Buchi neri in galassie - Dipartimento di Fisica e Astronomia

Astrofisica delle Galassie I
parte VII
Buchi Neri Supermassicci in Galassie
Laurea Specialistica in Astronomia
AA 2007/08
Alessandro Pizzella
Evidenze
0) Teorizzati già nel 1783 dal reverendo John Mitchell, riproposti da Laplace 13 anni
dopo. Se la gravità agisce sulla luce stelle sufficientemente dense possono essere
caratterizzate da una velocità di luce maggiore di quella della luce.
Nel 1915 Einstein presenta la teoria della relatività e l’anno successivo Schwarzschild,
risolvendo le equazioni di Einstein, trova il raggio minimo di una stella, sotto il quale la
luce subisce un redshift gravitazionale infinito.
I BH vengono indicati come BH (se di massa stellare, Intermediate BH (IBH) se di
circa 103 masse solari, SMBH se oltre 106 masse solari.
1) Vi sono diverse evidenze che nel centro delle galassie siano presenti Buchi Neri con
masse dell'ordine di 106-109 masse solari (chiamati più brevemente black holes (BH) o
super massive black holes (SMBH).
2) Tali SMBH sono responsabili dell'attività dei Quasars e delle galassie attive. Tale
attività era più presente in passato come indicato dalla evoluzione in z della LF dei
quasar (che hanno luminosità maggiore a z maggiore).
LF dei Quasar dalla 2dFGRS
La LF dei quasar ottenuta dalla 2dFGRS per 10 diversi intervalli di redshift compresi tra
0.35 e 2.3. La LF varia mostrando Quasar sempre meno luminosi andando versi redshift
bassi. L’evoluzione e consistente con quella di una evoluzione in luminosità e cioè la LF non
cambia forma ma solo luminosità. Notare come per z<0.5 e per alte luminosità i quasar non
sono ben campionati dalla survey.
Sommario
Come si misurano le masse dei SMBH. Diverse tecniche, più o meno dirette.
0) emissioni X
1) cinematica stellare nella Galassia
2) cinematica di MASER d'acqua
3)
a) cinematica di gas in galassie vicine
b) cinematica di stelle in galassie vicine
4) Reverberation Mapping per galassie attive e Quasars.
Per la individuazione e/o studio vi sono anche i Flare UV, X e NIR (questi per
la nostra galassia).
Tecniche per l’individuazione di SMBH
Trovare SMBH nelle galassie locali
Con l’eccezione dell’osservazione della riga del Fe K, ogni altra tecnica utilizzata per la
misura della massa dei SMBH campiona regioni ben al di fuori della zona dove vi è il
regime di campo forte.
Raggi X
L’emissione di raggi X dovuta a BH è utilizzata principalmente per lo studio di BH
galattici, ovvero di BH stellari presenti nella nostra galassia (o nelle galassie del gruppo
locale) e viene usata solo marginalmente nello studio di SMBH.
Nel domino X è presente la riga di emisione del Fe K emessa da ferro completamente
ionizzato o idrogenizzato (cioè con un solo elettrone). Questa riga proviene da materiale
estremamente caldo che si trova a pochi raggi di Schwartzshield dal centro. La riga infatti
mostra una distorsione dovuta ad effetti relativistici del forte campo gravitazionale.
Si può dire che l’emissione X sia usata più per individuare BH galattici, la cui posizione
non è intuibile a priori a differenza che i SMBH che sappiamo risiedere nel centro delle
galassie, che per misurarne la massa.
La dimensione della regione di provenienza dell’emissione X è studiata in base alla
variabilità dell’emissione stessa, che è dell’ordine dei millisecondi.
Densità dei SMBH
Rs=GM/c2 Vs=4πRs3 /3
se ho un BH di massa M, la densità che deve avere la materia per formarlo è
ρs=M/Vs=M / (4πRs3 /3)= M / (4π(GM/c2)3 /3)= 3c6/ 4πG3M2 e dipende solo da M
Se G=4.301x10-3 (km/s) 2 pc / M⊙ allora
ρs=2.18x1039/(M/M⊙)2
M⊙/pc3.
Se voglio trasformare il numero in kg/m3 allora
1 pc = 3x1016 m 1 pc3 = 29x1048 m3
1 M⊙ = 2.0x1030 kg
ρs=2.18x1039/(M/M⊙)2 M⊙/pc3 = 1.5x1020/(M/M⊙)2 kg/m3
Per un SMBH di 109 masse solari la densità necessaria è di 150kg/m3: è meno di quella
dell’acqua!!
Per un BH di 1 massa solare viene invece 1.5x1020 kg/m3 cioè enorme.
