Galassie "Attive"
Galassie Seyfert
- Nucleo centrale molto luminoso che
brilla quanto il resto della galassia a
spirale ospite
- Variabilita' su tempi scala < 1 anno
- Emissione di luce diversa da quella
tipica di una galassia
Carl Seyfert at the 24 inch telescope at
Vanderbilt University.
(Credit: U. Vanderbilt)
Galassie "Attive"
Galassie Seyfert: nucleo
- Esposizioni brevi rivelavano solo un punto intenso di
emissione
- Esposizioni lunghe hanno evidenziato la presenza della
galassia a spirale ospite
- In molte Seyfert il nucleo ha una luminosita' pari o
superiore a quella di tutta la luce della galassia
Galassie "Attive"
Galassie Seyfert: variabilita'
Il nucleo puo' variare in L di un fattore 2 in ~ 1 anno
L'oggetto emittente ha una dimensione < ct = 1 LY
Stiamo osservando un oggetto (nucleo) che ha dimensioni
simili alla distanza media fra due stelle, ma produce in ogni
secondo piu' luce di quella dell'intero sistema di 1011 stelle
Galassie "Attive"
Galassie Seyfert: emissione
La luce che proviene dal nucleo di una Seyfert e' diversa da quella
proveniente da una galassia tipica
La luce stellare e' data da:
• righe di assorbimento
• continuo termico
L'emissione da nuclei di Seyfert ha:
• forti righe di emissione (spettri di ricombinazione; regioni HII e
nebulose planetarie)
• continuo APPARENTEMENTE non-termico (la densita' di flusso
decresce al crescere della frequenza)
Galassie "Attive"
Galassie Seyfert: emissione
La luce che proviene dal nucleo di una Seyfert e' diversa da quella
proveniente da una galassia tipica
Anche la forte emissione radio, Infrarossa (polveri, "toro") e X
supporta l'origine non-stellare
Il nucleo e' piu' piccolo di 1 LY
Galassie "Attive"
Oggetti BL Lac
Gli oggetti BL Lac (il prototipo e' nella costellazione Lacerta e ha un nome di
tipo stellare perche' si pensava che fosse una stella variabile; Hoffmeister, 1929)
sono galassie ellittiche con un nucleo centrale brillante
Macleod & Andrew indicarono come
controparte una sorgente radio intensa e fortemente polarizzata
(rotazione di Faraday -> origine extragalattica)
Esposizioni lunghe mostrarono emissione estesa (galassia ospite?)
Spettri ottici non rivelarono ne' righe in emissione che in
assorbimento...emissione continua senza righe ("featureless")
No stella....No galassia...e allora: cos'e' un BL Lac?
Galassie "Attive"
Oggetti BL Lac
Solo nei tardi 70s si e' rivelato uno spettro dalla parte estesa con
caratteristiche simile a M32 (una piccola ellittica vicino a M31)
La differenza era dovuta fondamentalmente alla dimensione
(potenza) e distanza di M31 vs BLLac
BL Lac e' un'ellittica ad una distanza di ~ 109 LYs
Il continuo viene da un nucleo eccezionalmente brillante che, a causa
della sua variazione giornaliera in polarizzazione, ha dimensioni < 1
giorno luce
Il minore oscuramento del nucleo -> meno gas e polveri (ellittica)
5 maggio 1933
Quando
nasce la radioastronomia
Karl Jansky è il primo negli anni ’30
a rivelare onde radio dallo spazio
RADIOASTRONOMY
Galassie "Attive"
Galassie Radio
La prima sorgente radio discreta e' stata Cygnus A
(Hey, Parson, & Philips)
Solo l'interferometria ha permesso di localizzare con accuratezza
l'emissione radio e permetterne l'identificazione ottica
Dalla distanza (ricavata dal redshift)
e potenza radio e' stata
ricavata la luminosita' radio (Baade & Minkowski)
