Astrofisica Generale ModB parte VII Buchi Neri Supermassicci in Galassie. Laurea Specialistica in Astronomia AA 2008/09 Alessandro Pizzella

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1 Astrofisica Generale ModB parte VII Buchi Neri Supermassicci in Galassie Laurea Specialistica in Astronomia AA 2008/09 Alessandro Pizzella

2 Sommario Come si misurano le masse dei SMBH. Diverse tecniche, più o meno dirette. 0) emissioni X 1) cinematica stellare nella Galassia 2) cinematica di MASER d'acqua 3) a) cinematica di gas in galassie vicine b) cinematica di stelle in galassie vicine 4) Reverberation Mapping per galassie attive e Quasars. Per la individuazione e/o studio vi sono anche i Flare UV, X e NIR (questi per la nostra galassia).

3 Evidenze 0) Teorizzati già nel 1783 dal reverendo John Mitchell, riproposti da Laplace 13 anni dopo. Se la gravità agisce sulla luce stelle sufficientemente dense possono essere caratterizzate da una velocità di luce maggiore di quella della luce. Nel 1915 Einstein presenta la teoria della relatività e l anno successivo Schwarzschild, risolvendo le equazioni di Einstein, trova il raggio minimo di una stella, sotto il quale la luce subisce un redshift gravitazionale infinito. I BH vengono indicati come BH (se di massa stellare, Intermediate BH (IBH) se di circa 103 masse solari, SMBH se oltre 106 masse solari. 1) Vi sono diverse evidenze che nel centro delle galassie siano presenti Buchi Neri con masse dell'ordine di masse solari (chiamati più brevemente black holes (BH) o super massive black holes (SMBH). 2) Tali SMBH sono responsabili dell'attività dei Quasars e delle galassie attive. Tale attività era più presente in passato come indicato dalla evoluzione in z della LF dei quasar (che hanno luminosità maggiore a z maggiore).

4 LF dei Quasar dalla 2dFGRS La LF dei quasar ottenuta dalla 2dFGRS per 10 diversi intervalli di redshift compresi tra 0.35 e 2.3. La LF varia mostrando Quasar sempre meno luminosi andando versi redshift bassi. L evoluzione e consistente con quella di una evoluzione in luminosità e cioè la LF non cambia forma ma solo luminosità. Notare come per z<0.5 e per alte luminosità i quasar non sono ben campionati dalla survey.

5 Tecniche per l individuazione di SMBH Metodo Cinematica stellare moti propri (Galassia) Maser acqua cinematica del gas Cinematica stellare Reverberation mapping range di massa del SMBH Msun Raggio minimo pc Rs Densita' misurata Msun / pc3 3.7 x x x x x x x x x Il raggio di Schwarzschild vale Rs=2GM/c2

6 Raggi X L emissione di raggi X dovuta a BH è utilizzata principalmente per lo studio di BH galattici, ovvero di BH stellari presenti nella nostra galassia (o nelle galassie del gruppo locale) e viene usata solo marginalmente nello studio di SMBH. Nel domino X è presente la riga di emisione del Fe K emessa da ferro completamente ionizzato o idrogenizzato (cioè con un solo elettrone). Questa riga proviene da materiale estremamente caldo che si trova a pochi raggi di Schwartzshield dal centro. La riga infatti mostra una distorsione dovuta ad effetti relativistici del forte campo gravitazionale. Si può dire che l emissione X sia usata più per individuare BH galattici, la cui posizione non è intuibile a priori a differenza che i SMBH che sappiamo risiedere nel centro delle galassie, che per misurarne la massa. La dimensione della regione di provenienza dell emissione X è studiata in base alla variabilità dell emissione stessa, che è dell ordine dei millisecondi.

7 Densità dei SMBH Rs=GM/c2 Vs=4π Rs3 /3 se ho un BH di massa M, la densità che deve avere la materia per formarlo è ρ s=m/vs=m / (4π Rs3 /3)= M / (4π (GM/c2)3 /3)= 3c6/ 4π G3M2 e dipende solo da M Se G=4.301x10 3 (km/s) 2 pc / M allora ρ s=2.18x1039/(m/m )2 M /pc3. Se voglio trasformare il numero in kg/m3 allora 1 pc = 3x1016 m 1 pc3 = 29x1048 m3 1 M = 2.0x1030 kg ρ s=2.18x1039/(m/m )2 M /pc3 = 1.5x1020/(M/M )2 kg/m3 Per un SMBH di 109 masse solari la densità necessaria è di 150kg/m3: è meno di quella dell acqua!! Per un BH di 1 massa solare viene invece 1.5x1020 kg/m3 cioè enorme. Per la nostra galassia M=3.6x106 e quindi ρ s= 1.2 x107 kg/m3

