Nuclei Galattici Attivi e Buchi Neri. Lezione 13

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1 Nuclei Galattici Attivi e Buchi Neri Lezione 13

2 Galassie Normali La radiazione elettromagnetica emessa dalle galassie normali è quasi interamente prodotta dai processi di evoluzione stellare: Ottico-UV-NearIR: 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). 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); Starburst Normale emissione non-termica di raggi X; getti radio; variabilità rapida e forte. Queste caratteristiche non sono spiegabili con una normale popolazione stellare. L AGN è spesso più brillante della galassia (Lgal ~ 1011 L, LAGN ~ L ). 3

4 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 ) Text 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). 4

5 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). 5

6 Galassie di Seyfert: AGN a bassa L Esistono due tipi di galassie di Seyfert in base alla presenza o meno di righe larghe nello spettro: Seyfert 1 (Sy1) righe larghe (broad) 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); ~20% di tutte le Seyfert ~80% di tutte le Seyfert continuo UV-X molto debole rispetto a quello stellare della galassia ospite. F λ broad ~ 5000 km/s (> 1000 km/s) narrow ~ 500 km/s (< 1000 km/s) [OII] HeII Hβ [OIII] Lunghezza d onda (Å) [OI] Hα [NII] [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) 6

7 I Quasar 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 (Quasar = quasi stellar object). 3C il quasar più vicino e la sua galassia ospite. Spettro tipico di un quasar. 7

8 I Quasar Dato il redshift elevato dei quasar più vicini (z~0.1) inizialmente non si riusciva a capire cosa fossero le righe 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 8

9 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 9

10 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) 10

11 Cygnus A NGC 6251

12 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 type 1 Flat Spectrum Radio Quasar Getti radio singoli e altamente collimati, brillanti ai bordi (edge brightened) Getti radio gemelli, molti blob di emissione, estesi, oscurate ai bordi (edge darkened) 12

13 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 13

14 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 3C 273 (Quasar radio loud) Spectral Energy Distribution (SED) 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 14

15 Distribuzione Spettrale di Energia 1 µm dip soft X excess Blazar X-ray power law 15

16 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 estramamente variabili in luminosità. Questi AGN sono detti BL Lac o Blazars. 16

17 Spettri di AGN Blazar (radio-loud) Quasar Galassie di Seyfert Galassia Normale AGN debole Radio Galassie 17

18 Principali Classi di AGN 18

19 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. 19

20 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). 20

21 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); 21

22 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 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). 22

23 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 magnetic fields & relativistic particles X-ray & UV radiation Black hole 23

24 La Produzione di Energia Relatività generale: l orbita stabile più interna di un disco di accrescimento attorno ad un BH (non ruotante) ha raggio R0 = 3 RS (Raggio di Schwarzschild). Qual è l efficienza di conversione di materia in energia? Dobbiamo calcolare l energia potenziale gravitazionale rilasciata da una particella di massa m che passa da distanza infinita a R0. M BH U 3RS = GM BHm 3R s r = U = 0 m 3R S La variazione di energia potenziale è: U 3RS = U U 3RS = GM BHm 3R S 24

25 La Produzione di Energia Dal Teorema del Viriale 1/2 ΔU è irraggiata per cui l energia irraggiata è: E = U 3R S 2 = GM BHm 6R S 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. E = 1 12 mc2 con 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 R S = 2GM BH c 25

26 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