I Nuclei Galattici Attivi

I Nuclei Galattici Attivi
Lezione 15
Schema della Lezione
Principali proprietà dei Nuclei Galattici Attivi
(AGN, Active Galactic Nuclei).
Classi di Nuclei Galattici Attivi.
Il motore centrale ed il disco di
accrescimento attorno al buco
nero centrale.
Anatomia di un AGN.
Radio Galassie e getti.
Nutrire il “mostro”.
L’Era dei Quasar.
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Astronomia ! Lezione 15
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Le Galassie Normali
La radiazione elettromagnetica emessa dalle galassie normali è quasi
interamente prodotta dai processi di evoluzione stellare:
Visibile: luce delle stelle;
Infrarosso: polvere riscaldata dalle stelle;
Raggi Z: resti di supernova, ecc.
Righe di emissione: regioni HII, ecc.
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La Galassia del Circino
Immagini HST rivelano
un nucleo attivo (non
stellare) parzialmente
nascosto dalla polvere
al centro di questa
galassia a spirale.
Nucleo
Attivo
100 anni luce
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NGC 1068
E’ una galassia a spirale
nell’ammasso della Vergine.
E’ stata una delle prima
galassie attive ad essere
state scoperte.
Combinazione di immagini
HST (visibile) e Chandra (raggi X)
Le immagini nei raggi X hanno rivelato
un fascio di luce dovuto l’emissione di
gas di ~1,000,000 K dal nucleo attivo.
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Centauro A
Immagine in luce visibile
Il nucleo attivo è nascosto
dietro una banda di polvere.
Immagini radio e nei raggi X
rivelano getti di particelle
energetiche dal nucleo.
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I Nuclei Galattici Attivi
Nell’universo locale il 10% circa delle
grandi galassie hanno un nucleo
compatto ed estremamente luminoso
detto Nucleo Galattico Attivo (Active
Galactic Nucleus, AGN).
In molti casi il solo AGN è più brillante
dell’intera popolazione stellare della
galassia (~100 miliardi di stelle).
La luminosità è generata in una
regione di dimensioni pari circa a
quelle del Sistema Solare.
Le Radio Galassie producono lobi
doppi giganti di emissione radio a
distanze di vari 100 kpc dalla
galassia.
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Il nucleo della Galassia
del Circinus, una
galassia di Seyfert.
La radio
galassia
Fornax A
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Lobi di emissione
radio
Galassia Ellittica
7
Gli Spettri delle Galassie Attive
Galassia di Seyfert
Seyfert nucleus (NGC7469)
Bulge of 'normal' galaxy
NGC 1566
Spirale Normale
M 83
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[OIII]
6 10-14
H!
Flux (erg s-1 cm-2 Å-1 )
8 10-14
-14
4 10
2 10-14
0
Le galassie di Seyfert sono spirali con un AGN.
Hanno un nucleo “stellare” (non risolto);
gli spettri mostrano righe forti e larghe: le
larghezze corrispondono a velocità ~104 km/s
Lo spettro di una galassia normale mostra
righe di assorbimento stellari.
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8
Le Righe di Emissione di un AGN
7 10
-16
6 10
-16
5 10
-16
4 10
-16
3 10
-16
2 10
-16
1 10
-16
0
350
400
450
500
550
600
650
[SII]671.7 & 673.1
[OI]630.0 & 636.4
[FeVII]608.7
HeI587.6
H# 486.1
HeII468.6
[OIII]436.3
H" 434.0
H!410.1
[NeIII]386.9
[NeIII]396.8
[OII]372.7
Flux (W m- 2 nm- 1)
[OIII]495.9 & 500.7
[NII]658.4
H$ 656.3
MS 04124–0802
700
750
Wavelength (nm)
Le righe larghe (H, He) hanno
larghezze di ~104 km/s emesse da
gas ad alta densità (n >1015 m-3).
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Le righe strette proibite (N, O,
S, ...) hanno larghezze <1000 km/s
e sono emesse da gas a bassa
densità.
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Classi spettroscopiche di AGN
Gli AGN sono classificati in 2 tipi
principali basati sui loro spettri:
Seyfert di tipo 1; le righe di
emissione di H hanno ali larghe
(5-10 nm).
Seyfert di tipo 2; tutte le righe
sono (relativamente) strette (0.5 1 nm).
