Determinazione della massa di
SMBH in 48 QSO a basso
redshift
S. Busatto I. Cavasin E. Grigoletto
Liceo G. Berto Mogliano Veneto
Sommario
•
•
•
•
Cos’ è un QSO?
Analisi dello spettro dei QSO
Analisi dati
calcolo massa quasar
Conclusioni
Cos’è un QSO?
• Oggetti che al telescopio (quindi nel
visibile) appaiono simili a stelle ma
hanno un alto redshift.
• Oggetto la cui luminosità è molto
più grande di quella di una normale
galassia e le cui dimensioni sono
anche dell’ordine di pochi ld.
• Sono situati al centro di galassie
attive, sono quindi parte degli AGN
• La loro luminosità (a tutte le
frequenze) deriva sostanzialmente
dalla materia che, da un disco di
accrescimento, cade in un buco nero
super massivo cosicché l’energia
potenziale gravitazionale viene
convertita in altre forme con una
efficienza molto alta.
• sono quasar radio quiet
(i quasar sono stati scoperti come la
controparte ottica di intensissime
sorgenti radio)
Quasar e
stella a
confronto
visti al
telescopio
stella
quasar
Lo spettro visibile di un QSO, z<0,8
La luminosità del QSO è di ordine di grandezza 1045 erg/s ~ 1012 L
Il nostro lavoro
•Abbiamo analizzato lo spettro di 48 QSO per
calcolare la massa del SMBH e per ricercare
la relazione tra la luminosità del continuo e la
luminosità della linea H e dell’O[III].
I 48 spettri analizzati
52885-1415-319
53084-1440-204
53431-2025-601
53501-1842-067
53765-2374-060
52814-1345-498
53091-1464-390
53431-2025-637
53533-1811-122
53786-2356-575
53051-1738-419
53112-1773-405.
53436-1950-406
53534-1653-515
53799-2016-216
52992-1594-605
53137-1726-566
53440-1959-066
53566-2202-592
53799-2230-566
52999-1307-494
53144-1401-638
53442-1997-059.
53682-2264-090
53816-2219-229
53052-1736-620
53144-1610-249
53446-2037-015
53708-2289-130
53819-2226-585
53055-1443-306
53147-1676-518
53462-1673-108
53714-2291-604
53820-2155-011
53063-1366-252
53357-1954-027
53472-2005-040
53726-2239-239
53820-2227-085
53082-1465-030
53385-1944-120
53491-2147-426
53762-2361-391
53083-1367-419
53386-1943-466
53494-1829-464
53765-1987-464
In formato FITS, già ridotti, tratti da catalogo SDSS DR6 (www.sdss.org/dr6)
Sono spettri di QSO con redshift z compreso tra 0,1 e 0,5
Spettro: determinazione distanza QSO
redshift
o
λ H  6563 Α
H
osservato
Laboratorio
H
[O III] 5007 Å
H
o
H  5663 
Calcolo distanza
Calcolato il redshift medio z dalle lunghezze d’onda
osservate per Hβ e [O III], sono state ricavate le
distanze per i 48 oggetti con l’equazione
relativistica:
c (1  z )  1
d
2
H 0 (1  z )  1
2
Le distanze ricavate
Distanze in Mpc
726
588
563
984
896
981
681
632
843
778
746
1457
1164
849
1058
831
716
670
569
1055
831
620
1043
955
882
719
662
462
721
625
732
1013
811
961
1203
773
1158
648
721
1125
987
958
1179
657
1056
495
769
970
Spettro: determinazione flusso
Flusso
Calcolo luminosità
righe H, [O III]
Luminosità = flusso osservato x superficie = 4πd² Φ
(considerando l’emissione isotropa)
BLR e NLR
Broad Line Region:
zona responsabile delle righe
d’emissione larghe
Narrow Line Region:
zona responsabile delle righe
d’emissione strette
BLR e NLR
Allargamento Doppler
Minor velocità
Maggior velocità
Il profilo doppler di una riga è un profilo gaussiano
BLR e NLR
Righe proibite
Righe permesse
Righe permesse=diseccitazione spontanea, alta densità
Righe proibite=diseccitazione collisionale, bassa densità
BLR e NLR
QUINDI:
• le righe permesse e proibite indicano che la genesi
delle righe avviene in regioni con diversa densità
• L’allargamento nettamente diverso, in molti casi,
indica una ben diversa velocità di movimento delle
nuvole di gas da cui proviene l’emissione,
pertanto si sono individuate le BLR e NLR come
strutture caratteristiche dei QSO (degli AGN)
responsabili dei fenomeni osservati
Determinazione del raggio della BLR
L’estensione tipica del raggio della BLR,
considerata costituita soprattutto da nuvole di
Idrogeno, si calcola con tecniche di
reverberation mapping e fotoionizzazione.
In letteratura sono presenti alcune relazioni
sperimentali che collegano l’estensione della
BLR all’emissione del continuo.
