La Broad Line Region (BLR) La Narrow Line Region (NLR) Δτ ~ r / c 1 = r / c 2 = 0 ~ r / c Δτ4 = 2r / c NGC 1068 Δτ3 = r / c

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1 La Broad Line Region (BLR) La Narrow Line Region (NLR) La Broad Line Region è costituita da nubi di gas denso (NH~ cm -3 ), fotoionizzate dalla sorgente centrale e fredde, Te~2!10 4 K). Le variazioni nell emissione della radiazione continua ionizzante emessa dal disco di accrescimento sono seguite da echi nelle righe larghe che però hanno un ritardo τ. Il ritardo è light travel time ovvero il tempo necessario alla propagazione della radiazione ionizzante e dei fotoni della riga: Δτ ~ r / c La misura del ritardo Δτ fornisce quindi una stima delle dimensioni della regione delle righe larghe. 1 Δτ1 Δτ = r / c Flusso Continuo Riga Tempo Nube di gas 4 r Nucleo del Quasar 3 2 Δτ2 = 0 Δτ4 = 2r / c Δτ3 = r / c Δτmean ~ r / c Le righe strette non variano, questo, assieme al fatto che sono strette (ovvero bassa dispersione di velocita ) indica che vengono emesse da una regione estesa. Tramite immagini (in riga) ad alta risoluzione angolare la NLR si riesce a risolvere negli AGN piu vicini ed ha dimensioni dell ordine dei 100 p.c. (e anche più) In prima approssimazione puo essere considerata un enorme regione HII (o meglio un insieme di nubi HII), ma il fatto che si tratti di nubi foto-ionizzate dall AGN rende le caratteristiche spettrali della NLR differenti NGC 1068 Rosso: HST (continuo ottico) Verde: Chandra ( X ) HST [OIII]"5007 Å 1 2 La Narrow Line Region (NLR) La Narrow Line Region (NLR) log ν F(ν) 0-1 Spectral Energy Distribution (SED) Loud IR bump Quiet O star H + He+ He 2+ Big Blue Bump X-rays Fe +9 S Il fatto che il continuo ionizzante si estende ad energie molto superiori rispetto alle stelle calde (OB) consente di ionizzare specie atomiche a livelli molto superiori -> si osservano righe di emissione da ioni che non si osservano in regioni HII classiche L elevato flusso di raggi X rende molto estesa la regione di transizione nella nube ionizzata aν ~ ν -3 Flusso ionizzante d d ~ (ν>ν0) d(x-rays) >> d(uv) 1 nh aν sezione d urto per fotoionizzazione Es. NH~10 3 cm -3 UV domin. source (O stars): d ~ 10-4 pc X-ray domin. source (AGN): d ~ pc 3 4

2 La Narrow Line Region (NLR) Struttura di ionizzazione di una nube fotoionizzata da un AGN La Narrow Line Region (NLR) Queste caratteristiche consentono di identificare la presenza di un AGN da caratteristici rapporti delle righe strette: AGN hanno sia righe di alta ionizzazione piu pronunciate che piu forti righe di bassa ionizzazione Flusso ionizzante Log [OIII]/Hβ parametro di ionizzazione U continuo ionizzante piu hard regione altamente ionizzate estesa regione di transizione, parzialmente ionizzata, dove emettono righe specie di bassa ionizzazione come [NII],[SII],[OI],... Log [NII]/Hα 5 6 Il Modello Unificato Il Modello Unificato Sappiamo che che il motore centrale deve essere l accrescimento di materia su un buco nero supermassiccio ma perché esistono molte classi di AGN come, p.e., le Seyfert 1 e le Seyfert 2? Perché alcune galassie non hanno le righe larghe? Osservazione chiave: lo spettro in luce polarizzata di NGC 1068 (archetipo di Seyfert 2) mostra le righe larghe!!! Prendendo solo la luce polarizzata si mettono in risalto le righe larghe che prima erano affogate dal continuo e dalle righe strette >100 volte più brillanti. Righe Larghe Ipotesi di base: tutte le Galassie di Seyfert (AGN) sono intrinsecamente simili ed hanno un toro oscurante di gas e polvere. 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). Le righe larghe si potrebbero vedere in luce polarizzata ovvero nella luce riflessa da un specchio. Regione delle righe Strette (NLR) e Specchio Toro Seyfert 1 Sy1 in luce polarizzata Seyfert 2 Motore Centrale e Regione delle Righe Larghe (BLR) 7 8

