle Righe Larghe e sorgente di emissione continua Teorema del Viriale M BH = r (ΔV) 2 /G 28

29 Come Determino il Raggio? Le variazioni nell emissione della radiazione continua ionizzante emessa dal disco di accrescimento provocano echi nelle righe larghe. Alla variazione del continuo ionizzante è associata ad una variazione dell emissione delle righe larghe che però ha un ritardo τ. Il continuo illumina la nube di gas che risponde emettendo la riga. Il ritardo è il tempo che il continuo impiega ad andare dal nucleo alle nube e quello che impiegano i fotoni della riga a tornare al centro, ovvero τ = 2 r c La misura del ritardo τ fornisce quindi una stima delle dimensioni della regione delle righe larghe. Flusso Continuo τ Nube di gas r Riga Nucleo del Quasar M BH = r (ΔV) 2 /G Tempo 29

30 BH nei Quasar e Sistema Solare 10 9 M M Raggi di Schwarzschild di BH super massicci paragonati alle dimensioni Sistema Solare. 30

31 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. 31

32 Il Modello Unificato Ipotesi di base: tutte le Galassie di Seyfert (AGN) sono intrinsecamente simili. La differenza tra le varie classi è dovuta all orientazione del toro rispetto alla linea di vista. Toro visto dall alto: nucleo di tipo 1 (si vedono le righe larghe). Toro visto di lato: nucleo di tipo 2 (le righe larghe sono nascoste dal toro). Regione delle righe Strette e Specchio Le righe larghe si potrebbero vedere in luce polarizzata ovvero nella luce riflessa da un specchio. Toro Seyfert 1 Sy1 in luce polarizzata Seyfert 2 Motore Centrale e Regione delle Righe Larghe 32

33 Evidenze di Unificazione 33

34 Modello di AGN Spettro Osservato Seyfert 1: face-on, righe larghe e strette. Seyfert 2: edge-on, solo righe strette Narrow Line Region Broad line emitting clouds 0.1 pc Radio jet Ionizing radiation Narrow lineemitting clouds Radio Jet pc MBH & accretion disk Dusty molecular torus 34

35 Le Radio Galassie Lobi brillanti Immagine Radio di Cigno A 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). 35

36 La Formazione dei Getti Radio Buco Nero Disco di Accrescimento Il disco di accrescimento ha un campo magnetico con linee di forza dirette parallelamente all asse del disco. La rotazione del disco avvolge le linee di forza del campo magnetico. ll gas altamente ionizzato è espulso ad altissime velocità lungo le linee di forza del campo magnetico che, avvolte, si comportano come una fionda. 36

37 Radio Galassie e Quasar Radio Galassia: sorgente radio con due lobi; righe di emissione strette. Direzione di Osservazione 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. 37

38 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. Direzione di Osservazione Contro-getto debole Getto forte I Blazar sono il caso estremo in cui si osserva direttamente lungo la direzione del getto. 38

39 Come nutrire i Buchi Neri Se quasi tutte le galassie contengono un BH perchè non sono tutte quasar? Il disco di accrescimento deve essere sempre rifornito con gas fresco. I quasar più luminosi si trovano in ellittiche ora povere di gas. Il gas deve perdere momento angolare per andare nella regione centrale dove si trova il disco di accrescimento. Collisioni e fusioni tra galassie o barre galattiche Possono favorire la caduta del gas nella regione nucleare. 39

40 Le Galassie Ospiti dei Quasar Code mareali E in corso la fusione di due galassie Le galassie ospiti di molti quasar mostrano evidenza di collisioni recenti o fusioni in corso con le galassie vicine. 40

41 Crescita dei BH I BH crescono catturando gas dalla galassia ospite ovvero mentre danno vita ad un nucleo attivo. Durante la fusione delle galassie anche i BH al centro si possono fondere formando un BH più grande. La relazione MBH-Msferoide ( Lezione 14) indica che la crescita del BH è strettamente legata alla formazione ed all evoluzione della galassia. Infatti durante la fase di AGN, il BH ha una forte effetto di reazione sulla galassia ospite. 41

42 Relazione MBH-Msferoide In questa simulazione è mostrato solo il gas (le stelle e la materia oscura ci sono ma non sono rappresentate). Blu: gas freddo Rosso: gas caldo Verde: gas caldissimo (scaldato dall AGN). La relazione MBH/Msferoide~1/1000 è il risultato dell equilibrio tra la pressione di radiazione dell AGN ed il potenziale gravitazionale della galassia. Quando MBH/Msferoide~1/1000, l AGN espelle il gas dalla galassia bloccando sia la crescita del BH stesso che la formazione di stelle (vedi il limite di Eddington). 42

43 L Era dei Quasar I Quasar luminosi erano molto più numerosi ad alti redshift ovvero a 2 < z < 3, l Era dei Quasar. Corrisponde a circa il ~20-40% dell età attuale dell universo. Oltre z = 3 si ha una brusca diminuzione nel numero dei quasar. Ma ora dove sono? Molto probabilmente gran parte delle galassie più grandi sono state quasar in passato ed infatti nei loro nuclei si trovano BH molto grandi, resti dell attività AGN. Perché ora i BH sono spenti? Probabilmente è diminuito o cessato del tutto l afflusso di gas ( diapositiva precedente) ma questo è comunque un problema aperto. 43

44 Conclusioni Molte galassie hanno nuclei molto luminosi: Nuclei Galattici Attivi (AGN - in alcuni casi sono anche ~1000 più luminosi di tutta la galassia). Alcuni AGN producono getti relativistici e sorgenti radio gigantesche. La sorgente di energia è il disco di accrescimento attorno ad un buco nero molto massiccio (BH) al centro della galassia. Probabilmente tutte le galassie hanno un BH al loro centro ma la maggior parte sono spenti. La formazione delle galassie, la crescita dei BH e l attività nucleare sono strettamente legate tra loro. WWW: pagina di Bill Keel 44