milioni di volte > di quella delle galassie ordinarie
Galassie "Attive"
Galassie Radio
Cygnus A; Credit: Image courtesy of NRAO/AUI
Galassie "Attive"
Galassie Radio
Molte radio-galassie sono state successivamente scoperte in surveys
(es. "The third Cambridge catalog", 3C)
L'emissione delle Seyfert ha struttura estesa nell'ottico, ma quasipuntiforme nel radio (oggi questo e' meno vero)
Le radio-galassie "classiche" hanno strutture radio estese:
• Due lobi radio (con o senza hot-spots)
• un nucleo radio (e ottico) piu' o meno brillante
La distanza fra lobi puo' raggiungere anche milioni di LYs
La controparte ottica e' una galassia ellittica, MAI una spirale
Galassie "Attive"
Galassie Radio
Galassie "Attive"
Galassie Radio
L'emissione nei lobi delle radio-galassie e' radiazione di sincrotrone
L'energie associata ai raggi cosmici e al campo magnetico B per
produrre la radiazione di sincrotrone osservata dipendono
dall'intensita di B
Una stima MINIMA dell'energia totale viene ricavata quando le due
energie sono comparabili (Burbridge)
Galassie "Attive"
Galassie Radio
E
Etot > 1061 erg
Energia (erg)
1063
1062
-
ma
ESNe > 1051÷53 erg
Etot
1061
~ 1010÷8 SNe!!!
Emagnetica
10-6
Eparticelle
10-5
10-4
10-3
Campo magnetico (gauss)
B
???
Galassie "Attive"
Galassie Radio
"Authors who use minimum energy will go to hell,
admittedly there is no evidence for this, but then, there is no
evidence for minimum energy either"
P. Leahy 1990,
in proceedings 'Parsec scale radio jets'
Galassie "Attive"
Galassie Radio
Il nucleo delle radio galassie ha dimensioni < 1 LY
Un oggetto con:
• dimensione d = 1 LY
• a distanza D = 200 106 LYs
ha dimensione angolare θ ~1 mas
A 5 GHz (= 6 cm) una risoluzione < 1 mas si ottiene per
B(aseline) = 1.22 · (λkm / θrad) > 1.22 · (6 · 10-5/ 5 · 10-9) ~ 15000 km
VeryLongBaselineInterferometry
Galassie "Attive"
Galassie Radio
Alle risoluzioni della VLBI la sorgente centrale e' "risolta" in una
serie di blobs (spesso) allineati lungo la congiungente dei lobi
Getto Radio
(emissione "beamata" di particelle relativistiche)
Il nucleo radio e' la base del Getto Radio
Galassie "Attive"
Galassie Radio
Credit: Image courtesy of NRAO/AUI
Galassie "Attive"
Galassie Radio
M87
Credit: Image courtesy of
NRAO/AUI and F. Owen, J.
Biretta & J. Eilek
Galassie "Attive"
Galassie Radio
Galassie "Attive"
Galassie Radio
I moti di alcuni di questi blob sono stati studiati
Il loro allontanamento, monitorato su alcuni anni, indicava
Moti superluminali
(v > c)
????
Spiegazione geometrica ("the beam model")
(Blandford & Rees; Esercizio 13.10 dello Shu)
- I blobs di plasma sono espulsi con v minore o ~ uguale c in direzioni opposte
- Se l'osservatore e' ~ lungo l'asse del getto la velocita' di separazione
apparente risultera' superluminale
Galassie "Attive"
Quasars
Quasar = quasistellar radio object (H.Y. Chiu)
Oggetti non risolti nelle surveys di Cambridge e apparenza
stellare anche con esposizioni lunghe
La differenza principale fra Quasars e radio galassie classiche e'
che i primi non mostrano, nell'ottico, una chiara galassia ospite
Lo spettro ottico ricorda piu' una Seyfert che quello stellare
Oggi si sa che esistono anche molte galassie radio-quite con
caratteristiche ottiche simili a quelle dei Quasars (i "quasistellar
objects"; QSO)
Galassie "Attive"
Quasars
Ma cosa sono i Quasars?
