Galassie Anomale : Nuclei Galattici Attivi e Buchi Neri. Lezione 10

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1 Galassie Anomale : Nuclei Galattici Attivi e Buchi Neri Lezione 10

2 Galassie Normali La radiazione elettromagnetica emessa dalle galassie normali è quasi interamente prodotta dai processi di evoluzione stellare: Ottico-UV-vicinoIR: stelle; Infrarossa: polvere calda ( stelle); Raggi X: resti di supernovae, ecc. Righe di emissione: regioni HII, ecc. 2

3 Nuclei Galattici Attivi Nell universo locale il ~10% delle galassie ha un nucleo compatto e molto luminoso detto Nucleo Galattico Attivo (Active Galactic Nucleus, AGN). Si ritiene che gli AGN siano alimentati da accrescimento di massa su un buco nero supermassivo (MBH ~ M ). Un AGN è caratterizzato da emissione di origine non-stellare: righe di emissione larghe (FWHM ~ km/s); righe di emissione da specie molto ionizzate (p.e. ioni con potenziali di ionizzazione da 54.4 ev di He +2 a ~400 ev di S +8 ); forte continuo ottico-uv di natura non stellare; forte emissione di raggi X; forte emissione radio con lobi e getti; variabilità rapida e forte (τ ~ 1 h - 1 yr). Queste caratteristiche non sono spiegabili con una normale popolazione stellare. L AGN è molto spesso più brillante della galassia (tipicamente Lgal ~ L, con LAGN ~ L ). 3

4 (ottico) ( kev) Spettri anomali Normale Starburst AGN Forte emissione X Lobi di emissione radio Optical/UV γ Galassia Ellittica Forte emissione radio Continuo Ottico-UV non stellare

5 Classificazione osservativa degli AGN Esistono tre classi principali di AGN Galassie di Seyfert Quasars Radio galassie Radio galassie Quasars Seyferts FR I FR II Luminosità Alta Bassa Bassa Alta Tasso di accrescimento sul BH Alto Alto Basso Basso 5

6 Le Galassie di Seyfert Scoperte da Karl Seyfert nel 1943 come galassie a spirali peculiari caratterizzate da forti righe di emissione nel nucleo. Galassia di Seyfert Seyfert nucleus (NGC7469) Bulge of 'normal' galaxy NGC 1566 Spirale Normale Flux (erg s -1 cm -2 Å -1 ) Hβ [OIII] M 83 0 Lo spettro di una galassia di Seyfert ha righe di emissione che indicano un livello di ionizzazione del gas più elevato di quello riscontrato nelle galassie starburst (o nelle regioni HII). In alcuni casi le righe hanno larghezze elevate FWHM > 1000 km/s (galassie normali FWHM < 300 km/s) 6

7 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 permesse (da H, He) hanno larghezze di ~10 4 km/s e sono emesse da gas ad alta densità (Ne >10 9 cm -3, Ne > Nc). Le righe strette proibite (da N, O, S,...) hanno larghezze <1000 km/s e sono emesse da gas a bassa densità (Ne ~ cm -3, Ne < Nc). 7

8 Galassie di Seyfert Esistono due tipi di galassie di Seyfert in base alla presenza o meno di righe larghe nello spettro: ~20% di tutte le Seyfert Seyfert 1 (Sy1) righe larghe (broad ~ 5000 km/s; > 1000 km/s) permesse (Hα, Hβ, HeII etc.); continuo UV-X forte e variabile; luminosità fino a ~10 45 erg/s (~ L ). Seyfert 2 (Sy2) le righe permesse sono strette (narrow ~ 500 km/s; < 1000 km/s); continuo UV-X molto debole rispetto a quello stellare della galassia ospite. ~80% di tutte le Seyfert [OI] [SII] Broad Line Region (BLR): regione compatta, di alta densità (n >10 9 cm -3 ) Narrow Line Region (NLR): regione estesa di bassa densità (n ~ cm -3 ) 8

9 Altre galassie di Seyfert... Le Narrow Line Seyfert 1 Galaxies (NLS1) sono galassie di Seyfert di tipo 1 ma con righe larghe strette : 1000 km/s < FWHM < 2000 km/s I LINER (Low Ionization Narrow Line Region) sono analoghi delle Seyfert 2 ma con righe molto forti di bassa ionizzazione. 9

