Nuclei Galattici Attivi e Buchi Neri

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1 Nuclei Galattici Attivi e Buchi Neri

2 Il centro galattico: ottico vs IR Piano del Disco Galattico Ammasso di Stelle nel centro galattico Centro Galattico A. Marconi Introduzione all Astrofisica 2013/2014 2

3 Il centro galattico: osservazioni radio o isc ld de no co Pia latti Ga Sgr A* Sagittarius A A. Marconi Introduzione all Astrofisica 2013/2014 3

4 Il centro galattico Il centro galattico è stato studiato intensamente negli ultimi anni nell IR, nel radio, nell X e nei raggi γ. Non è stato possibile studiarlo nell ottico poiché l attenuazione dovuta alla polvere a ~5500Å è un fattore ~10-12, mentre a 2.2 μm è solo ~0.06. Il centro galattico è caratterizzato da un alta densità di stelle e comprende diversi ammassi giovani, resti di supernova ed un complesso assortimento di nubi di gas atomico e molecolare (vedi immagine radio). E stato possibile rivelare i moti propri delle stelle in prossimità della sorgente Sgr A* (filmato). Per esempio dall analisi dell orbita della stella S2 si ricava Periodo P~15.8 yr, Semiasse maggiore a ~ 1025 AU applicando la III a legge di Keplero a 3 P 2 = G(M 1 + M 2 ) 4 2 ' GM 1 per M M 1 a 3 2 P M =M 1AU 1yr nel caso del Sole 4

5 Il centro galattico ovvero M =M AU 15.8yr M 1AU 1yr questa è la massa oscura e puntiforme alla posizione di Sgr A*, necessaria per spiegare il moto della stella S2. Per puntiforme si intende sufficientemente compatta da dar luogo ad orbite ellittiche per le stelle circostanti (non si avrebbero con massa estesa). Le dimensioni stimate dal radio di Sgr A* sono ~1 AU ovvero la densità media è M 4/3 (1 AU) M pc 3 L unica possibilità per un oggetto astrofisico così compatto e massiccio è un buco nero! La densità efficace di un buco nero è infatti!!! BH = M BH = 3c6 32 G 3 M 2 BH = M pc 3 4/3 RS 3 Come visto nel caso delle binarie, combinando i moti propri (convertiti in velocità con la distanza dal centro galattico) con le velocità lungo la linea di vista (effetto Doppler) si ottiene anche che la distanza del centro galattico è R =8.33 ± 0.35 kpc

6 Moti propri nel centro galattico 6

7 Orbite (2012) 0.4 S27 S12 S31 S19 Dec offset (arcsec) S5 S6 S8 S14 S4 S9 S17 S2 S29 S1 S13 S24 S38 S21 S18 S RA offset (arcsec) Stelle per cui è stato possibile determinare le orbite dai moti propri.

8 Orbite (2012) Orbita della stella S2 Spostamento in N-S (arcsec) Dec offset (arcsec) Sgr A* 2012 SINFONI + VLT NIRC2 + Keck 2001 Velocità lungo la linea di vista (km/s) Velocity (km s 1 ) 4,000 3,000 2,000 1, ,000 Telescopi NTT e VLT (ESO) Telescopio Keck SINFONI + VLT NIRC2 + Keck 2, RA offset (arcsec) Spostamento E-W (arcsec) Date (year) Data Osservazione (anni)

9 I buchi neri supermassivi Abbiamo visto che nel centro galattico esiste un buco nero di ~ M e, poiché non c è motivo di pensare che la nostra galassia sia particolare, buchi neri supermassivi (supermassive black holes, BH) dovrebbero esistere anche nei nuclei delle altre galassie. Ovviamente, a parità di risoluzione spaziale ottenibile con gli osservatori esistenti da Terra e dallo spazio, è molto più difficile osservare un buco nero in altre galassie, infatti le dimensioni intrinseche che riusciamo a risolvere con la risoluzione del telescopio spaziale Hubble sono d = res D = res D pc 0.1 arcsec 8kpc res D =10 pc 0.1 arcsec 20 Mpc ovvero, mentre per il centro galattico possiamo studiare le orbite delle singole stelle, per la galassie esterne possiamo solo avere velocità medie di grossi volumi di gas e/o stelle. 9

