Nuclei Galattici Attivi e Buchi Neri Il centro galattico: ottico vs IR Piano del Disco Galattico Ammasso di Stelle nel centro galattico Centro Galattico A. Marconi Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 2 Il centro galattico: osservazioni radio o isc lD de no co Pia latti Ga Sgr A* Sagittarius A A. Marconi Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 3 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 IIIa legge di Keplero a3 G(M1 + M2 ) GM1 per M ⌧ M = ' 2 1 2 2 2 P 4 4◆ ✓ 2 ⇣ a ⌘3 P nel caso del Sole M= M 1 AU 1 yr A. Marconi Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 4 Il centro galattico ovvero M= M ✓ 1025 AU 1 AU ◆3 ✓ 15.8 yr 1 yr ◆ 2 6 ⇠ 4.3 ⇥ 10 M 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 4.3 ⇥ 106 M ⇥⇠ 4/3 (1 AU)3 ⇡ 1022 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 MBH 3c6 2 25 = = MBH = 1.5 ⇥ 10 M pc 3 3 4/3 ⇡RS 32⇡G 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 Moti propri nel centro galattico A. Marconi Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 6 12-Kormendy ARI 24 July 2013 12:27 Orbite (2012) S31 0.4 S27 S19 S12 Dec offset (arcsec) S29 0.2 S6 S5 S14 S2 S17 S4 0.0 –0.2 Stelle per cui è stato possibile determinare le orbite dai moti propri. S38 S21 S18 S8 S1 S9 –0.4 S13 S33 S24 • 0.4 0.2 0.0 –0.2 RA offset (arcsec) –0.4 M = 4.30 ± 0.20(stat) ± 0.30(sys) × 106 M R0 = 8.28(±0.15)stat(±0.29)sys kpc ρ > 1019.5 M pc –3 Mextended/M < a few × 10–2 • • • 0.2 0.0 Orbite0.4(2012) –0.2 R0 = 8.28(±0.15)stat(±0.29)sys kpc ρ > 1019.5 M pc –3 Mextended/M < a few × 10–2 • –0.4 RA offset (arcsec) • Orbita della stella S2 4,000 Dec offset (arcsec) Spostamento in N-S (arcsec) 0.150 2012 0.125 0.100 SINFONI + NACO @ VLT NIRC2 + OSIRIS @ Keck 0.075 0.050 0.025 Sgr A* 2001 0.000 0.05 0.025 0.00 –0.025 –0.05 –0.075 Spostamento (arcsec) RA offset E-W (arcsec) –1 1992 Velocity (kmdisvista ) (km/s) Velocità lungo la linea 0.175 3,000 2,000 Telescopi NTT e VLT (ESO) Telescopio Keck SINFONI + NACO @ VLT NIRC2 + OSIRIS @ Keck 1,000 0 –1,000 –2,000 2000 2003 2006 2009 2012 Data Osservazione Date (year) (anni) I buchi neri supermassivi Abbiamo visto che nel centro galattico esiste un buco nero di ~4×106 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 3 ✓ res ⇤ D = 4 ⇥ 10 pc 0.1 arcsec ✓ ◆✓ ◆ D res =10 pc 0.1 arcsec 20 Mpc d= res ◆✓ D 8 kpc ◆ 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. A. Marconi Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 9 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) Z R 2 2 2 2 M (R) = 4⇡r dr = R ⇢(R) = 2 G 2⇡GR2 0 2⇡Gr 1 consideriamo la sfera di influenza del BH tale che MBH = M (RBH ) 2 2 il raggio della sfera di influenza del BH è quindi RBH = GMBH = 10.7 pc ✓ MBH 108 M ◆⇣ 200 km s 1 ⌘ 2 la cui dimensione sul cielo è dell’ordine della risoluzione di Hubble! ✓BH = 0.11 arcsec A. Marconi ✓ MBH 108 M ◆⇣ 200 km s 1 ⌘ 2 Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 ✓ D 20 Mpc ◆ 1 10 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 MBH ⇠ 106 MBH ⇡ 10 Mbulge 1010 M 3 8 MBH ⇡ 10 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 ~1012 M⊙, dovrebbe avere un buco nero di ~109 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. A. Marconi Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 11 M• Mbulge " ! "! "0.14±0.08 M bulge = 0.49+0.06 , intrinsic scatter = 0.29 dex. −0.05 1011 M⊙ Relazioni di scala BH-galassia (11) s range from 0.1 % to ∼ 1.8 %, with NGC 4486B and NGC 1277 standing out at 14 % ectively. The systematic variation in M• /Mbulge with Mbulge is one reason why AGN ittle effect on galaxy structure at low BH masses and instead becomes important at H masses (Section 8). Note: the RMS scatter ∆ log M• = 0.327 in Figure 18 (top) is y smaller than ∆ log M• = 0.341 