L’interpretazione è che esistano
due regioni dove vengono
emesse le righe:
la regione delle righe larghe (Broad Line Region, BLR): compatta, ad
alta velocità ed alta densità;
la regione delle righe strette (Narrow Line Region, NLR): estese, a più
basse velocità e basse densità.
Che relazione c’è tra le due classi?
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I Quasar
I Quasar sono AGN
estremamente
luminosi e molto
distanti.
La luce dall’AGN
“nasconde” la luce
della galassia.
Inizialmente si
credeva che fossero
stelle peculiari.
3C 273 - il quasar più vicino e la sua galassia ospite.
Nel 1963, le righe larghe osservate negli spettri dei quasar vennero
identificate come H! e H" spostate verso il rosso #sono extragalattici.
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Distanza e Luminosità di 3C273
Redshift z = (!-!0)/!0 = 0.158
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
-14
3C 273
Fe II
3 10-14
[OIII]
H!
Fe II + He II
4 10
Flux (erg s-1 cm-2 Å-1 )
Possiamo determinare la distanza
dal quasar misurando il suo
redshift ed usando la legge di
Hubble.
-14
2 10
H#
1 10-14
0
450
"0 = 486.1 nm
rest
500
" = 562.8 nm
observed
550
600
650
Wavelength (nm)
La magnitudine assoluta è quindi M = -26.2
Per una galassia brillante M " -21.
3C 273 è ~100 volte più brillante di una grande galassia e quindi
~1000 miliardi di volte più luminoso del Sole.
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La Distribuzione Spettrale di Energia
Gli AGN irraggiano con potenza
simile in tutte le bande dello spettro
elettro-magnetico.
Quasar 3C273 (radio-luminoso)
La distribuzione spettrale di energia
è quasi piatta dall’infrarosso ai
raggi-$.
La potenza radio è un’eccezione;
~10% degli AGN sono radio
luminosi.
Radio/mm
IR
V
X-ray
Gli spettri di galassie normali sono
dominati da emissione termica di
corpo nero in appena due bande:
Visibile/Vicino IR: luce delle stelle;
Polvere
Galassia a Spirale
Lontano IR: polvere scaldata
dalle stelle
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Stelle
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La Distribuzione Spettrale di Energia
Grande Bump Blu
“Bump” Infrarossa
Eccesso negli X soffici
Radio quieti
Radio loud
blazar
Dip a 1 µm
Taglio
sub-mm
Radio
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IR
Legge di potenza
nei raggi X
Vis/UV
Diverse componenti
indicano diversi
meccanismi fisici
all’opera.
Raggi X
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Lo spettro di un Blazar
Alcuni AGN hanno
sorgenti radio compatte
molto potenti.
Spesso mostrano moti
superluminali (velocità
apparenti sul piano del
cielo > c).
Irraggiano quantità
significative di energia a
tutte le lunghezze d’onda.
La luminosità varia
rapidamente in tutte le
bande.
Questi AGN sono detti
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Blazars
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Variabilità
Curva di luce nel visibile del blazar 3C279
L’emissione delle galassie normali
è dovuta a ~1011 stelle
# la luminosità non varia.
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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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Dimensioni del “Motore” centrale
La variabilità determina un
limite superiore alle dimensioni
della regione emittente:
R ! c %t
R dimensioni della regione emittente, %t tempo scala di variabilità
La rapida variabilità X in una galassia di Seyfert è caratterizzata da un
tempo scala %t~104 s ovvero R ! 3"1012 m (20 AU).
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Principali Classi di AGN
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Spettri di AGN
Quasar
Galassia Normale
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Radio Galassie
AGN debole
Galassie di Seyfert
Blazar
(radio-loud)
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Il “Motore Centrale”
Un AGN produce ~100 volte la luminosità di una galassia intera in una
minuscola frazione del suo volume (~100 UA). Come è possibile?
Un solo tipo di “motore” central può di fare questo:
la forza di gravità di un buco nero massiccio!
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.
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Illustrazione del buco nero circondato dal
disco di accrescimento, col plasma che fluisce
lungo le linee di forza del campo magnetico.
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Il “Motore Centrale”
magnetic fields &
relativistic particles
Accretion disk
Black hole
X-ray & UV radiation
La massa tipica dei BH è ~ 106 - 1010 M!.
La materia cade verso il BH e forma un disco.