10 I buchi neri supermassivi Per poter rivelare la presenza di un buco nero dobbiamo risolvere la sua sfera di influenza ovvero la regione dove il buco nero domina il potenziale gravitazionale; le stelle hanno una distribuzione di massa M(r) che supponiamo sia descritta da una sfera isoterma (σ dispersione velocità delle stelle) (R) = 2 2 GR 2 M(R) = Z R Gr 2 4 r2 dr = 2 2 G R consideriamo la sfera di influenza del BH tale che M BH = 1 2 M(R BH) il raggio della sfera di influenza del BH è quindi R BH = GM BH = 10.7pc MBH 10 8 M 200 km s 1 2 la cui dimensione sul cielo è dell ordine della risoluzione di Hubble! BH =0.11 arcsec MBH 10 8 M 200 km s 1 2 D 20 Mpc 1 10

11 I buchi neri supermassivi Questo rende molto più difficile rivelare la presenza dei buchi neri e rende anche più difficile capire se la presenza di materia oscura compatta nei nuclei indica la presenza di un buco nero supermassivo o di un ammasso di oggetti oscuri (stelle di neutroni, buchi neri stellari, nane marroni ecc.). A tutt oggi sono noti circa 60 buchi neri nei nuclei di galassie vicine (D < 100 Mpc) e si è trovato che M BH M M BH M bulge 10 3 M BH 10 8 M 200 km s 1 4 ovvero che per quanto grande, la massa del BH è legata alla massa del bulge ovvero dello sferoide della galassia ospite, ma anche alla dispersione di velocità delle stelle. Nel caso di una galassia ellittica è tutta la galassia. Per esempio, una galassia ellittica di ~10 12 M, dovrebbe avere un buco nero di ~10 9 M nel sul nucleo. Questa relazione tra buchi neri e galassie ospiti indica l esistenza di uno stretto legame tra la crescita di un BH e della sua galassia ospite. 11

12 Relazioni di scala BH-galassia Stelle / Ellittiche e Lenticolare Stelle / Spirali Gas / Ellittiche e Lenticolare Gas / Spirali Maser / Ellittiche e Lenticolare Maser / Spirali MBH [M ] MBH [M ] MBH [M ] MSferoide [M ] Velocità delle stelle σ [km/s] Velocità delle stelle σ [km/s] 12

13 Masse viriali degli sferoidi Come si misurano le masse degli sferoidi? Consideriamo una galassia sferica di raggio R il cui profilo di densità sia dato dalla sfera isoterma; M(R) = 2 2 G R Questa espressione ricorda il teorema del viriale, infatti 2hKi + hw i =0 * N + X 1 W = 2 2 m ivi 2 i=1 * M X N vi 2 N i=1 * N + 1 X vi 2 N i=1 + = W Assumendo M = N m ovvero stelle di massa m = hv 2 i = hv 2 ri + hv 2 i + hv 2 i'3hv 2 ri =3 2 i =3 2 13

14 Masse viriali degli sferoidi L energia potenziale gravitazionale è W = 1 2 Z R 0 da cui si ottiene (r) (r)4 r 2 dr = 3f GM 2 R f fattore dell ordine di 1 che dipende da forma di ρ(r) 3M 2 = 3f GM 2 M virial = f R 2 G R ovvero si può stimare la massa degli sferoidi col teorema del viriale; la massa è accurata entro 0.1 dex (ovvero entro 0.1 in logaritimo) e risulta best fit rel. 1:1 M virial = 5R 2 r G 14

15 Relazioni BH-galassia Abbiamo trovato le relazioni BH-galassia, sappiamo misurare le masse degli sferoidi. Possiamo chiederci: come fa il buco nero a sapere la massa della galassia e viceversa? Raggio della sfera di influenza del BH R BH = GM BH R BH = GM BH 2? 2 Correlazione osservata: M BH ' 10 3 M sph M sph ' 5 R BH R= BH BH 5 2 ' R10 sph R sph V BH ' V sph Massa viriale dello sferoide 2?RR sph Il volume sotto l influenza gravitazionale dello sferoide è solo 10-7 del totale! Non ci può essere scambio di informazioni attraverso la gravità! Come si formano queste relazioni? Da dove vengono i buchi neri? G