in the luminosity correlation (Figures 16 and 17). Astrophysical Journal, 764:184 (14pp), 2013 February 20 om LK,bulge to Mbulge does not make much difference for old The stellar populations. Mc Stelle / Ellittiche e Lenticolare Stelle / Spirali Gas / Ellittiche e Lenticolare Gas / Spirali MMBHBH [M [M☉]☉] MBH [M☉] Maser / Ellittiche e Lenticolare Maser / Spirali MSferoide [M☉] A. Marconi Velocità delle stelle σ [km/s] Velocità delle stelle σ [km/s] Figure 1. M• –σ relation for our full sample of 72 galaxies listed in Table 3 and at http://blackhole.berkeley.edu. Brightest cluster galaxies (BCGs) central galaxies of their clusters are plotted in green, other elliptical and S0 galaxies are plotted in red, and late-type spiral galaxies are plotted in bl the most luminous galaxy in the Fornax cluster, but it lies at the cluster outskirts; the green symbol here labels the central galaxy NGC 1399. M87 lie of the Virgo cluster, whereas NGC 4472 (M49) lies ∼1 Mpc to the south. The black hole masses are measured using the dynamics of masers (triangles gas (circles). Error bars indicate 68% confidence intervals. For most of the maser galaxies, the error bars in M• are smaller than the plotted symbol. The shows the best-fitting power law for the entire sample: log10 (M• / M⊙ ) = 8.32+5.64 log10 (σ/200 km s−1 ). When early-type and late-type galaxies are resulting power laws are log10 (M• / M⊙ ) = 8.39+5.20 log10 (σ/200 km s−1 ) for the early type (red dashed line), and log10 (M• / M⊙ ) = 8.07+5.06 log1 for the late type (blue dot-dashed line). The plotted values of σ are derived using kinematic data over the radii rinf < r < reff . (A color version of this figure is available in the online journal.) and stellar bulge mass (M ). As reported below, our new Introduzione(L), all’Astrofisica 2014/2015 compilation results in a significantly steeper power law for the bulge 12 In Section 2 we summarize our updated comp black hole mass measurements and 35 bulge mas 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; 2 2 M (R) = R G Questa espressione ricorda il teorema del viriale, infatti 2hKi + hW i = 0 *N + X1 W = 2 mi vi2 2 i=1 *N + M X 2 Assumendo M = N m ovvero stelle di massa m vi = W N i=1 *N + 1 X 2 2 2 2 2 2 2 2 vi = hv i = hvr i + hv✓ i + hv i ' 3hvr i = 3 i = 3 N i=1 A. Marconi Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 13 Masse viriali degli sferoidi L’energia potenziale gravitazionale è W = 1 2 Z R 2 ⇢(r) (r)4⇡r dr = 0 GM 2 3f R f fattore dell’ordine di 1 che dipende da forma di ρ(r) da cui si ottiene 2 GM 3M 2 = 3f R R 2 Mvirial = f G 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 Mvirial A. Marconi best fit rel. 1:1 5R r2 = G Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 14 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 GMBH GMBH RBH R =BH =2 2 ? Massa viriale dello sferoide Correlazione osservata: MBH ' 10 3 Msph ' 5 Msph GMBH 3 R ⇥ 5 10 RBH =BH 2 ' 5 ⇥ R 10sph3 Rsph VBH ' 1.3 ⇥ 10 7 2 ?Rsph G Vsph 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? 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 GMBH Ṁ 1 Ṁ c2 L= = rin 12 con rin = 3 rSch GMBH =6 c2 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? A. Marconi Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 16 Il limite di Eddington Si, è il limite di Eddington che abbiamo già visto L LEddington 4 Gmp c 4 = MBH = 3.3 ⇥ 10 L ⇥T ✓ MBH M ◆ ovvero la luminosità massima per accrescimento su un BH di massa solare è ~33000 luminosità solari! Se abbiamo buchi neri di 106-1010 M⊙ ci possiamo aspettare luminosità massime da accrescimento di 10 LEddington = 3.3 ⇥ 10 L ✓ MBH 106 M ◆ = 3.3 ⇥ 10 14 L ✓ MBH 1010 M ◆ ricordiamo che la luminosità scala delle galassie è 10 L? ' 2 ⇥ 10 L ovvero si dovrebbero