10 I Quasar Scoperti nel 1960 come sorgenti radio (Quasar = Quasi stellar radio source) Simili alle Seyfert 1 ma molto più luminosi (L > erg s -1 = L ) e si trovano a redshift ( distanze) più elevate. Sono più luminosi delle galassie più luminose note. La loro luminosità nasconde la galassia ospite ed hanno un apparenza stellare. 3C il quasar più vicino e la sua galassia ospite. Spettro tipico di un quasar. 10

11 Seyfert e Quasar NGC 4051 z = log L opt = 41.2 Mrk 335 z = log L opt = 43.8 PG z = log L opt =

12 I Quasar Dato il redshift elevato dei quasar più vicini (z~0.1) inizialmente non si riusciva a capire cosa fossero le righe (larghe!) osservate negli spettri. Esempio di 3C 273: Redshift z = (λ-λ0)/λ0 = Dalla legge di Hubble 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] ) +25 La magnitudine assoluta è M = Per una galassia brillante M -21. Flux (erg s -1 cm -2 Å -1 ) C 273 è ~100 volte più brillante di una galassia brillante ed ha L~10 12 L Hγ λ 0 = nm rest Fe II + He II Hβ [OIII] λ = nm observed Wavelength (nm) 3C 273 Fe II 12

13 Le Radio Galassie Alcuni nuclei attivi sono caratterizzati da una forte emissione radio anche estesa su dimensioni molto più grandi della galassia stessa (>100 kpc). Centauro A (NGC 5128) Lobi di emissione radio X+Ottico+Radio Anche i Quasar possono avere una forte emissione radio: Quasar Radio Loud. Hanno L più elevate delle radio galassie. La radio galassia Fornax A Galassia Ellittica 13

14 Getti relativistici Gli AGN radio-loud sono caratterizzati da getti di materiale molto collimati che partono dal nucleo e terminano nei lobi radio. Questi getti sono osservati nel radio, ma anche nell ottico e nell X. Spesso i blob lungo il getto si muovono di moto superluminale ovvero con velocità apparenti > c ( moti relativistici in direzione vicina alla linea di vista). M87: HST (ottico) 14

15 Cygnus A NGC 6251

16 Tipi di Radio Sorgenti Esistono due tipi di sorgenti radio (galassie o quasar) classificate in base alla loro apparenza radio: Sorgenti Fanaroff-Riley I (FR I) Sorgenti Fanaroff-Riley II (FR II) Radio Loudness L(178MHz) < 2x10 25 W > 2x10 25 W FR I FR II Getti radio gemelli, molti blob di emissione, estesi, oscurate ai bordi (edge darkened) Getti radio singoli e altamente collimati, brillanti ai bordi (edge brightened) 16

17 Distribuzione Spettrale di Energia Combinando le informazioni fotometriche nelle varie bande dello spettro em è possibile ricostruire la distribuzione spettrale di energia (Spectral Energy Distribution, SED) di un AGN. L integrale della SED fornisce la luminosità totale (bolometrica) dell AGN. La SED è rappresentata spesso da un grafico log νfν - log ν (se asse x è log ν, log νfν è direttamente legata all area sotto la curva ovvero all integrale). Si osservano varie componenti: Big Blue Blump, IR Bump, raggi X. La caratteristica principale è che log νfν costante dal radio ai raggi X. La potenza radio è una eccezione: solo il 10% degli AGN sono radio-loud log ν F(ν) 0-1 Spectral Energy Distribution (SED) Radio Loud IR bump Radio Quiet Big Blue Bump X-rays log ν 17

18 Emissione non-stellare Gli spettri di galassie normali sono dominati da emissione termica di corpo nero in due bande: Visibile/Vicino IR: stelle; Lontano IR: polvere riscaldata dalle stelle Spectral Energy Distribution (SED) 3C 273 (Quasar radio loud) Radio Loud IR bump Big Blue Bump log ν F(ν) 0-1 Radio Quiet Warm/hot dust O star X-rays log ν Galassia a spirale 18

19 BL Lac e Blazars Alcuni AGN sono peculiari nel senso che sono caratterizzati da: sorgenti radio compatte (no lobi) e molto potenti; spesso blob di emissione radio mostrano moti superluminali (velocità apparenti sul piano del cielo > c); hanno spettri dominati da continuo fortemente polarizzato privo di righe di emissione; la SED è più piatta di quella degli altri AGN; sono estremamente variabili in luminosità. Questi AGN sono detti BL Lac o Blazars. 19

