Nuclei Attivi I - Osservatorio di Arcetri

Galassie “Anomale”:
Nuclei Galattici Attivi
e Buchi Neri
Lezione 10
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.
A. Marconi
Astronomia Extragalattica (2010/2011)
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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 ~ 106-1010 M⊙).
Un AGN è caratterizzato da emissione di origine non-stellare:
righe di emissione larghe (FWHM ~1000 - 10000 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 ~ 1011 L⊙,
con LAGN ~ 1010-1013 L⊙).
A. Marconi
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Spettri anomali
(0.5-10 keV)
(ottico)
Normale
Starburst
AGN
Forte emissione X
Lobi di emissione radio
Infrared Optical/UV
X-rays
Radio
γ-rays
Galassia Ellittica
Forte emissione radio
Continuo Ottico-UV non stellare
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
A. Marconi
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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
[OIII]
6 10-14
Hβ
Flux (erg s-1 cm-2 Å-1 )
8 10-14
4 10-14
2 10-14
0
M 83
A. Marconi
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)
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Le Righe di Emissione di un AGN
7 10
-16
6 10
-16
5 10
-16
0
350
400
450
500
550
600
650
[SII]671.7 & 673.1
[OI]630.0 & 636.4
[FeVII]608.7
-16
HeI587.6
1 10
Hβ 486.1
-16
HeII468.6
2 10
[OIII]436.3
-16
Hγ 434.0
3 10
Hδ 410.1
-16
[NeIII]386.9
[NeIII]396.8
4 10
[OII]372.7
Flux (W m- 2 nm- 1)
[OIII]495.9 & 500.7
[NII]658.4
Hα 656.3
MS 04124–0802
700
750
Wavelength (nm)
Le righe larghe permesse (da H, He)
hanno larghezze di ~104 km/s e
sono emesse da gas ad alta densità
(Ne >109 cm-3, Ne > Nc).
A. Marconi
Le righe strette proibite (da N, O,
S, ...) hanno larghezze <1000 km/s e
sono emesse da gas a bassa
densità (Ne ~102 -106 cm-3, Ne < Nc).
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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 ~1045 erg/s
(~2×1011 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 >109 cm-3)
Narrow Line Region (NLR): regione estesa
di bassa densità (n ~102 -106 cm-3)
A. Marconi
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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.
A. Marconi
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I Quasar
Scoperti nel 1960 come sorgenti radio (Quasar = Quasi stellar radio source)
Simili alle Seyfert 1 ma molto più luminosi (L > 4×1045 erg s-1 = 1012 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 273 - il quasar più vicino
e la sua galassia ospite.
Spettro tipico di un quasar.
A. Marconi
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10
Seyfert e Quasar
NGC 4051
z = 0.00234
log Lopt = 41.2
A. Marconi
Mrk 335
z =0.0256
log Lopt = 43.8
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PG 0953+414
z = 0.234
log Lopt = 45.1
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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.
Hγ
La magnitudine apparente è m=13
Il modulo di distanza è
m-M = 5 log( d[Mpc] ) +25
La magnitudine assoluta è M = -26.2
Per una galassia brillante M ≈ -21.
3 10-14
3C 273
Fe II
Dalla legge di Hubble la distanza in
Mpc è
d = cz/H0 = 677 Mpc
Flux (erg s-1 cm-2 Å-1 )
Redshift z = (λ-λ0)/λ0 = 0.158
[OIII]
Esempio di 3C 273:
Fe II + He II
4 10-14
2 10-14
Hβ
1 10-14
0
450
λ0 = 486.1 nm
rest
λ = 562.8 nm
observed
500
550
600
650
Wavelength (nm)
3C 273 è ~100 volte più brillante di una galassia brillante ed ha L~1012 L⊙.
A. Marconi
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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.
A. Marconi
La radio
galassia
Fornax A
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Galassia Ellittica
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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)
A. Marconi
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14
Cygnus A
NGC 6251
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)
< 2x1025 W
FR I
Getti radio gemelli, molti
“blob” di emissione,
estesi, oscurate ai bordi
(edge darkened)
FR II
Getti radio singoli e
altamente collimati,
brillanti ai bordi
(edge brightened)
Radio
Loudness
L(178MHz)
> 2x1025 W
A. Marconi
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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 potenza radio è una
eccezione: solo il 10% degli
AGN sono radio-loud
log ν
F(ν)
La caratteristica principale è che
log νFν ≈ costante dal radio ai
raggi X.