La radiazione EM è prodotta dal gas caldo nel
disco:
E potenziale gravitazionale # E cinetica
del gas # Calore (tramite la viscosità)
# radiazione EM (corpo nero).
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Astronomia ! Lezione 15
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La Produzione di Energia
Relatività generale: l’orbita stabile più interna di un disco di accrescimento
attorno ad un BH ha raggio R0 = 3 RS (Raggio di Schwarzshild).
Entro questo raggio la materia cade dentro il BH.
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.
MBH
U3RS = −
GMBH m
3Rs
r = ∞ → U∞ = 0
m
3RS
La variazione di energia potenziale è: ∆U3RS = U∞ − U3RS
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GMBH m
=
3RS
22
La Produzione di Energia
Teorema del Viriale: 1/2 %U è irraggiata via per cui l’energia irraggiata è:
E=
∆U3RS
GMBH m
=
2
6RS
E=
1
mc2
12
con RS =
2GMBH
c
L’efficienza di irraggiamento è & = 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 & = 0.7%)
Quanta massa deve essere accresciuta per anno per emettere le
luminosità osservate?
La luminosità tipica di un quasar è L ~ 1039 W con & ~#0.1.
Massa m rilascia energia E = & mc2 per cui la luminosità è
L = %E/%t = & c2 %m/%t e %m/%t è il tasso di accrescimento (M!/yr)
necessario.
Per L = 1039 W, con & ~#0.1 si ottiene %m/%t ~ 0.2 M!/yr
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Astronomia ! Lezione 15
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Il Limite di Eddington
Il limite di Eddington è il limite superiore della luminosità che può essere
prodotta dall’accrescimento gravitazionale.
E’ determinato dall’equilibrio tra la forza gravitazionale e la pressione di
radiazione sul gas in accrescimento.
Se la luminosità eccede il limite di Eddington, l’accrescimento è bloccato
dalla pressione di radiazione.
Si considera un atomo di H (p+e) e si uguagliano la forza di gravità sul
protone e la forza dovuta alla pressione di radiazione sull’elettrone.
In un oggetto di massa M che irraggia (p.e. stella, BH) il limite di
Eddington è
Massa della sorgente (BH)
!
"
4πGc mp
M
LE =
MBH
LE ≈ 3 × 104
L!
σe
M!
Sezione d’urto Thomson (diffusione
radiazione da parte dell’elettrone)
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Massa del protone
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24
Perchè un BH supermassivo?
Quanto massiccio deve essere un buco nero per irraggiare con la
luminosità di un AGN?
Supponiamo che LAGN < Le (luminosità massima possibile) allora si
!
"
ottiene:
L
MBH ≥ 3 × 10−5
M"
L"
LAGN (L!)
MBH (M!)
Galassia di Seyfert tipica
3"1010
$ 106
Quasar tipico
3"1012
$ 108
1015
$ 3x1010
Quasar luminosi
Il limite di Eddington può essere violato se l’accrescimento avviene nel
piano equatoriale (disco) e la radiazione viene emessa principalmente
lungo l’asse polare (perpendicolare al disco).
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Astronomia ! Lezione 15
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Misura delle Masse dei BH
Per misurare la massa di un BH si possono misurare gli effetti
gravitazionali del BH stesso sul gas e/o le stelle circostanti.
Si applica le leggi di Keplero (in realtà è anche necessario tener conto
di effetti strumentali tra cui la risoluzione spaziale finita delle
osservazioni ecc.)
Stella/Nube di gas
Spostamento Doppler
dell’emissione/assorbimento
verso il rosso (allontanamento)
r
MBH
La massa del BH può essere
dedotta dalla misura di V ed r:
MBH = r V2/G
Spostamento Doppler
dell’emissione/assorbimento
verso il blu (avvicinamento)
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26
La massa del BH in M87
M87 è una galassia ellittica
!v ~ 1000 km/s!
gigante con una sorgente
radio molto potente.
Da misure HST si ottiene
che punti diametralmente
d ~0.6""
opposti del disco di gas
hanno una differenza di
velocità
!v = 2Vr ~!1000 km/s
La distanza tra i due punti è
d = 2r ~!0.6"" = 44 pc alla
distanza di M87 (D = 15
Mpc # 1'' = 73 pc dalla
formula dei piccoli angoli
!1
" !1
"2
# Lezione 1).
2
44 pc 2 1000 km/s
rV
Quindi
MBH = r = 2
" 1.3 × 109 M"
−11
−2
G
6.67258 × 10 N m kg
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Astronomia ! Lezione 15
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MBH dalle Righe Larghe
Le righe larghe sono prodotte vicino al BH.
