Nuclei Galattici Attivi: fenomenologia e classificazione. Tuesday, October 15, 13

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1 Nuclei Galattici Attivi: fenomenologia e classificazione

2 CONTATTI: Guido Risaliti INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri risaliti@arcetri.astro.it G. Risaliti Fisica delle galassie (2011/2012) ) 2

3 Galassie Normali La radiazione elettromagnetica emessa dalle galassie normali è quasi interamente prodotta dai processi stellari: Continuo Ottico-UV-vicino IR : riproducibile mediante modelli di sintesi di popolazioni stellari (V. Lezioni precedenti). Via Lattea: ~ LSUN Infrarossa: polvere calda ( stelle) Via Lattea: LSUN ; Righe di emissione: regioni HII, ecc. (deboli negli spettri totali) Raggi X: resti di supernovae, binarie. 3

4 Nuclei Galattici Attivi Nell universo locale il ~10% delle galassie ha un nucleo, detto Nucleo Galattico Attivo (Active Galactic Nucleus, AGN) la cui emissione non e riproducibile mediante processi stellari. Si ritiene che gli AGN siano alimentati da accrescimento di massa su un buco nero supermassivo (MBH ~ M ). FENOMENOLOGIA: estremamente varia, su tutto lo spettro e.m. Gli AGN sono stati suddivisi in varie classi, a seconda delle proprieta osservative in diverse bande spettrali: Intensita radio/ottica : RADIO LOUD, RADIO QUIET Luminosita ottica/uv: SEYFERT, QUASAR Proprieta delle righe ottiche: TIPO 1, TIPO 2, TIPI INTERMEDI Morfologia radio: FR I, FR II Variabilita /emissione Gamma: BLAZARS 4

5 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) 5

6 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 ) 6

7 Galassie di Seyfert TIPI INTERMEDI Type 1.9 Type 1.5 7

8 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. 8

9 Un primo tentativo di interpretazione... Woltjer (1959) - La regione che emette righe (strette) NON e risolta --> Dimensione < 100 pc - Se il gas e legato gravitazionalmente, vale la relazione: - La densita delle nubi (che emettono righe STRETTE) e n < 10 6 cm -3 L(H )= R = GM v 2 < 100 pc M< M dv d (n 2 e eff H h 4 ) n 2 er 3 erg s 1 Valori tipici: L(H ) erg s 1 R>1pc M > 10 8 M Conclusione: o i 100 pc centrali contengono una enorme massa, o un enorme quantita di energia e generata in una regione molto piccola e densa 9

10 I Quasar Scoperti nel 1960 come sorgenti radio (Quasar = Quasi stellar radio source) Identificati nel 1963 (Marteen Schmidt). 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 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 C 273 è ~100 volte più luminosa di una tipica galassia Flux (erg s -1 cm -2 Å -1 ) Hγ λ 0 = nm rest Fe II + He II Hβ [OIII] λ = nm observed Wavelength (nm) 3C 273 Fe II 11

12 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 12

13 Distribuzione spettrale di energia InfraredOptical/UV X-rays SED di una Seyfert 1 confrontata con la SED di una galassia normale Radio γ-rays Continuo Ottico-UV non stellare 13

14 Differenze di colori fra AGN e stelle Quasar Gli AGN sono molto meno numerosi delle stelle, ma sono dominanti fra le sorgente con colore U-B < -0.4 Stelle 14

15 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 15

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 Radio Galassie: struttura dei getti Lobi di emissione La radio Galassia 17

18 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) 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 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. 20

21 Emissione in banda X Continuo: Legge di potenza + eccesso soft 21

22 Emissione in banda X AGN oscurati in X: corrispondenza con tipi 2 ottici! Gli AGN di tipo 1 (ottico) e quelli di tipo 2 si differenziano nell emissione X per la presenza di assorbimento fotoelettrico. Ad energie superiori gli spettri sono simili. 22

23 AGN: Modello Unificato Perché alcune galassie non hanno le righe larghe? Osservazione chiave: lo spettro in luce polarizzata di NGC 1068 (archetipo di Seyfert 2) mostra le righe larghe!!! Prendendo solo la luce polarizzata si mettono in risalto le righe larghe che prima erano affogate dal continuo e dalle righe strette >100 volte più brillanti. Righe Larghe 23 17

24 AGN: Modello Unificato Gli AGN di tipo 1 e tipo 2 sono intrinsecamente uguali. Le differenze osservative dipendono dall orientazione rispetto alla linea di vista di un toro oscurante. Barthel et al. (1989) 24 17

25 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). 25

26 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); 26

27 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 = f fm M c2 c2 L = 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). 27

28 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 28

29 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 L F cent 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 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 29

30 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 = Z 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 L = Ṁc2 = GM 2 c 2 R in 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 30

31 La Produzione di Energia ovvero ' contro 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 31

32 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