VARIABILITA' X NEI NUCLEI GALATTICI ATTIVI

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1 VARIABILITA' X NEI NUCLEI GALATTICI ATTIVI Università di Napoli Federico II Ciro Pinto Relatori matr. 358/27 Dr. Maurizio Paolillo Prof. Giuseppe Longo

2 VARIABILITA' NEL DOMINIO X DEI NUCLEI GALATTICI ATTIVI (AGN) Presentazione degli AGN Proprietà X e variabilità degli AGN Riduzione Dati Risultati e Conclusioni Centaurus A

3 I NUCLEI GALATTICI ATTIVI Il termine Nucleo Galattico Attivo (AGN) fa riferimento ad una vasta serie di fenomeni di origine non-stellare, associati ai nuclei di alcune galassie che mostrano un'attività peculiare tra i quali individuiamo: Intensa emissione di radiazione con luminosità fino a 1045 erg/s ( Lsole = 1033 erg/s) Origine confinata in regioni ristrette minori di 200 U.A. Elevata variabilità soprattutto nella banda X: il flusso raddoppia in tempi-scala di ore Emissione multi-banda in particolare nella banda X: LXmax ~ 50% LBOL Intensa emissione Radio ( QUASAR) Getti di particelle e moti ultra-relativistici Cen-A

4 PRINCIPALI TIPOLOGIE DI AGN Galassie di Seyfert: Seyfert-1: righe di emissione larghe (Broad Line) con V~104 km/s righe di emissione strette (Narrow Line) con V~103 km/s variabilità su tempi-scala di ore-mesi intensa emissione X Seyfert-2: solo righe di emissione strette con V~ km/s variabilità più debole delle Sy-1 intensa emissione X radiazione fortemente polarizzata QUASAR: acronimo di Quasi Stellar Radio Source, forte emissione nel Radio, contro-parte ottica puntiforme elevato redshift -oggetti molto distantivariabilità su tempi-scala di mesi BLAZAR: sono gli AGN più energetici, emissione fino ai raggi gamma massima variabilità (tempi-scala ~ minuti) forte emissione radio Sy-2 NGC 1068 (X+ottico) QUASAR 3C273 (ottico) Sy-1 NGC 4151 (ottico)

5 CARATTERISTICHE SPETTRALI DEGLI AGN Sy-1 NGC 4151 NGC 1068 Sy-2

6 AGN: IL MODELLO UNIFICATO - A Alta variabilità piccole dimensioni: le dimensioni della regione emettitrice sono inferiori al cammino percorso da un raggio di luce nell'intervallo di tempo in cui la sorgente risulta variabile: minore di 1 parsec Alta luminosità elevata produzione di energia: l'unico oggetto in grado di fare ciò è un buco nero super-massiccio che accresce materia La massa centrale MBH si può ricavare dalla Luminosità di Eddington: Un energia pari a L = 1047erg/s può essere prodotta da un buco nero di massa M = 108 MSOLE che accresce meno di 10 masse solari in un anno d c T η ~ 6-40 %

7 AGN: IL MODELLO UNIFICATO - B IL TIPO DI AGN OSSERVATO DIPENDE DALL'ANGOLO DI OSSERVAZIONE E DALLA ATTIVITA' RADIO: OSSERVANDO LUNGO IL RADIO OGGETTO, L'AGN MOSTRA LE CARATTERISTICHE DEI QUASAR SPOSTANDOSI DALL'ASSE SI VEDONO SPETTRI TIPICI DELLE Sy 1 SE IL PUNTO DI VISTA E' VICINO AL TORO DI POLVERE, SI OSSERVA UNA SEYFERT DI TIPO 2

8 PROPRIETA' X DEGLI AGN Luminosità X: LX ~ 5-40% LBOL ~ erg/s (per il sole: LX~10-6 LBOL) Lo spettro energetico segue una legge di Potenza: Flusso = A E-Γ ph / cm2 / s / kev, con indice spettrale Γ ~ La variabilità è una caratteristica di tutti gli AGN: variazioni nel flusso su tutti i tempi-scala e su tutte le lunghezze d'onda Nel Dominio X gli AGN mostrano i più brevi tempi-scala (ΔTBL Lac~ 10 min) la variabilità-x permette di arrivare alle regioni più vicine al BH centrale Lo spettro di potenze è rappresentato da una legge di potenza con un break νbreak P(ν) ~ ν -1.1 con ν < νbreak P(ν) ~ ν -1.9 con ν > νbreak