Le righe sono allargate per l’effetto Doppler: la larghezza riflette la
dispersione di velocità delle nubi ovvero la le varie velocità esistenti nella
distribuzione di nubi.
H"
Radio jet
Nubi che emettono
le righe larghe
%V
BH e disco di
accrescimento
Regione delle Righe Larghe e
sorgente di emissione continua
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Astronomia ! Lezione 15
Teorema del Viriale
MBH = r (%V)2 /G
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Come Determino il Raggio?
Le variazioni nell’emissione della radiazione continua ionizzante emessa
dal disco di accrescimento provocano “echi” nelle righe larghe.
Alla variazione del continuo ionizzante è associata ad una variazione
dell’emissione delle righe larghe che però ha un ritardo (.
Il continuo illumina la nube di gas che “risponde” emettendo la riga.
Il ritardo è il tempo che il continuo impiega ad andare dal nucleo alle
nube e quello che impiegano i fotoni della riga a tornare al centro, ovvero
#=2"r"c
La misura del ritardo ( fornisce quindi una stima delle dimensioni della
regione delle righe larghe.
Flusso
(
Nube
di gas
Continuo
Riga
r
Nucleo del
Quasar
MBH = r (%V)2 /G
Tempo
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BH nei Quasar e Sistema Solare
109 M!
3.6"106 M!
Raggi di Schwarzschild di BH
super massicci paragonati alle
dimensioni Sistema Solare.
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Astronomia ! Lezione 15
30
Il Toro Oscurante
Ricostruzione ideale di un AGN visto di lato rispetto al getto.
La radiazione e le
particelle energetiche
(getti) sfuggono
lungo l’asse polare.
Il “Toro” è una
“ciambella” di gas
denso e ricco di
polvere.
Il nucleo attivo è
nascosto dentro
al toro.
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Astronomia ! Lezione 15
31
Il Modello Unificato
Ipotesi di base: tutte le Galassie di
Seyfert (AGN) sono intrinsecamente
simili.
Seyfert 1
La differenza tra le varie classi è dovuta
all’orientazione del toro rispetto alla linea
di vista.
Toro visto dall’alto:
nucleo di tipo 1 (si
vedono le righe larghe).
Toro visto di lato: nucleo
di tipo 2 (le righe larghe
sono nascoste dal toro).
Le righe larghe si potrebbero vedere
in luce polarizzata ovvero nella luce
riflessa da un “specchio”.
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Seyfert 2
Toro
Regione delle
righe Strette e
“Specchio”
Sy1 in luce
polarizzata
Motore Centrale e Regione
delle Righe Larghe
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Evidenze di “Unificazione”
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Astronomia ! Lezione 15
33
Modello di AGN
Seyfert 1: “face-on”, righe larghe e strette.
Seyfert 2: “edge-on”, solo righe strette
Spettro
Osservato
Narrow Line Region
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Radio jet
MBH & accretion
disk
Ionizing
radiation
100 – 1000 pc
0.1 pc
Broad line
emitting clouds
Radio Jet
Narrow lineemitting
clouds
Dusty molecular torus
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34
Le Radio Galassie
Immagine Radio di Cigno A
Lobi brillanti
Getto
Nucleo debole
‘Hot spots’
Il gas ionizzato viaggia lungo il getto a velocità v~c.
L’energia viene dissipata nelle “hot spots” come
radiazione di Sincrotrone (emissione di particelle
relativistiche che si muovono in un campo magnetico).
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Astronomia ! Lezione 15
35
La Formazione dei Getti Radio
Il disco di
Disco di
accrescimento ha un
Accrescimento
campo magnetico con
linee di forza dirette
parallelamente all’asse
del disco.
La rotazione del disco
avvolge le linee di forza
del campo magnetico.
Buco Nero
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Astronomia ! Lezione 15
ll gas altamente
ionizzato è espulso ad
altissime velocità lungo
le linee di forza del
campo magnetico che,
avvolte, si comportano
come una “fionda”.
36
Radio Galassie e Quasar
Radio Galassia: sorgente radio con due lobi;
righe di emissione strette.
ne
ne
Direzio
azio
v
r
e
s
s
di O
Cygnus A (radio sorgente)
Radio Galassie, Quasar Radio-loud e Blazars
sono gli stessi oggetti visti ad angolazione
diversa rispetto al getto.