16 I nuclei galattici attivi Oltre agli effetti dinamici sul materiale circostante quali altri effetti può causare la presenza di un buco nero supermassivo in un nucleo galattico? Di solito, nei nuclei di galassie c è abbondanza di gas (nubi molecolari, stelle vecchie che perdono massa con i venti, ecc.) e quindi ci aspettiamo che questi BH accrescano massa con la formazione di dischi di accrescimento, come avviene nel caso delle binarie. La luminosità per accrescimento è L = GM BHṀ r in = 1 12Ṁc2 con r in =3r Sch =6 GM BH c 2 che quindi dipende, almeno apparentemente, solo dal tasso di accrescimento. Dato che rispetto alle binarie X abbiamo buchi neri ben più grandi, possiamo anche avere dei tassi di accrescimento più grandi? Esiste un limite al tasso di accrescimento? 16

17 Il limite di Eddington Si, è il limite di Eddington che abbiamo già visto L apple L Eddington = 4 Gm pc T M BH = L MBH M ovvero la luminosità massima per accrescimento su un BH di massa solare è ~33000 luminosità solari! Se abbiamo buchi neri di M ci possiamo aspettare luminosità massime da accrescimento di L Eddington = L MBH 10 6 M ricordiamo che la luminosità scala delle galassie è L? ' L = L MBH M ovvero si dovrebbero poter osservare dei nuclei di galassie che irraggiano più della galassia stessa! 17

18 I nuclei galattici attivi In effetti ~1-10% delle galassie più grandi possiede un nucleo galattico attivo (Active Galactic Nucleus, AGN) che può essere definito come un nucleo che produce una quantità significativa di energia di origine non stellare, non alimentata dalle reazioni di fusione nucleare nelle stelle. Le proprietà tipiche degli AGN sono Grosse luminosità ( L, fino a L nei casi più estremi) prodotte in regioni non risolte dai telescopi implicando dimensioni l < alcuni pc (la galassia è di ~ alcuni 10 kpc). Talvolta la luminosità è così grande da nascondere la galassia negli oggetti più distanti (quasar). La luminosità ha una distribuzione spettrale nettamente diversa da quella prodotta dalle sole stelle (vedi figura) e che si estende dal radio ai raggi X-γ. Nessun processo stellare è in grado di spiegare questa emissione. Getti di materiale che emergono dal nucleo, spesso a velocità relativistiche v~c, visibili tramite l emissione di sincrotrone (elettroni relativistici in campo magnetico), e che sono collimati ed estesi fino a coprire distanze di ~1 Mpc. 18

19 I nuclei galattici attivi Righe di emissione dall IR ai raggi-x con uno spettro che indica condizioni fisiche non compatibili con quelle del gas irraggiato da stelle calde (es. regioni HII o nebulose planetarie). Talvolta le righe di emissione (soprattutto di H) hanno larghezze che indicano velocità dell ordine di ~ km/s, mai osservate nel as ionizzato nelle galassie normali dove, al più, v~ km/s. Queste velocità suggeriscono moti in buche di potenziale profonde. Variabilità dell emissione di righe e continuo (di fattori anche ~10 ed oltre) su brevissime scale temporali che vanno dai minuti ai decenni; i tempi scala tipici dell evoluzione stellare sono ben più lunghi, e in ogni caso non è possibile sincronizzare l attività stellare su tutto un ammasso di stelle per avere variazioni così grandi di flusso. Variabilità su scale temporali dell ordine di τ implicano che le dimensioni della sorgente devono essere R c τ altrimenti violerei il principio di causalità all interno della sorgente (nessun segnale può andare più veloce di c, quindi perché la sorgente sia sincronizzata devo aspettare un tempo τ R/c). R apple c ' 7AU 1h 19

20 Quasar (L > L ) 3C il quasar più vicino e la sua galassia ospite. 20

21 Spettro e.m. di un AGN galassia: solo stelle 21

22 Getti relativistici emissione radio emissione radio Lobi di emissione (radio) emissione ottica La radio galassia Fornax A Galassia (ottico)

23 Getti relativistici

24 Spettri di Galassie Normali

25 Righe di emissione larghe righe normali righe larghe

26 Variabilità Banda 2-10 kev (raggi X)

27 La fonte di energia di un AGN La durata di un nucleo attivo si può stimare, ad esempio, dai getti. Un getto di lunghezza ljet ~ 1 Mpc costituito da materiale che viaggia con v~0.1 c ha impiegato un tempo τ a propagarsi che è un limite inferiore alla durata dell attività AGN l jet c = 1Mpc 0.1 c = lyr 0.1 c ' yr se in quel tempo LAGN ~10 13 L, allora l energia prodotta è stata E L AGN ' erg E L AGN = Ṁc2 = c 2 M con ΔM massa coinvolta nel processo di produzione dell energia. M L c 2 = M 27