8 Il centro della Galassia Immagine in banda K (2.1 m). PSF = 0.06 Infrarosso perché: 1) è meno assorbito dalle polveri presenti nel nucleo della MW 2) I sistemi di ottica attiva sono più efficaci nelle bande infrarosse

9 SMBH nella Via Lattea Nel 2002 (Nature 419, 694) sono state presentate osservazioni CONICA/NAOS prese con il VLT dell ESO. Viene mostrato il moto proprio della stella denominata S2 lungo un periodo di 10 anni. La stella è in un orbita legata e fortemente ellittica attorno a SgrA*, con un periodo di 15.2 anni, un pericentro a 17 ore luce ed un semiasse maggiore di 5.5 giorni luce. Già questa stella da sola ha permesso di ricavare una massa di 3.6x106 masse solari. Non vi sono assunzioni se non quella relativa alla distribuzione della massa stellare (necessaria per sapere quanta della massa racchiusa nell orbita sia dovuta al SMBH e quanta alla componente stellare). La misura implica una densità di massa di 1017 masse solari/pc3 escludendo che la concentrazione di massa possa essere dovuta ad un ammasso di stelle strane o di particelle e dimostrando in pratica che nella nostra galassia esiste un SMBH.

10 È stato possibile determinare l'orbita di una stella attorno al presunto SMBH. Recentemente sono state misurate anche le velocità radiali. I risultati al 2004 indicano MBH= Msun(incertezza del 10%)

11 Il raggio di influenza del SMBH nel centro dellanostra galassia e' di ~1.4pc. Infatti per distanze maggiori la massa racchiusa entro il raggio dovuta alle stelle diventa maggiore che non quella del SMBH.

12 In corrispondenza del presunto BH sono stati trovati dei flare. Uno dei più evidenti è rappresentato in figura. L'evento è durato circa 2 ore ed è stato interpretato come dovuto l'emissione di materiale in caduta nel BH

13 Flare di luce dal BH nel centro della Galassia

14 Flare generati da SMBH La maggior parte delle galassie attuali (galassie dell'universo locale) non sono attive. Non presentano cioè segnali dovuti ad eventi ad alta energia continuativi. L emissione altamente energetica delle galassie attiva è generalmente attribuita all accrescimento di gas in un SMBH centrale. E quindi possibile che anche galassie non attive abbiano un SMBH centrale che non genera fenomeni di attività semplicemente perché il gas non è presente o non è al momento in fase di acquisizione. E il caso della nostra Galassia dove la presenza di un SMBH di 4x106 M è pressoché certa ma non vi è alcun segno di attività... o quasi. Già dal 1995 sono stati riportati casi di flare (e cioè emissioni improvvise, bagliori) provenienti dal centro di galassie altrimenti non attive. Il primo caso è quello di NGC4552 (Renzini, Bertola, Cappellari et al. Nature 378, 39), galassia ellittica quiescente. Dal confronto di 2 immagini HST prese in epoche differenti si vede che è stata generata una emissione UV puntiforme (non risolta dalla PSF di HST PC1 che ha una scala di 0.05 /pixel). Questo flare ha avuto una intensità dell ordine di 106 L e si pensa sia stato generato da un evento di accrescimento del SMBH. Qualcosa è caduto dentro al SMBH e questo qualcosa può essere stato gas preso da una stella che passava vicino al BH o una nube interstellare. Questa prima scoperta serendipita ha suggerito che i flare UV nei nuclei delle galassie possano essere fenomeni comuni e sono una possibile maniera per individuare buchi neri in galassie altrimenti quiescenti.

15 Nucleo di NGC4552 (M89) ottenuta nel 1993 (sinistra) e nel 1991 (destra). La scala spaziale e la tabella di colori è la stessa. Nella immagine del 1991 non è presente l emissione centrale non risolta visibile invece nella immagine del Le immagini sono state prese con lo strumento FOC con il filtro ultravioletto F342W.

16 Confronto tra il profilo di brillanza superficiale ottenuto nel 1991 e quello ottenuto nel I profili sono stati estratti nei 0.4 centrali.

17 Similmente ai flare UV sono stati individuati flares in raggi X, associati allo stesso tipo di eventi. In corrispondenza di Sgr A* sono stati visti flares anche in banda NIR. Nella figura è mostrata la variazione di flusso in banda NIR dovuta ad un flare avvenuto nel Attualmente si sta cercando di modellare questi flare (linea rossa continua). Ad esempio, la configurazione della acquisizione negli istanti indicati come A, B, C e D è mostrata nella figura inferiore.

18 Osservazioni contemporanee effettuate in NIR e con CHANDRA (telescopio orbitante in banda X) ha permesso di vedere come i flare in banda X sono seguiti, nel giro di una decina di minuti, da un corrispondente flare in banda NIR.