9 VARIABILITA' X DEGLI AGN: Stato dell'arte - A ANTI-CORRELAZIONE: VARIABILITA' vs. LUMINOSITA' Nandra et al A parità di luminosità, AGN a più alti redshift risultano più variabili, Paolillo et al 2004 tassi di accrescimento superiori

10 VARIABILITA' X DEGLI AGN: Potenzialità della Variabilità LA VARIABILITA' ANTI-CORRELA CON LA MASSA DEL BUCO NERO, O'Neill et al 2005 La massa del buco nero si può stimare a partire dalla variabilità ( Nikolajuk et al 2004 ) Valutare la massa del BH è difficile con altri metodi ed è possibile solo per oggetti vicini

11 I DATI: Osservazioni del Satellite XMM-Newton sul Chandra Deep Field-South (CDFS) X-ray Multi Mirror Mission - Newton Durata: circa 6 mesi Esposizione totale 500 ks, 400 ks di esposizione (effettivi) XMM-Newton Flusso limite 5 ٠10-16 erg cm-2 s-1 (nella banda kev) I redshift spettroscopici e fotometrici sono stati forniti da osservazioni di Hubble Space Telescope sul CDFS Chandra Deep Field-South: NH cm-2 densità colonna H CDFS è una nelle regioni celesti più osservate nella banda X

12 EPIC CAMERA European Photo Imaging Camera Immagine del CDFS: rivelatore PN (somma delle 8 esposizioni) Efficienza Quantica MOS Banda energetica utilizzata: kev Immagine del CDFS: rivelatore MOS1 Rivelatore MOS 1 (somma delle 8 Mappa di Esposizione esposizioni) E = kev BANDA

13 SORGENTI X Immagine MOS1: PSF delle sorgenti, con raggi tipici: RSRC ~ 20 arcsec Sorgenti campione: Sono state rivelate 338 sorgenti di cui 170 hanno redshift identificato da contro-parte ottica (HST) Procedura di riduzione dati: A causa della debolezza delle sorgenti è necessario operare un'accurata pulizia di eventi spurii dovuti a: Raggi cosmici Fluorescenze strumentali Rumore elettronico Protoni X-soffici Galassie ed AGN non-risolti Curva di luce del CDFS

14 CURVE DI LUCE FINALI Le curve di luce per sorgenti e background sono state estratte con CIAO (Chandra) con bin ΔT = 10 ksec, sommando i contributi dei 3 rivelatori, per una durata complessiva T = 1, ksec (6 mesi). Le curve di luce delle sorgenti sono state sottratte del background e corrette per la mappa di esposizione Per l'analisi sono stati usati intervalli temporali in cui sorgenti e fondo hanno più di 10 conteggi, per avere una statistica gaussiana Curva di luce finale della sorgente N 28 (prime 4 esposizioni) m.c.r è il mean count rate

15 STIMATORI DELLE PROPRIETA' X CHI-QUADRO χ2 : TEST PER LA RIVELAZIONE DI VARIABILITA' Sono variabili le sorgenti con probabilità maggiore del 95% di avere un χ2 -minore di quello osservato P ( χ2th < χ2obs) > 95% EXCESS VARIANCE σ 2NXS : STIMATORE DI VARIABILITA' Frazione di flusso variabile dopo aver sottratto il rumore La Ex. Variance è l'integrale dello spettro di potenze HARDNESS RATIO HR : COLORE-X La componente X-soffice kev viene assorbita maggiormente rispetto alla X-hard kev (dal toro) HR è indice di assorbimento

16 RISULTATI & DISCUSSIONE - A: Prevalenza di Variabilità TEST χ2 PER LA VARIABILITA' CAMPIONE PERCENTUALE NUMERO Totale 24% 82/338 counts/bin > 10 37% 59/161 counts/bin > 20 50% 51/102 counts/bin > 40 66% 37/56 counts/bin > % 17/18 La percentuale di sorgenti variabili aumenta col flusso, maggiore è il flusso => maggiore è la probabilità di rivelare la variabilità. Il plot Luminosità-X vs Redshift conferma tale andamento: a parità di redshift le sorgenti più luminose sono più variabili. Con le future missioni, dotate di telescopi con specchi maggiori, si potrà osservare la variabilità nel 100% del campione. LUMINOSITA' X vs REDSHIFT Effetto di selezione: ad alti redshift si vedono solo le sorgenti più brillanti