3 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. Ulteriori test del modello unificato La maggior parte delle Sy2 mostra un cutoff di assorbimento foto-elettrico. Se de-assorbito lo spettro X e indistinguibile da quello delle Sy1 Il Toro è una ciambella di gas denso e ricco di polvere. Il nucleo attivo è nascosto dentro al toro Emissione da polvere circumnucleare Emissione da polvere circumnucleare La radiazione UV prodotta dal nucleo riscalda la polvere nel toro e piu generalmente nel mezzo circumnucleare Ricordiamo che Teq! 1000 L 1/5 R -2/5 K 46 pc Ci aspettiamo quindi che ci sia una forte distribuzione radiale della temperatura della polvere, quindi del massimo di emissione termica Sono stati elaborati modelli molto complessi sull emissione infrarossa del toro oscurante Non e semplice riprodurre la SED IR che e molto piu larga di un singolo black body e che quindi richiede polvere a diverse temperature (In realta` se la polvere si trova in nubi otticamente spesse l effetto e molto meno marcato di quanto indicato in figura) 11 12

4 Le Componenti Nucleari Disco di Accrescimento (sorgente UV-X) Riassunto delle componenti nuclari negli AGN D < 0.01 pc L = erg/s Spectral Energy Distribution (SED) log ν F(ν) 0-1 Loud IR bump Quiet O star H + He+ He 2+ Big Blue Bump X-rays Fe +9 S log ν Le Componenti Nucleari Le Componenti Nucleari Getto Relativistico D ~ 0.1 pc - 1 Mpc Broad Line Region (BLR) D ~ 0.01 pc pc Spectral Energy Distribution (SED) plasma a velocità relativistiche (moti superluminali quando la linea di vista è prossima all asse del getto) log ν F(ν) 0-1 Loud IR bump Quiet O star H + He+ He 2+ Big Blue Bump X-rays Fe +9 S log ν densità N ~" cm -3 covering factor ~"10-30 % ΔV ~"5000 km/s 15 16

5 Le Componenti Nucleari Toro Oscurante D ~ 1-10 pc densità di colonna NH ~"10 25 cm -2 covering factor ~"70 %. Spectral Energy Distribution (SED) Le Componenti Nucleari Narrow Line Region (NLR) D ~ pc La polvere viene riscaldata dalla radiazione UV/X del disco e riemette nell IR. log ν F(ν) 0-1 Loud IR bump Quiet Big Blue Bump X-rays log ν densità N ~" cm -2 covering factor ~"1-3 % Il Modello Unificato BH e disco di accrescimento: sorgente radiazione ionizzante (X-UV) e getti (princ. radio). Toro oscurante: blocca la radiazione vicino al piano del disco Cono di ionizzazione: regione dove la radiazione oscurante non viene bloccata dal toro. # angolo solido sotteso dal cono: Seyfert 1/Seyfert 2 = #/4$ Nubi della Narrow Line Region (NLR): fuori dal toro, sono fotoionizzate dal nucleo. Si trovano all interno del cono di ionizzazione. Nubi della Broad Line Region (BLR): molto vicine al BH grosse velocità. Getti relativistici: solo radio loud. Buchi Neri nei nuclei galattici 19 20

6 I resti fossili degli AGN The Cosmic Energy Density Spectrum Consideriamo un AGN che emette LAGN = L (L = 3.83!10 33 erg s -1 ) per ΔtAGN = 10 7 y (" età universo) LAGN = ε (ΔM/ΔtAGN) c 2 dove ΔM è la massa accresciuta nel tempo ΔtAGN. Una frazione ε di questa viene convertita in energia ed irraggiata, il resto (1-ε) va ad aumentare la massa del BH. Per cui l aumento di massa del BH è esprimibile come ΔMBH = (1-ε)ΔM = [(1-ε)/εc 2 ] LAGN ΔtAGN ovvero con ε = 0.1, M BH LAGN tagn M L 10 7 yr The studies of the local galaxy bulges allow to estimate the z=0 BH mass funtion Both the z=0 BH mass function and the cosmic X-ray background are the fossil integrated result of the AGN evolution, i.e. of the total of accreted mass and of the total energy released in the Universe via accretion z=0 BH mass function X-ray background Integrated luminosity history Nell ipotesi che gli AGN siano alimentati da accrescimento di massa su un buco nero l attività AGN deva lasciare un resto fossile nel nucleo della galassia anche dopo che l AGN è spento (ovvero non riceve più gas). Gli AGN nel passato erano molto più numerosi di adesso; i quasar a z~2-3 erano volte più numerosi ( prossima lezione). Integrated history of accretion Combinando questi fatti si deduce che almeno i nuclei delle galassie delle galassie più luminose (e più vecchie) vicine devono ospitare dei buchi neri molto massicci!. Marconi et al. (2004) 23 24