L’emissione di sincrotrone non è isotropa ma
è concentrata lungo l’asse del getto.
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Astronomia ! Lezione 15
37
Quasar Radio-loud e Blazars
I Quasar radio-loud ed i blazar sono visti
vicino all’asse del getto.
L’emissione di sincrotrone del getto verso di
noi è molto più forte (relativistic beaming).
I lobi appaiono tra loro più vicini rispetto a
prima (effetto di proiezione).
Negli spettri si osservano righe larghe ed un
forte continuo ottico/UV.
ne
zio
re
Di
O
di
ne
zio
va
er
ss
I Blazar sono
il caso
Contro-getto debole
estremo in cui
Getto forte si osserva
direttamente
lungo la
direzione del
getto.
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Astronomia ! Lezione 15
38
Come “nutrire” i Buchi Neri
Se quasi tutte le galassie contengono un BH perchè non sono tutte
quasar?
Il disco di accrescimento deve essere sempre rifornito con gas “fresco”.
I quasar più luminosi si trovano in ellittiche ora povere di gas.
Il gas deve perdere momento angolare per
andare nella regione centrale dove si trova il
disco di accrescimento.
Collisioni e
fusioni tra
galassie ...
... o barre
galattiche
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Possono favorire
la “caduta” del
gas nella regione
nucleare.
Astronomia ! Lezione 15
39
Le Galassie “Ospiti” dei Quasar
Code mareali
E’ in corso la fusione
di due galassie
Le galassie ospiti di molti quasar mostrano evidenza di collisioni recenti o
fusioni in corso con le galassie “vicine”.
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Astronomia ! Lezione 15
40
Crescita dei BH
I BH crescono catturando gas dalla
galassia ospite # ovvero mentre
danno vita ad un nucleo attivo.
Durante la fusione delle galassie
anche i BH al centro si possono
fondere formando un BH più
grande.
La relazione MBH-Msferoide
(# Lezione 14) indica che la
crescita del BH è strettamente
legata alla formazione ed
all’evoluzione della galassia.
Infatti durante la fase di AGN, il BH
ha una forte effetto di reazione sulla
galassia ospite.
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Astronomia ! Lezione 15
41
Relazione MBH-Msferoide
In questa simulazione è
mostrato solo il gas (le stelle
e la materia oscura ci sono
ma non sono rappresentate).
Blu: gas freddo
))
Rosso: gas caldo
))
Verde: gas caldissimo
(scaldato dall’AGN).
La relazione MBH/Msferoide~1/1000 è il risultato dell’equilibrio tra la pressione
di radiazione dell’AGN ed il potenziale gravitazionale della galassia. Quando
MBH/Msferoide~1/1000, l’AGN espelle il gas dalla galassia bloccando sia la
crescita del BH stesso che la formazione di stelle (vedi il limite di Eddington).
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Astronomia ! Lezione 15
42
L’Era dei Quasar
I Quasar luminosi erano molto più
numerosi ad alti redshift ovvero
a 2 < z < 3, l’Era dei Quasar.
Corrisponde a circa il ~20-40%
dell’età attuale dell’universo.
Oltre z = 3 si ha una brusca
diminuzione nel numero dei quasar.
Ma ora dove sono?
Molto probabilmente gran parte
delle galassie più grandi sono state
quasar in passato ed infatti nei loro
nuclei si trovani BH molto grandi,
resti dell’attività AGN.
Perchè ora i BH sono spenti?
Probabilmente è diminuito o cessato del tutto l’afflusso di gas (#
diapositiva precedente) ma questo è comunque un problema aperto.
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Astronomia ! Lezione 15
43
Conclusioni
Molte galassie hanno nuclei molto luminosi: Nuclei Galattici Attivi
(AGN - in alcuni casi sono anche ~1000 più luminosi di tutta la
galassia).
Alcuni AGN producono getti relativistici e sorgenti radio gigantesche.
La sorgente di energia è il disco di accrescimento attorno ad un buco
nero molto massiccio (BH) al centro della galassia.
Probabilmente tutte le galassie hanno un BH al loro centro ma la
maggior parte sono “spenti”.
La formazione delle galassie, la crescita dei BH e l’attività nucleare
sono strettamente legate tra loro.
WWW: pagina di Bill Keel
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http://www.astr.ua.edu/keel/agn/
Astronomia ! Lezione 15
44