Sono galassie ad alto/altissimo z (M. Schmidt 1963)
Hanno distanze cosmologiche (>109 LYs) che fanno sembrare questi
oggetti, che hanno brillanze intrinseche enormi, delle deboli stelle
Dai dati X del satellite Einstein tale potenza (~1047 erg/sec) e' stata
confermata, risultando circa 10 trilioni maggiore di quella emessa
dal Sole per un diametro dell'oggetto pari a quello del Sistema
Solare
Incredibile, ma vero!!!
Galassie "Attive"
Riassunto
• Seyferts: Galassie a spirale con nuclei brillanti. La luce nucleare presenta
righe di emissione e emissione radio non-termica.
• N Galaxies: Galassie ellittiche con nuclei brillanti. Alcune sono anche
sorgenti radio ("radio-loud").
• BL Lacertae: Galassie ellittiche con nuclei molto brillanti. La luce
nucleare presenta un continuo senza righe ("featureless") con
polarizzazione fortemente variabile.
• Radio Galaxies: Generalmente ellittiche giganti con struttura radio a due
lobi. Presenza di getti radio (talvolta con moti superluminali).
• Quasars: Sorgenti radio quasi-stellari talvolta con strutture radio a due
lobi. Spettri ottici vagamente simili a quelli delle Seyfert. Forte emissione
nell"IR e X. Ad alti redshifts.
•QSOs: Simili ai Quasars, ma con emissione radio debole o nulla ("radio
quiet"). Ad alti redshifts.
Buchi neri "supermassivi" negli AGN
(modelli teorici)
Il candidato piu' accreditato per essere il responsabile della
struttura delle galassie attive in generale e dei jets in particolare e'
un buco nero supermassivo (SMBH) che accresce materia ed e'
situato al centro (nucleo) della galassia
(es. Salpeter & Lynden-Bell per la binaria X Galattica Cygnus X-1)
Perche' Supermassivo ???
Per vincere la pressione di radiazione che si oppone
all'accrescimento
Per una luminosita' di 1047 erg/sec, il BH deve avere massa > di
109 Msol per vincere la pressione di radiazione e "ingoiarsi" piu'
di 10 Msol per anno
(Esercizio 13.14 dello Shu)
Buchi neri "supermassivi" negli AGN
(evidenze osservative)
Cos'e' il nucleo della nostra Galassia
e perche' studiarlo?
Vantaggi
- E' il nucleo piu' vicino a
noi
- Si puo' raggiungere una
ottimale risoluzione spaziale
Svantaggi
- Forte estinzione (problemi
con visibile, UV, soft-X)
- Puo' essere osservato solo
in radio, IR, hard-X e γ
Buchi neri "supermassivi" negli AGN
(evidenze osservative)
Cos'e' il nucleo della nostra Galassia e perche' studiarlo?
Al centro della Galassia vi e' una sorgente discreta di continuo
radio non-termico (Sagittario A; Sgr A)
Osservazioni VLBI di Sagittario A (West) hanno rilevato una
sorgente di dimensioni ~ 1 ora luce
Nonostante sia emissione di sincrotrone, l'indice spettrale e'
piatto (come in altri nuclei di galassie)
Questo fatto NON e' perche' e' emissione di free-free, ma e'
causato dall'AUTOASSORBIMENTO DI SINCROTRONE
Un altro meccanismo e' il Compton inverso (non lo facciamo)
Brevissime su meccanismi di emissione
Emissione di Sincrotrone (non-termica)
• Prodotta da elettroni altamente relativistici in un campo magnetico
Emissivita' specifica (assumendo per gli elettroni
una distribuzione di energia a legge di potenza):
N ( E )  N 0 E 
dove
 
 1
2
Caratteristiche rilevanti: collimata e
fortemente polarizzata
Log Iν
J s ( )  N 0 B( 1) / 2 
ν -α
ν 5/2
Ott.
spess
a
Ott.
sottile
Log ν
Buchi neri "supermassivi" negli AGN
(evidenze osservative)
Cos'e' il nucleo della nostra Galassia e perche' studiarlo?