7 Metodi diretti per misurare MBH La massa del BH in M87 Moto di singole particelle test Moti propri delle stelle e velocità radiali! Via Lattea Velocità radiali di nubi di gas (emissione dei maser)! NGC 4258 Moto d insieme Dinamica stellare (V, σ dalle righe di assorbimento stellari) Cinematica del gas (V, σ dalle righe di emissione del gas) 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). Quindi Δv ~ 1000 km/s! d ~0.6 M BH = rv r 2 1 G = 2 44 pc km/s N m kg M La massa del BH in M87 ( II ) Relazione MBH - σ La massa del BH è ben correlata con la dispersione di velocità delle stelle nello sferoide (tutta la galassia se ellittica, bulge se spirale): MBH ~"σ 4 la dispersione intrinseca è un fattore ~2 in MBH per σ fissata. MBH ~"3!10 9 M 27 28

8 Problemi? La maggior parte delle misure di MBH: risolvono appena RBH; sono tra Mo; sono in galassie Early Type. Non tutte le misure sono ugualmente affidabili. Possiamo escludere che ci siano grandi BH in galassie piccole... ma non possiamo escludere che ci siano piccoli BH in galassie grandi. Il metodo per misurare MBH e le relazioni MBH-galassia sono valide solo a z= Problemi? Pochi punti agli estremi delle correlazioni. Non è possibile rivelare BH piccoli in sferoidi grandi. Il BH della Via Lattea è l UNICO che non ha una alternativa fisica plausibile; per gli altri è possibile si tratti di ammassi di oggetti oscuri (p.e. stelle di neutroni, BH stellari, ecc.). Quello della Via Lattea è l unico BH DOCG. Difficile trovare oggetti qui! Evoluzione cosmologica dei nuclei attivi 31 32

9 La funzione di luminosità degli AGN Esistono due modi principali per trovare gli AGN (radio quiet) in modo da costruirne la funzione di luminosità: selezione in base al colore si selezionano le sorgenti puntiformi nel visibile molto più blu rispetto alle normali stelle quasar brillanti; risente dell arrossamento da parte della polvere. selezione in base all emissione X una sorgente che emette X è quasi sicuramente un AGN ed in più i raggi X sono molto meno sensibili all oscuramento della luce visibile. log Lϕ(L) [ Mpc -3 ] ϕ" L ~"L -α Schechter L ~"L -β log L [L ] Con il lancio di Spitzer sono diventate molto importanti anche le ricerche di AGN (oscurati) tramite la loro emissione infrarossa Contrariamente al caso delle galassie le funzioni Φ di luminosità degli AGN sono descrivibili con Φ(L) = una doppia legge di potenza: a(l/l ) α + b(l/l ) β L" L era dei quasar Dal survey dei quasar ad alto z si deduce che nel passato essi erano molto più numerosi di adesso. Intorno a redshift l attività dei quasar ha raggiunto un massimo (era dei quasar): i quasar erano circa 100 volte più numerosi di adesso! Questa variazione del numero dei quasar combinata con il fatto che l accrescimento su un BH è il motore degli AGN giustfica la nostra aspettativa di trovare BH molto massicci nelle galassie brillanti locali (sono i quasar adesso spenti). I quasar sono molto luminosi e si vedono facilmente fino a redshift 6! Le survey X Il background X Le funzioni di luminosità ricavate dalle survey X hanno il vantaggio di essere molto più complete di quelle dei quasar perchè descrivono una frazione molto più ampia della popolazione degli AGN (~50%). Un risultato importante riguarda l evoluzione col redshift della densità di AGN ad alta e bassa luminosità: la densità di AGN ad alta L (presumibilmente BH più massicci) è più alta ad alto z. Sembra che i BH più massicci si formino prima di quelli meno massicci ( analogamente al caso delle galassie massicce ad alto z). 11!2345')64)# &1!2345')64)#474:4; Log L [erg/s] 02%:5/;:/</=(#>/?%52/@*/4(1A%&(/:;)/A;'/@ C/DD L emissione del background cosmico nei raggi X è spiegata bene sommando l emissione X di tutti gli AGN noti (e correggendo per quelli sfuggiti alle survey). Il background X rappresenta l emissione X fossile degli AGN e serve proprio a capire quanti AGN ci siano effettivamente stati in totale. Si stima che circa il 50% degli AGN sia talmente oscurato da sfuggire persino alle survey X.,7829:& '9,;#0,78293& '9,;#0,78293& '9,;#<=,(,*$!"#$$#%&'()*+,-#.&/*+#