17 RISULTATI & DISCUSSIONE - B: Variabilità X ed Assorbimento HR vs COUNTS HR diminuisce col flusso, sorgenti meno assorbite hanno flussi maggiori Sy-2 Sy-1 Lavori precedenti hanno mostrato che la variabilità è anticorrelata con l'assorbimento Infatti la percentuale di sorgenti variabili aumenta al diminuire dell'assorbimento. Possibile natura statistica dell'anti-correlazione Recenti lavori ipotizzano la presenza di una possibile componente di riflessione compton che indebolisce la variabilità. HR TOTALE VARIABILI < > % 43% 77% 33%

18 RISULTATI & DISCUSSIONE - C: Stime di variabilità X Tutti e soli gli AGN nel campione variabile (24%) hanno σ2nxs positiva La distribuzione della σ2nxs è identica alla 2 distribuzione della probabilità del χ σ2nxs >0 >0 >0 CAMPIONE PERCENTUALE TOTALE 25% COUNTS/BIN > 10 33% COUNTS/BIN > % L'excess variance è un buon stimatore della variabilità Lo scarto attorno allo zero aumenta a bassi conteggi (previsto al peggiorare della statistica) Il plot conferma l'aumento di sorgenti variabili col flusso, più si osserva una sorgente e più si è sensibili alla variabilità Si sottostima la variabilità: La variabilità deve essere molto più frequente Ipotesi: il 100% degli AGN è variabile nel X σ2nxs vs Conteggi

19 RISULTATI & DISCUSSIONE - D: Anti-correlazione σ2nxs LX e Modello Teorico La relazione σ2nxs LX presenta uno scarto: - Bassa statistica - Tasso di accrescimento σ2nxs vs LX Ipotizzando MBH = Msole si ricavano σ2nxs - LX teoriche per diversi ṁedd (Papadakis) La σ2nxs diminuisce al crescere della LX a causa di una variazione nella MBH Al crescere del redshift si richiedono tassi di accrescimento maggiori Evoluzione nell'accrescimento Maccr = 50% ṁedd Maccr = 25% ṁedd Maccr = 5% ṁedd Cerchi vuoti sono sorgenti al bordo σ2 sovrastimata AGN DISTANTI SI COMPORTANO COME QUELLI LOCALI, MA ACCRESCONO PIU' MATERIA - ARGOMENTO TUTT'OGGI DIBATTUTO E LA VARIABILITA' HA PERMESSO DI CONSTATARLO...

20 RISULTATI & DISCUSSIONE - E: Anti-correlazione σ2nxs LX : Potenzialità della Variabilità La relazione σ2nxs LX - Bassa statistica - Massa del BH - Tasso di accrescimento Papadakis '08 I risultati ottenuti sono in accordo col risultato di Papadakis et al 2008 (da comunicazione privata, il lavoro non è stato ancora pubblicato!) L'evoluzione del tasso di accrescimento di materia con l'età dell'universo è un argomento tutt'oggi dibattuto e la variabilità ha permesso di constatarlo

21 CONCLUSIONI & PROSPETTIVE I risultati sono in accordo col modello unificato degli AGN Tutti gli AGN sono sorgenti variabili nel dominio X La variabilità è anti-correlata con il flusso e l'assorbimento L' anti-correlazione variabilità luminosità è una conseguenza della variazione della massa del buco nero centrale e lo scarto è dovuto ad un diverso tasso di accrescimento in epoche diverse La variabilità ha permesso di verificare che AGN più distanti accrescono più materia evoluzione nell'accrescimento Calibrando ed invertendo la relazione σ2nxs LX si può stimare la massa MBH assumendo un tasso di accrescimento dal redshift Con altre osservazioni si può migliorare la statistica ed estendere tale analisi a tutte le survey profonde di AGN nel dominio X Si può così studiare l'evoluzione degli AGN con l'età dell'universo

22 Fine

23 XMM-Newton SAS -Science Analysis System Calibrazione, sottrazione del background, etc. fatto con XMMSAS version software, ottenibile al website: The XMM Newton Observation Data Files (ODF) can be retrieved via ftp at the XMM Newton Science archive: Current calibration files (CCF), are available on All the data products generated by the Pipeline Processing Subsystem (PPS) are available on

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