Spectral Energy Distribution (SED)
Radio
Loud
Big Blue
Bump
0
X-rays
-1
Radio
Quiet
12
A. Marconi
IR bump
14
log ν
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16
18
20
17
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)
log ν
F(ν)
Radio
Loud
Big Blue
Bump
IR bump
0
X-rays
-1 Radio
Quiet
12
A. Marconi
O star
Warm/hot
dust
14
log ν
16
18
20
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Galassia a spirale
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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.
A. Marconi
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Spettri di AGN
Quasar
Galassia Normale
A. Marconi
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Radio Galassie
AGN debole
Galassie di Seyfert
Blazar
(radio-loud)
20
Principali Classi di AGN
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21
Variabilità
Curva di luce nel visibile del blazar 3C279
L’emissione delle galassie normali
è dovuta a ~1011 stelle
→ la luminosità non varia.
A. Marconi
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.
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22
Variabilità: ampiezza
A. Marconi
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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~104 s ovvero R ≤ 3×1012 m (20 AU).
A. Marconi
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24
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);
A. Marconi
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25
Efficienza di conversione M-E
Le reazioni di fusione nucleare hanno efficienza “bassa”.
Esempio: catena p-p nel Sole ovvero 4 1H → 4He + 2γ+2νe
massa iniziale: 4 × mp = 4 ×1.0078 amu = 4.0312 amu
(atomic mass unit, amu = 1.66x10-27 kg)
massa finale (nucleo 4He) = 4.0026 amu
massa convertita in energia: Δm = 0.0286 amu
Efficienza di conversione: ϵ = Δm/4mp = 0.0286/4.0312 = 0.007 = 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:
22
ε εf fMM
c
��c
LL==
∆t
∆t
con i valori ε=0.7%, f=10% e Δt = 107 y (molto conservativi) si ottiene
che per avere L = 1045 erg/s si devono avere stelle per M ~108 M⊙ in 10-4
pc ovvero ρ ~1020 M⊙ pc-3 ... impossibile (→ centro Galattico).
A. Marconi
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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).
magnetic fields &
relativistic particles
Accretion disk
Black hole
X-ray & UV radiation
A. Marconi
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27
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
Fcent
parallelo al momento angolare del gas in
Fgrav
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
GMBH m
L
Vef f = −
+ 2
circolare.
R
R
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)
�
L
dEth
A. Marconi
�
1 GM dm
1 GM dm
=−
− −
2 r + dr
2
r
�
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La produzione di energia
La quantità di energia irraggiata è pertanto
dEth
1
dM
dL =
= GM
dt
2
dt
�
1
1
−
r
r + dr
�
1
dr
= GM Ṁ 2
2
r
Integrando su r si ottiene
L=
�
Rin
Rout
1
dL = GM Ṁ
2
�
1
1
−
Rin
Rout
�
1 GM Ṁ
�
2 Rin
2
L
=
ε
Ṁ
c
L’efficienza di conversione di massa in energia si ottiene da
GM
ε=
2 c2 Rin
Si può dimostrare con la relatività generale che l’orbita stabile più interna ad
un buco nero non ruotante è per
Rin = 3RSch
A. Marconi
GM
=6 2
c
Astronomia Extragalattica (2010/2011)
29
La Produzione di Energia
ovvero
1
ε�
∼ 0.1
12
contro
εnuc � 0.007
L’efficienza di irraggiamento è ε = 1/12 mc2 / mc2 = 1/12 = 0.083
Una frazione non trascurabile (~10%) dell’energia a riposo (E=mc2) 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 ~ 1046 erg/s con ε ~ 0.1.
Massa m rilascia energia E = ε mc2 per cui
la luminosità è L = ΔE/Δt = ε c2 Δm/Δt
e Δm/Δt è il tasso di accrescimento (M⊙/yr) necessario.
Per L = 1046 erg/s, con ε ~ 0.1 si ottiene Δm/Δt ~ 0.2 M⊙/yr
A. Marconi
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30
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
0.057
BH massimamente
ruotante (Kerr)
0.5 - 4.5 RS
0.3 - 0.42
A. Marconi
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