10 Buchi neri, AGN e Galassie Buchi neri, AGN e Galassie I Buchi neri sono consistenti con essere i resti di AGN? E possibile stimare la densità di massa locale in buchi neri: sappiamo che MBH/MSferoide ~"0.0013; dalla densità di luminosità delle galassie locali si può risalire al contributo dei soli sferoidi; la densità di luminosità degli sferoidi può essere convertita in densità di massa ottenendo ρsferoidi~ 3.7!10 8 M Mpc -3 ; applicando il rapporto MBH/MSferoide si ottiene ρbh; Per quanto riguarda gli AGN si può ricorrere all argomento di Soltan: si parte dalla funzione di luminosità degli AGN per esempio in banda X e si converte a luminosità bolometrica con un certo L = β LX tale che ϕ(lx)dlx = ϕ(l)dl La densità di energia totale comovente degli AGN è quindi data da: u = Φ(L, z)l dt 0 0 dz dzdl erg s 1 se l efficienza di accrescimento è ε allora la densità di massa fossile è ρ BH = (1 ε) εc 2 u = M Mpc 3 La densità di massa dei BH nei nuclei delle galassie locali è quindi: ρbh~ 4.8!10 5 M Mpc -3 ρbh,galassie~ 4.8!10 5 M Mpc -3 ρbh,agn~ 4.4!10 5 M Mpc -3 sono perfettamente consistenti (errori dell ordine di ±10 5 M Mpc -3 )! Buchi neri, AGN e Galassie Crescita anti-gerarchica E possibile fare un confronto più dettagliato e paragonare la funzione di massa dei BH locali (ricavata dalla funzione di luminosità delle galassie + relazioni galassia-bh) con la funzione di massa attesa dagli AGN (ricavata integrando le funzioni di luminosità degli AGN con l assunzione L = λledd ovvero L # λmbh). M BH,z=0 " 10 9 M 50% della massa finale Gli unici parametri liberi sono ε e λ. e, per avere il miglior accordo, devono essere: ε= λ= cioè simili ai valori comunemente assunti! L accordo è ottimo, I buchi neri locali sono effettivamente i resti di AGN! Funzioni di massa dei BH fossili di AGN Funzione di massa dei BH locali E possibile stimare la crescita media di un buco nero di data massa. Si trova che i buchi neri più grandi si formano prima, come le galassie e gli AGN più luminosi. M BH,z=3 = 10 7 M 39 40

11 Crescita di BH e galassie La crescita dei BH e delle galassie procede in parallelo (nota che la crescita dei BH è ricavata dall attività AGN opportunamente riscalata ). Il feedback degli AGN I BH locali sono resti di AGN ovvero si sono formati durante l attività AGN. I BH locali hanno un strettissimo legame con le galassie ospiti come indicato dalle relazioni MBH-L, MBH-σ ecc. Star Formation Rate % 4000!BH Accretion Rate Densità di massa dei BH ρbh!1000 Densità di massa delle stelle Cosa determina questo legame? Evidentemente questo legame deve formarsi durante la fase di crescita dei BH ovvero durante la fase di AGN. Si ritiene che il legame sia dovuto alla reazione (feedback) dell AGN sulla galassia ospite: più l AGN è potente più la pressione della radiazione ed i venti emessi tendono a spazzar via il gas dalla galassia bloccando la crescita del BH stesso e la formazione di stelle nella galassie Il feedback degli AGN Feedback e MBH-σ 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). Semplici modelli analitici che tengono conto del feedback spiegano come mai si ottenga una correlazione MBH~σ 4. Questo è confermato anche dai modelli numerici che includono il feedback. osservati modelli 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 ( limite di Eddington)

12 Crescita anti-gerarchica Perchè si formano prima le galassie ed i BH più massicci? La crescita di BH e galassie è una competizione tra potenziale gravitazionale che porta alla formazione delle strutture e feedback che tenta di disgregarle. Le galassie più massicce hanno buche di potenziale gravitazionale più profonde e quindi il feedback è meno importante. Nelle galassie più piccole le buche di potenziale sono meno profonde ed il feedback riesce a ritardare la crescita di BH e galassia. Il feedback riesce a tutti gli effetti ad invertire la crescita dei barioni rispetto alla dark matter: nella dark matter (solo interazione gravitazionale) si formano prima le strutture più piccole mentre le più grandi si formano dopo per fusione delle più piccole; nei barioni il feedback ritarda la formazione delle strutture più piccole che quindi si formano dopo quelle più grandi e massicce! 45