20 Spettri di AGN Blazar (radio-loud) Quasar Galassie di Seyfert Galassia Normale AGN debole Radio Galassie 20

21 Principali Classi di AGN 21

22 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. 22

23 Variabilità: ampiezza 23

24 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). 24

25 Il Motore Centrale? Qual è la sorgente di energia degli AGN? Il meccanismo fisico di produzione dell energia deve rispettare le seguenti caratteristiche osservative: Spettri non-stellari (SED, continuo e righe di emissione; forte emissione UV, X e radio); Rapida variabilità (in alcuni casi < ore) ovvero sorgente compatta; Sorgenti radio estremamente compatte (p.e. Centauro A < 10 lt-days); Moti superluminali (accelerazione di plasma a velocità relativistiche); Getti collimati in direzione ben definita anche su lunghezze fino a Mpc (direzione fissata ottimi giroscopi); 25

26 Efficienza di conversione M-E Le reazioni di fusione nucleare hanno efficienza bassa. Esempio: catena p-p nel Sole ovvero 4 1 H 4 He + 2γ+2νe massa iniziale: 4 mp = amu = amu (atomic mass unit, amu = 1.66x10-27 kg) massa finale (nucleo 4 He) = amu massa convertita in energia: Δm = amu Efficienza di conversione: ϵ = Δm/4mp = / = = 0.7% Tempo scala di variabilità di ~3 ore dimensioni d ~ c Δt = 10-4 pc Supponiamo che la sorgente sia costituita da stelle con massa totale M e che brucino una frazione f della massa totale nel tempo Δt con efficienza ε: L = ε f M c 2 L = ε fm c 2 t t con i valori ε=0.7%, f=10% e Δt = 10 7 y (molto conservativi) si ottiene che per avere L = erg/s si devono avere stelle per M ~10 8 M in 10-4 pc ovvero ρ ~10 20 M pc impossibile ( centro Galattico). 26

27 Il Motore Centrale L unico processo che può fornire una alta efficienza di conversione M-E in volumi piccoli è l accrescimento su un oggetto compatto. L efficienza massima si avrà per l oggetto più compatto noto ovvero un Buco Nero 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. E potenziale gravitazionale E cinetica del gas Calore (tramite la viscosità) radiazione EM (corpo nero). Accretion disk X-ray & UV radiation Black hole magnetic fields & relativistic particles 27

28 La produzione di energia Se il gas in accrescimento verso il buco nero ha un momento angolare, si ha naturalmente la formazione di un disco in rotazione circolare. Il disco si forma naturalmente con asse di rotazione parallelo al momento angolare del gas in accrescimento. La rotazione su orbite circolari avviene a seguito dell interazione viscosa tra i vari elementi di gas che portano ad una ridistribuzione dell energia: ogni elemento di gas si colloca così allo stato di L F cent energia minima che corrisponde all orbita circolare. Consideriamo adesso un elemento di massa dm nel disco di accrescimento attorno al BH di massa M. Nel processo di accrescimento la variazione di energia termica dalla massa dm per passare da r a r+dr sarà pari a metà della variazione di energia potenziale (teorema del Viriale) de th = 1 2 GMdm r + dr 1 2 GMdm r V eff = GM BHm R Fgrav + L R 2 28

29 La produzione di energia La quantità di energia irraggiata è pertanto dl = de th dt = 1 2 GM dm dt 1 r 1 r + dr = 1 2 GMṀ dr r 2 Integrando su r si ottiene L = Rin R out dl = 1 2 GMṀ 1 R in 1 R out 1 2 GMṀ R in L efficienza di conversione di massa in energia si ottiene da ε = GM 2 c 2 R in L = εṁc2 Si può dimostrare con la relatività generale che l orbita stabile più interna ad un buco nero non ruotante è per R in =3R Sch =6 GM c 2 29

30 La Produzione di Energia ovvero ε contro ε nuc 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 ~ erg/s con ε ~ 0.1. Massa m rilascia energia E = ε mc 2 per cui la luminosità è L = ΔE/Δt = ε c 2 Δm/Δt e Δm/Δt è il tasso di accrescimento (M /yr) necessario. Per L = erg/s, con ε ~ 0.1 si ottiene Δm/Δt ~ 0.2 M /yr 30

31 La Produzione di Energia Da calcoli più accurati che tengono anche conto del processi di accrescimento nel disco si ottiene Orbita stabile più interna Efficienza conversione M E BH non ruotante (Schwarschild) 3 RS BH massimamente ruotante (Kerr) RS