Determinazione del raggio della BLR
FLUSSO CONTINUO A 5100 Å
Calcolo raggio RBLR
Abbiamo utilizzato la formula sperimentale di
Kaspi , che stabilisce una relazione tra il raggio
della BLR e la luminosità del continuo a 5100Å da
noi precedentemente determinata:
  L (5100Å) 
RBLR
 (2, 23  0, 21)  44
1 
10 lt  days
 10 erg  s 
(0,69  0,03)
Calcolo massa
Abbiamo calcolato la massa del SMBH con
l’espressione per la massa viriale:
M SMBH
RBLR v

G
2
dopo aver determinato la velocità tipica
di movimento delle nuvole di gas costituenti la
BLR…………
La FWHM delle righe H e [OIII] 5007 Å
fitting gaussiano
[O III] 5007 Å
FWHM
H
Calcolo velocità
Abbiamo calcolato la dispersione delle velocità
nell’ipotesi di moto kepleriano delle nubi di gas della
BLR, misurando la FWHM della riga di emissione Hβ
ed assumendola come dispersione delle velocità:
FWHM
v
c
λ
SMBH: masse calcolate
Masse SMBH in unità di massa solare
1,82E+07
2,99E+07
3,80E+07
1,08E+08
2,89E+07
1,51E+08
1,94E+07
6,05E+07
4,85E+07
7,73E+07
4,25E+07
2,74E+07
1,80E+08
1,56E+08
1,13E+08
1,25E+08
2,35E+08
1,09E+08
2,50E+07
4,13E+08
3,58E+07
1,93E+07
8,73E+07
7,31E+07
2,00E+08
1,32E+08
1,49E+08
9,44E+07
4,88E+08
5,21E+07
3,33E+07
2,56E+07
3,53E+07
2,58E+07
4,45E+08
1,13E+08
6,86E+07
5,86E+07
2,53E+07
5,23E+07
2,28E+08
1,92E+08
1,03E+08
2,36E+07
1,44E+08
1,55E+08
5,76E+07
2,30E+08
Istogramma distribuzione delle masse
Distribuzione delle masse in unità di masse solare
12
11
10
9
8
7
6
5
4
3
2
1
0
5,10E+08
4,90E+08
4,70E+08
4,50E+08
4,30E+08
4,10E+08
3,90E+08
3,70E+08
3,50E+08
3,30E+08
3,10E+08
2,90E+08
2,70E+08
2,50E+08
2,30E+08
2,10E+08
1,90E+08
1,70E+08
1,50E+08
1,30E+08
1,10E+08
9,00E+07
7,00E+07
5,00E+07
3,00E+07
1,00E+07
Massa/Mo
z VS massa
5,10E+008
Rapporto
massa e
redshift
4,10E+008
3,10E+008
2,10E+008
1,10E+008
1,00E+007
0,000
0,050
0,100
0,150
0,200
0,250
0,300
0,350
0,400
0,450
0,500
z
z VS Densità di massa
4,50E+08
Massa media (masse solari)
massa (in unità di massa solare)
6,10E+008
y = 2E+07x + 9E+07
4,00E+08
2
R = 0,5002
3,50E+08
3,00E+08
2,50E+08
2,00E+08
1,50E+08
1,00E+08
5,00E+07
0,00E+00
0,15
0,175
0,2
0,225
0,25
z
0,275
0,3
0,325
0,35
0,4
Rapporto continuo e Hβ
Luminosità continuo 5100 Å - luminosità H
9,00E+42
y = 0,0132x + 8E+41
8,00E+42
R2 = 0,6928
-1
L H (erg s )
7,00E+42
6,00E+42
5,00E+42
4,00E+42
3,00E+42
2,00E+42
1,00E+42
1,00E+44
1,50E+44
2,00E+44
2,50E+44
3,00E+44
3,50E+44
4,00E+44
4,50E+44
5,00E+44
5,50E+44
6,00E+44
L5100 Å (erg s -1)
Rapporto continuo e [OIII]
Luminosità continuo 5100 Å - Luminosità OIII 5007 Å
3,05E+42
Dati completamente scorrelati
2,55E+42
L O III (erg s -1)
2,05E+42
1,55E+42
1,05E+42
5,50E+41
5,00E+40
1,00E+44
1,50E+44
2,00E+44
2,50E+44
3,00E+44
3,50E+44
4,00E+44
4,50E+44
5,00E+44
5,50E+44
6,00E+44
L continuo 5100 Å (erg s -1)
Abbiamo analizzato gli spettri dei dati evidenziati e abbiamo
rielaborato i diagrammi dei rimanenti QSO senza di essi……
Separando i dati……
• Separando i dati precedentemente
individuati e rianalizzando i due insiemi di
dati che così si ottengono abbiamo
ottenuto i seguenti grafici:
L 5100 Å
VS L [OIII] 5007
1,80E+42
1,60E+42
y = 0,0023x + 3E+41
1,40E+42
R2 = 0,4172
erg s-1
1,20E+42
1,00E+42
8,00E+41
6,00E+41
4,00E+41
2,00E+41
0,00E+00
0,00E+00
1,00E+44
2,00E+44
3,00E+44
4,00E+44
5,00E+44
6,00E+44
erg s
L 5100 Å
VS
-1
H
9,00E+42
y = 0,0131x + 7E+41
8,00E+42
R2 = 0,7264
7,00E+42
erg s
-1
6,00E+42
5,00E+42
4,00E+42
3,00E+42
2,00E+42
1,00E+42
0,00E+00
0,00E+00
1,00E+44
2,00E+44
3,00E+44
4,00E+44
5,00E+44
6,00E+44
erg s
-1
L 5100 Å VS H
6,00E+42
y = 0,0284x - 8E+41
erg s-1
5,00E+42
2
R = 0,8484
4,00E+42
3,00E+42
2,00E+42
1,00E+42
0,00E+00
0,00E+00
2,00E+43
4,00E+43
6,00E+43
8,00E+43
1,00E+44
1,20E+44
1,40E+44
1,60E+44
1,80E+44
2,00E+44
erg s-1
L 5100 Å
VS L [OIII] 5007 Å
3,50E+42
3,00E+42
y = 0,0114x + 4E+41
erg s-1
2,50E+42
R2 = 0,4054
2,00E+42
1,50E+42
1,00E+42
5,00E+41
0,00E+00
0,00E+00
2,00E+43
4,00E+43
6,00E+43
8,00E+43
1,00E+44
1,20E+44
1,40E+44
1,60E+44
1,80E+44
2,00E+44
erg s-1