poter osservare dei nuclei di galassie che irraggiano più della galassia stessa! A. Marconi Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 17 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 (1011-1013 L⊙, fino a 1014-1015 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. A. Marconi Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 18 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 ~1000-10000 km/s, mai osservate nel as ionizzato nelle galassie normali dove, al più, v~100-300 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 c ' 7 AU A. Marconi 1h Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 19 12 Quasar (L > 10 L⊙) 3C 273 - il quasar più vicino e la sua galassia ospite. A. Marconi Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 20 Spettro e.m. di un AGN galassia: solo stelle A. Marconi Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 21 Getti relativistici emissione radio emissione radio Lobi di emissione (radio) emissione ottica La radio galassia Fornax A Galassia (ottico) Getti relativistici Spettri di Galassie Normali Righe di emissione larghe righe “normali” righe “larghe” Variabilità Banda 2-10 keV (raggi X) 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 ljet 1 Mpc 3 ⇥ 106 lyr ⇠ = = ' 3 ⇥ 107 yr c 0.1 c 0.1 c se in quel tempo LAGN ~1013 L⊙, allora l’energia prodotta è stata E ⇠ LAGN ' 3.6 ⇥ 1061 erg E ⇠ LAGN = ⇥Ṁ c2 = ⇥c2 M con ΔM massa coinvolta nel processo di produzione dell’energia. L 2 ⇥ 107 M M⇠ 2 = ⇥c ⇥ A. Marconi Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 27 La fonte di energia di un AGN Con le reazioni nucleari nelle stelle ⇠ 0.007 ! M ⇠ 3 ⇥ 109 M e, come visto nelle lezioni sull’evoluzione stellare, questa rappresenterebbe ~10% della massa totale in stelle. Quindi dovremmo avere ~3 ×1010 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 ⇠ 2 ⇥ 108 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. A. Marconi Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 28 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. A. Marconi getto radio Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 BH + disco accrescimento Toro ~ pc 29 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 GMBH Ṁ 8 ⇥ T (rin ) = ponendo rin otteniamo 9 Tmax ' 3 ⇥ 10 K Ṁ ' 10 M yr 9 Se MBH = 10 M A. Marconi 3/4 rin GMBH =6 c2 nelle stelle di neutroni/BH stellari Con !1/4 1 → Ṁ M yr 1 !1/4 ✓ Tmax ' 107 K MBH M 2 ◆ 1/2 13 = 0.1 → L = Ṁ c ' 1.5 ⇥ 10 L L LEdd 1.5 ⇥ 1013 L = 3.3 ⇥ 104 ⇥ 109 L Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 ' 0.5 ≤1, ok! 30 Il disco di accrescimento degli AGN si ottiene infine Tmax ' 1.7 ⇥ 105 K 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. A. Marconi Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 31 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 = 1012 L⊙ (L⊙ = 3.83×1033 erg s-1) per ΔtAGN = 107 y (≪ età universo) LAGN = ε ΔM/ΔtAGN c2 dove ΔM è la massa accresciuta nel tempo ΔtAGN. Una frazione ε di questa viene convertita in energia ed irraggiata, il resto (1ε) va ad aumentare la massa del BH. Per cui l’aumento di massa del BH è esprimibile come ΔMBH = (1-ε)ΔM = (1-ε) / (εc2) LAGN ΔtAGN ovvero con ε = 0.1, ⇥ ⇥ tAGN ⇥ LAGN MBH ⇥ 6.1 10 M LAGN tAGN 6 12 7 10 yr7 MBH ⇥ 6.1 10 M 10 L 12 10 L 10 yr 6 A. Marconi ⇥ Introduzione all’Astrofisica 2014/2015 32 Relazioni BH-galassia E come si determinano le relazioni tra buco nero e galassia? Se il BH riceve la sua massa per accrescimento L’energia di legame gravitazionale dello sferoide è L = Ṁacc c22 L = "Ṁacc c ṀBH = (1 Egrow = "))Ṁacc " 1 2 " Egrav ' MBH c Egrow " ' Egrav 1 " ✓ MBH Msph ◆⇣ ? c ⌘ 2 = 250 ⇣ 2 Msph ? ? 200 km s 1 ⌘ 2 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! 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