19 Le osservazioni radio a 1.35 cm, dove si possono rivelare i maser d acqua, possono essere ottenute con una risoluzione spaziale e in velocità eccezionali: 0.2km/s e x utilizzando il VLBI. I risultati per NGC 4258 sono i più importanti in questo contesto. I Maser d acqua

20 NGC 4258 Storicamente, le emissioni da maser d acqua sono state trovate nel 1968 (Cheung et al. 1969, Nature, 221, 626) e successivamente identificate in un grande numero di regioni di formazione stellare. Si crede che siano il risultato dell eccitazione di gas interstellare tiepido (1000k). L emissione maser di NGC 4258 (e quella di altre 4 AGN per ora individuate) è cinque ordini di grandezza più brillante delle normali sorgenti galattiche. Basandosi sulle dimensioni della regione da cui proviene l emissione, si conclude che non è dovuta alla sovrapposizione di più sorgenti stellari. È più probabile che l eccitazione sia dovuta al nucleo attivo e che l emissione provenga dal toro oscuro presente negli AGN.

21 NGC Curva di rotazione nel nucleo grazie ad un maser. Nel Radio è stato possibile derivare una curva di rotazione con la precisione inferiore a un milli arcsec. Dal tratto kepleriano è possibile derivare la massa centrale: M=V2R/G Dal tratto centrale rettilineo si deriva la geometria del sistema Per questa galassia viene misurata la massa di 3.7x107 Msun ed una densita' cemtrale di 1012 Msun /pc3 (D=7.3 Mpc).

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23 Altro esempio Il disco e' orientato di taglio anche in questo caso e si estende da 0.1 a 0.4pc. La curva di rotazione e' kepleriana. In questo caso probabilmente il disco non ha una massa trascurabile rispetto a quella del SMBH (forse e ' il 25%)

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27 Raggio di Influenza Rinf=GMBH/ 2 Conviene trasformare la formula utilizzando unità di misura naturali come M e km/s Ricordiamo che G=4.301x10 3 (km/s) 2 pc / M > Rinf=4.301x10 3(MBH/M )/ 2 pc Alla distanza dell ammasso della Vergine (17.6Mpc) la scala e 17.6/ =85 pc/ oppure /pc. Una galassia con =250km/s e MBH=109M ha un Rinf che da terra appare essere di Rinf=4.301x10 3(109)/2502 x arcsec = 0.6 Se avessi una più piccola sarebbe meglio? E più facile vedere un SMBH con MBH grande o piccolo?

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31 Esempio di osservazioni HST STIS

32 Esempio di osservazioni HST STIS Coccato et al. 2006, MNRAS, 366, 1050

33 Confronto dati con il modello su quantità misurate come la velocità, dispersione di velocità ed intensità

34 Oppure sullo spettro stesso, simulando le osservazioni

35 Nel preparare il modello è importante avere una stima attendibile della distribuzione della massa stellare. Nella figura di sinistra viene mostrata la fotometria superficiale della galassia (brillanza sup., PA e ellitticità), nella immagine a destra la densità deproiettata e la curva di rotazione v*(r) dovuta alla componente stellare nel caso di rapporto massa luminosità di questa componente pari ad 1. Il modello della velocità vc(r) osservata dipende dalla massa del BH M e dal rapporto (M/L)* è quindi dato da:

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37 Cinematica Stellare È possibile utilizzare la cinematica della componente stellare per misurare la massa del SMBH centrale. Generalmente le stelle avranno, nella regione centrale, non moti circolari complanari come nel disco di una galassia, ma modi dominati dalla dispersione di velocità. In tal caso la formula che ci permette di derivare la massa è, analogamente a quanto vale per la massa delle galassie ellittiche: Dove è la dispersione di velocità e è la densità delle stelle derivabile dal profilo di luminosità.

38 Esempio per M87

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45 Modello unificato degli AGN Schema

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50 Variabilità dell emissione Le righe di emissione della Broad Line region possono variare in intensità e profilo. Il flusso delle righe emesse dalla narrow line region invece non varia in tempi brevi in quanto il tempo per attraversarla e il tempo di ricombinazione sono entrambi lunghi (>100 anni).

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53 La stratificazione degli AGN E interessante vedere come le righe di emissione con ionizzazione più alta rispondono più velocemente (mostrano cioè un time lag minore) delle righe a ionizzazione più bassa. Evidentemente vengono emesse da regioni più vicine al motore centrale e sono disposte a strati (come le cipolle)

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55 Risultati dal Reverberation Mapping

56 Relazioni di Scala M log(m ) 0.5BT log(vc)=0.74log La massa del SMBH correla con diverse parametri globali della galassie ospite. Piuttosto che parametri della galassie bisogna dire dello sferoide dove per sferoide si intende la galassia nel caso di galassie ellittiche o bulge nel caso di galassie a disco. I modelli di formazione delle galassie devono essere in grado di riprodurre tali relazioni che di fatto ci dicono che il SMBH ha partecipato alla formazione dello sferoide in maniera diretta o indiretta.

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