Per la nostra galassia M=3.6x106 e quindi ρs= 1.2 x107 kg/m3
Il centro della Galassia
Immagine in banda K
(2.1m). PSF = 0.06”
Infrarosso perché:
1) è meno assorbito dalle
polveri presenti nel nucleo
della MW
2) I sistemi di ottica attiva
sono più efficaci nelle bande
infrarosse
SMBH nella Via Lattea
Nel 2002 (Nature 419, 694) sono state presentate osservazioni CONICA/NAOS prese con
il VLT dell’ESO. Viene mostrato il moto proprio della stella denominata S2 lungo un
periodo di 10 anni. La stella è in un orbita legata e fortemente ellittica attorno a SgrA*,
con un periodo di 15.2 anni, un pericentro a 17 ore luce ed un semiasse maggiore di 5.5
giorni luce.
Già questa stella da sola ha permesso di ricavare una massa di 3.6x106 masse solari. Non
vi sono assunzioni se non quella relativa alla distribuzione della massa stellare
(necessaria per sapere quanta della massa racchiusa nell’orbita sia dovuta al SMBH e
quanta alla componente stellare).
La misura implica una densità di massa di 1017
masse
solari/pc3
escludendo
che
la
concentrazione di massa possa essere dovuta ad
un ammasso di stelle strane o di particelle e
dimostrando in pratica che nella nostra galassia
esiste un SMBH.
È stato possibile determinare l'orbita di una stella attorno al presunto SMBH.
Recentemente sono state misurate anche le velocità radiali. I risultati al 2004 indicano
MBH=3.61 106 Msun(incertezza del 10%)
In corrispondenza del presunto BH sono stati trovati dei flare. Uno dei più evidenti è
rappresentato in figura. L'evento è durato circa 2 ore ed è stato interpretato come dovuto
l'emissione di materiale in caduta nel BH
“Flare” di luce dal BH nel centro della Galassia
“Flare” generati da SMBH
La maggior parte delle galassie attuali (galassie dell'universo locale) non sono attive. Non
presentano cioè segnali dovuti ad eventi ad alta energia continuativi. L’emissione altamente
energetica delle galassie attiva è generalmente attribuita all’accrescimento di gas in un SMBH
centrale. E’ quindi possibile che anche galassie non attive abbiano un SMBH centrale che non
genera fenomeni di attività semplicemente perché il gas non è presente o non è al momento in fase
di acquisizione. E’ il caso della nostra Galassia dove la presenza di un SMBH di 4x106 M⊙ è
pressoché certa ma non vi è alcun segno di attività... o quasi.
Già dal 1995 sono stati riportati casi di “flare” (e cioè emissioni improvvise, bagliori) provenienti
dal centro di galassie altrimenti non attive. Il primo caso è quello di NGC4552 (Renzini, Bertola,
Cappellari et al. Nature 378, 39), galassia ellittica quiescente. Dal confronto di 2 immagini HST prese in
epoche differenti si vede che è stata generata una emissione UV puntiforme (non risolta dalla PSF
di HST – PC1 che ha una scala di 0.05”/pixel). Questo flare ha avuto una intensità dell’ordine di
106 L⊙ e si pensa sia stato generato da un evento di accrescimento del SMBH. Qualcosa è caduto
dentro al SMBH e questo qualcosa può essere stato gas preso da una stella che passava vicino al
BH o una nube interstellare. Questa prima scoperta serendipita ha suggerito che i flare UV nei
nuclei delle galassie possano essere fenomeni comuni e sono una possibile maniera per individuare
buchi neri in galassie altrimenti quiescenti.
Nucleo di NGC4552 (M89) ottenuta nel 1993 (sinistra) e nel 1991 (destra). La scala
spaziale e la tabella di colori è la stessa. Nella immagine del 1991 non è presente
l’emissione centrale non risolta visibile invece nella immagine del 1991. Le immagini
sono state prese con lo strumento FOC con il filtro ultravioletto F342W.
Confronto tra il profilo di brillanza
superficiale ottenuto nel 1991 e quello
ottenuto nel 1993. I profili sono stati estratti
nei 0.4” centrali.
Similmente ai flare UV sono stati individuati flares in raggi-X, associati allo stesso tipo di eventi. In
corrispondenza di Sgr A* sono stati visti flares anche in banda NIR. Nella figura è mostrata la
variazione di flusso in banda NIR dovuta ad un flare avvenuto nel 2005. Attualmente si sta cercando
di modellare questi flare (linea rossa continua). Ad esempio, la configurazione della acquisizione
negli istanti indicati come A, B, C e D è mostrata nella figura inferiore.
Osservazioni contemporanee effettuate in NIR e con CHANDRA (telescopio orbitante in
banda X) ha permesso di vedere come i flare in banda X sono seguiti, nel giro di una
decina di minuti, da un corrispondente flare in banda NIR.