Al centro della Galassia c'e' anche intensa emissione termica
Vicino a Sgr A si trova una nube molecolare gigante, Sgr B2
In questa nube si ha la piu' ricca varieta' di molecole interstellari
Questo e la alta densita' produce un'intensa attivita' di SF
Al centro della Galassia abbiamo molte sorgenti discrete di raggi-X
- principalmente binarie X (trovate anche in M31 e altre)
Buchi neri "supermassivi" negli AGN
(evidenze osservative)
Cos'e' il nucleo della nostra Galassia e perche' studiarlo?
Nella regione attorno a Sgr A West, abbiamo molte sorgenti discrete di IR
- a 10/20 μm, sono nubi di polveri scaldate da stelle vecchie e giovani
stelle O e B
- nella riga del NII, abbiamo nubi di gas ionizzato
Da moti statistici di queste nubi si puo' determinare la massa approx
del nucleo della Galassia...
... e' un BH con massa > 106 Msol ...
(forse le nubi sono in un disco di accrescimento)
Centro della Galassia
VLA 20cm
VLA 1.3cm
VLA 3.6cm
Credits: Lang, Morris, Roberts, Yusef-Zadef, Goss, Zhao & Hibbard
Buchi neri "supermassivi" negli AGN
(evidenze osservative)
Il nucleo di M87
M87 e' la terza galassia piu'
brillante del cluster di galassie
piu' vicino e ricco
Ha un getto ottico che esce dal
nucleo (Curtis 1918)
Un getto simile e' stato trovato anche
in 3C273
Anche le osservazioni X
(Einstein allora, Chandra
oggi) hanno rivelato il getto
Ovviamente questi sono le
controparti dei getti radio
Buchi neri "supermassivi" negli AGN
(evidenze osservative)
Il nucleo di M87
Per dovere di correttezza: M87 non e' una classica galassia radio, ma e'
il prototipo delle sorgenti "core-halo" (un piccolo nucleo circondato da
un alone esteso di emissione radio piu' debole), ma cio' non cambia il
seguito
Il core di M87 coincideva in allineamento con il getto ottico
(Hogg et al. 1969)
Il nucleo aveva dimensioni < 6 mesi-luce
(Cohen et al.)
Qual'e' la reazione delle stelle all'attrazione di un punto massivo
al centro della galassia?
Buchi neri "supermassivi" negli AGN
(evidenze osservative)
Qual'e' la reazione delle stelle all'attrazione di un punto massivo al centro
della galassia?
Un BH massivo puo' far crescere la brillanza superficiale centrale
oltre a quella predetta dalla legge di de Vaucouleur per le galassie
ellittiche e i bulges centrali di spirali
L(r )  L(0) exp[  (r r0 ) 4 ]
1
Una "cusp" nella distribuzione della brillanza al centro della Galassia
Buchi neri "supermassivi" negli AGN
(evidenze osservative)
Brillanza superficiale
M87
- Ha una "cusp" centrale
(fotometria)
- La dispersione delle velocita'
cresce enormemente
(spettroscopia)
Modelli teorici di questi due
comportamenti
Distanza dal centro galattico
BH di massa ~ 5 · 109 Msol
Buchi neri "supermassivi" negli AGN
(evidenze osservative)
Molto e' stato fatto da questo studio di M87:
Studi di getti con la VLBI nel continuo radio, osservazioni ottiche e
NIR con HST, osservazioni Chandra nell'X, osservazioni in riga di
maser H2O e OH
Conclusioni
(!?!)
Rappresentazione
artistica di un AGN e
delle diverse categorie
nell'interpretazione del
modello unificato
(Barthel 1989)
Giovedi Lezione D'Amico ore 14.30