28 La fonte di energia di un AGN Con le reazioni nucleari nelle stelle 0.007! M M e, come visto nelle lezioni sull evoluzione stellare, questa rappresenterebbe ~10% della massa totale in stelle. Quindi dovremmo avere ~ M in stelle confinate in regioni di alcuni AU, o al massimo, alcun pc. Questo è impossibile. Viceversa, con l accrescimento su un BH, 0.1! M M una quantità di gas che si può facilmente reperire in un nucleo galattico su quelle scale di tempo. Tra l altro quella quantità di gas è proprio dell ordine della massa del BH centrale, ovvero i BH che vedo adesso sono i residui dell attività passata. In conclusione, le suddetti caratteristiche osservative degli AGN sono molto difficilmente spiegabile con processi diversi dall accrescimento su un BH supermassivo. 28

29 I vari tipi di AGN Da un punto di vista osservativo esistono molti tipi di AGN: galassie di Seyfert, radio galassie, oggetti BL Lacertae (BLLac), quasar, ulteriormente separati in tipi 1 e tipi 2 e radio quiet e radio loud. Non approfondiremo ulteriormente ma possiamo dire che il motore centrale di questi AGN è unico, ovvero l accrescimento di massa su un buco nero molto massiccio. Le differenze osservative sono in parte dovute alla presenza di un toro oscurante di gas e polvere che, in certi casi, può nascondere il motore centrale (BH+disco di accrescimento). Resta il fatto che non è ancora ben chiaro perché alcuni BH sono attivi (accrescono) ed altri no. getto radio BH + disco accrescimento Toro ~ pc 29

30 Il disco di accrescimento degli AGN Concludiamo mostrando una differenza, rispetto all accrescimento nelle binarie X, dovuto alle diverse masse dei BH. Avevamo visto che la temperatura massima del disco di accrescimento era T (r in )= GM BHṀ 8! 1/4 r 3/4 in ponendo r in =6 GM BH c 2 otteniamo T max ' K Ṁ M yr 1! 1/4 MBH M 1/2 nelle stelle di neutroni/bh stellari T max ' 10 7 K Con Ṁ ' 10 M yr 1 =0.1 L = Ṁc2 ' L Se M BH = 10 9 M L = L Edd L L ' 0.5 1, ok! 30

31 Il disco di accrescimento degli AGN T max ' K si ottiene infine ovvero un emissione paradossalmente più fredda. Questo ci dice che il bump che vediamo nello spettro UV di una AGN è proprio dovuto all emissione del disco di accrescimento. 31

32 I resti fossili degli AGN Da dove vengono quindi i buchi neri nell universo locale? Son i resti di attività di AGN attivi in passato! Consideriamo un AGN che emette LAGN = L (L = 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 6.1 M BH M 10 6 M L AGN L AGN L L t AGN t AGN 10 7 yr 10 7 yr 32

33 Relazioni BH-galassia E come si determinano le relazioni tra buco nero e galassia? Se il BH riceve la sua massa per accrescimento Ṁaccc 2 L = "Ṁaccc 2 L energia di legame gravitazionale dello sferoide è Ṁ BH = =(1 ")Ṁacc c E grow = " 1 " M BHc 2 2 E grav ' M sph? E grow ' " MBH 2 2?? = 250 E grav 1 " c 200 km s 1 M sph L energia rilasciata dal BH durante la sua crescita (ovvero dall AGN) è sufficiente per alterare la struttura della galassia. Il feedback da parte dell AGN fa sapere alla galassia dell esistenza del BH! Viceversa, regolando l accrescimento sul BH la galassia può far sapere al BH della sua esistenza!

34 Fusione di due galassie con buco nero al centro: è rappresentate SOLO il gas (stelle viste prima); l intensità rappresenta la densità del gas il colore rappresenta la sua temperatura: freddo (10,000 K) caldo (1,000,000 K) Fusione di due galassie: il gas è stato quasi del tutto espulso dal nucleo attivo

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