Le osservazioni radio a 1.35 cm, dove si possono rivelare i maser d’acqua, possono essere
ottenute con una risoluzione spaziale e in velocità eccezionali: 0.2km/s e
0.0006”x0.0003” utilizzando il VLBI.
I risultati per NGC 4258 sono i più importanti in questo contesto.
I Maser d’acqua
NGC 4258
Storicamente, le emissioni da maser d’acqua sono state trovate nel 1968 (Cheung et al.
1969, Nature, 221, 626) e successivamente identificate in un grande numero di regioni di
formazione stellare. Si crede che siano il risultato dell’eccitazione di gas interstellare
tiepido (1000k).
L’emissione maser di NGC 4258 (e quella di altre 4 AGN per ora individuate) è cinque
ordini di grandezza più brillante delle normali sorgenti galattiche. Basandosi sulle
dimensioni della regione da cui proviene l’emissione, si conclude che non è dovuta alla
sovrapposizione di più sorgenti stellari. È più probabile che l’eccitazione sia dovuta al
nucleo attivo e che l’emissione provenga dal toro oscuro presente negli AGN.
NGC 4258.
- Curva di rotazione nel nucleo grazie ad
un maser.
- Nel Radio è stato possibile derivare una
curva di rotazione con la precisione
inferiore a un milli-arcsec.
- Dal tratto kepleriano è possibile derivare
la massa centrale: M=V2R/G
- Dal tratto centrale rettilineo si deriva la
geometria del sistema.
Raggio di Influenza
Rinf=GMBH/2
Conviene trasformare la formula utilizzando unità di misura naturali come M⊙ e km/s
Ricordiamo che G=4.301x10-3 (km/s) 2 pc / M⊙ -->
Rinf=4.301x10-3(MBH/M⊙)/2 pc
Alla distanza dell’ammasso della Vergine (17.6Mpc) la scala e 17.6/.2062648=85 pc/”
oppure 0.012 “/pc.
Una galassia con =250km/s e MBH=109M⊙ ha un Rinf che da terra appare essere di
Rinf=4.301x10-3(109)/2502 x 0.012 arcsec = 0.6”
Se avessi una  più piccola sarebbe meglio? E’ più facile vedere un SMBH con MBH grande o
piccolo?
Esempio di osservazioni HST-STIS
Esempio di osservazioni HST-STIS
(Coccato et al. 2006, MNRAS, 366, 1050
Confronto dati con il
modello su quantità
misurate
come
la
velocità, dispersione di
velocità ed intensità
Oppure sullo spettro
stesso, simulando le
osservazioni
Nel preparare il modello e importante avere una stima attendibile della distribuzione della
massa stellare. Nella figura di sinistra viene mostrata la fotometria superficiale della
galassia (brillanza sup., PA e ellitticità), nella immagine a destra la densità deproiettata e
la curva di rotazione v*(r) dovuta alla componente stellare nel caso di rapporto massa
luminosità di questa componente pari ad 1. Il modello della velocità vc(r) osservata
dipende dalla massa del BH M● e dal rapporto (M/L)* è quindi dato da:
Cinematica Stellare
È possibile utilizzare la cinematica della componente stellare per misurare la massa del
SMBH centrale. Generalmente le stelle avranno, nella regione centrale, non moti circolari
complanari come nel disco di una galassia, ma modi dominati dalla dispersione di
velocità. In tal caso la formula che ci permette di derivare la massa è, analogamente a
quanto vale per la massa delle galassie ellittiche:
Dove  è la dispersione di velocità e  è la densità delle stelle derivabile dal profilo di
luminosità.
Esempio per M87
Modello unificato degli AGN - Schema
Variabilità dell’emissione
Le righe di emissione della Broad Line region possono variare in intensità e profilo.
Il flusso delle righe emesse dalla narrow line region invece non varia in tempi brevi
in quanto il tempo per attraversarla e il tempo di ricombinazione sono entrambi lunghi
(>100 anni).
La stratificazione degli AGN
E’ interessante vedere come le righe di
emissione con ionizzazione più alta
rispondono più velocemente (mostrano
cioè un time-lag minore) delle righe a
ionizzazione più bassa. Evidentemente
vengono emesse da regioni più vicine
al motore centrale e sono disposte a
strati (come le cipolle)
Risultati dal Reverberation
Mapping
Relazioni di Scala M ∝
⊙
log(M⊙)∝ -0.5BT
log(Vc)=0.74log+0.80
La massa del SMBH correla con
diverse parametri globali della
galassie ospite. Piuttosto che
parametri della galassie bisogna
dire dello “sferoide” dove per
sferoide si intende la galassia nel
caso di galassie ellittiche o bulge
nel caso di galassie a disco. I
modelli di formazione delle
galassie devono essere in grado
di riprodurre tali relazioni che di
fatto ci dicono che il SMBH ha
partecipato alla formazione dello
sferoide in maniera diretta o
indiretta.