RADIOGALASSIE
&
AGN
Cenni Storici - Struttura - Spettri
Astronomia Extragalattica
Anno Accademico 2007-2008
Francesco Grossetti
Che cosa sono?
Le RG fanno parte di una categoria di oggetti chiamati
AGN (Active Galactic Nuclei) che identificano galassie con
una tale luminosità, nella regione nucleare, da essere osservata
in gran parte dello spettro e.m.
In particolare le RG sono molto luminose nel radio (fino a
1038 W tra 10-100 GHz) per l’emissione è dovuta a sincrotrone
3 q 3 Bsin   
P( ) 
F  
2
2 mc
 c 
La radiazione proveniente dall’AGN si pensa sia dovuta
all’accrescimento di materia su un buco nero supermassivo con
massa compresa tra 106-109 Msun al centro della galassia ospite

Le prime scoperte
1946: Cygnus A --> prima sorgente radio scoperta (Hey) e
successivamente definita nell’ottico con risoluzione di 1 arcmin
(Smith 1951 - Baade, Minkowsky 1954). z=0.06
Caratterizzata da struttura a doppi lobi molto più grandi della
controparte ottica
1960: 3C295 (Minkowski) a z=0.45
NGC5128 (Centaurus A): doppi lobi su 4° in cielo
1963: Schmidt propone il termine QUASi-stellAR-object
identificando tre nuove sorgenti radio luminose:
3C273 a z=0.158, Hazard-Mackey-Shimmins
3C48 a z=0.37
3C147 a z=0.57
1967-71: prime tecniche interferometriche ad alta risoluzione con VLBI
1995: Padovani & Urri presentano recensione dei modelli degli AGN
Cygnus A
VLA
Cygnus A visto in ottico
e a differenti in radio
NGC 4051
NGC 4151
Struttura
RG 3C98
Le RG hanno vari tipi di
strutture, ma la più comune è
quella costituita da lobi.
Questi sono doppi,
tendenzialmente simmetrici e
di forma pseudo ellissoidale
Alcune RG presentano una
o due strutture molto strette
note come jet
Struttura
Dal 1970 (Scheuer 1974, Blandford & Rees 1974) il modello
comunemente più accettato consiste in lobi sostentati da beams
relativistici di particelle ad alta energia e
da campi magnetici provenienti dal nucleo attivo
Ci sono due schemi generali per quanto riguarda jets e lobi,
introdotti da Franaroff & Riley nel 1974, che si differenziano
principalmente per la differente luminosità e per la morfologia
su larga scala dell’emissione radio
FR I
FR II
Struttura: FR I e FR II
FR I
FR II
• Brillanti nella regione centrale
• Brillanti lontani dal centro
• Poco luminosi
• Molto luminosi
• Jets luminosi al centro
• Presenza di hotspot nelle
regioni periferiche
• Beams inefficienti: irragiano
quasi la totalità della loro
energia nel tragitto
• Trasporto di energia efficiente
fino alla fine dei lobi
Struttura: FR I e FR II
Nelle FR I, i jets passano a un regime sub-relativistico molto
vicino al nucleo creando una struttura più diffusa con
concentrazioni non ovvie agli estremi
Nelle FR II, i jets rimangono relativistici durante tutto il tragitto
(con velocità intorno a 0.5 c) fino alla fine dei lobi. Si creano i
cosiddetti hotspot dovuti a onde di shock causate dal rilascio
di energia repentino del jet supersonico
Più in dettaglio, la divisione tra FR I e FR II dipende dal tipo di host
galaxy (per esempio se più o meno massiva) o con mezzo
interstellare più o meno denso
EVN+MERLIN 6-cm and
Comparison HST
Observations of 3C264.
These observations
reveal a change in the jet
morphology that is
coincident with an optical
"ring" that has been
imaged with the Hubble
Space Telescope (HST).
(1997)
Struttura: FR I e FR II
In molte FR I, l’effetto del gas
circostante può distorcere i
getti.
Nella galassia NGC 1265 si ha
una curvatura dei getti a causa
del moto relativo del nucleo
galattico con il mezzo
circostante e,
probabilmente, per l’influenza
del plasma confinante
Nonostante una simmetria su larga scala, nella regione nucleare
di una RG si hanno evidenze di asimmetrie. Per rilevare ciò è
necessaria una risoluzione inferiore a 1 arcmin (VLBI)
Un esempio
è la RG tipo
FR II 3C175
M
8
7
M87
Optical
A 1.6 GHz image of the giant radio galaxy 3C 236. With a linear extent of ~4 Mpc,
this is the largest known raio source in the universe, although this image shows only
in the inner part (~2 kpc) of the source.
(Schilizzi et al., 2001, A&A, 368, 398) - MERLIN/VLBI
Struttura: FR I e FR II
La natura ha regalato anche
RG che non rientrano nelle
categorie precedenti.
Un bell’esempio è 3C273,
dove si nota una struttura
completamente asimmetrica
a tutte le scale
Metodi d’indagine di una sorgente in astrofisica
Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti
d’indagine sono prevalentemente due:
FOTOMETRIA
SPETTROMETRIA
Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico, con
minori risoluzioni per le lunghezze d’onda minori (dovute alla difficoltà
tecnica di collimare un raggio di fotoni ad altissima energia).

Dalla spettrometria in particolare si ricavano indicazioni preziosissime
riguardo allo spettro di emissione delle sorgenti (righe atomiche), strumento
insostituibile per stimare le DISTANZE di questi oggetti.

DISTANZA
Nel modello cosmologico “standard” il redshift z di una riga spettrale
emessa ad una lunghezza d’onda λe e rivelata a λ0 è definito come:
z
(0  e )
e
ed è legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione:
d L  cH 0
1
 1

2
 z  2 (1  q0 ) z  ...
dove H0 è la costante di
Hubble, q0 il parametro di
decelerazione
Il primo termine della serie si può interpretare come velocità di recessione
z=v/c, i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non
trascurabili per ~ z > 0.3
Classificazione
Al fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG, è utile fare una classificazione generale degli AGN
Radio Quiet AGN
• LINERs: solo deboli linee di
emissione nucleari
• Seyfert: continuo ottico nucleare
con NLR e a volte BLR
Type 1: NLR+BLR
Type 2: NLR
Host Galaxy: generalmente spirali
• RQ QSOs: simili alle Seyfert (tipo I)
differenza in limite di opt. mag.
forte continuo ottico, X e NLR-BLR
Host Galaxy: spirali, ellittiche
Radio Loud AGN
• RL QSOs: comportamento simile a
RQ QSOs con presenza di jets quindi
di un forte continuo ottico, NLR & BLR,
emissione X
• Blazars: rapidamente variabili,
opt. em. polarizzata, radio e X em.
• Radio Galaxies: emissione nucleare
e radio estesa. Possono essere divise
low-excitation e high-excitation classes
caratterizzate da BLR e NLR.
Host Galaxy: ellittiche
M104
Sombrero Galaxy:
debolmente ionizzata nel nucleo.
Emissione in radio e X da sincrotrone
Low
Ionization
Nuclear
Emissione
Region
0.3-1.5 kev -> orange
1.5-7.0 kev -> blue
Palomar: Optical -> nucleo
NGC 2683
Oss. G.D. Cassini,
Loiano
Type 2 Seyfert
Palomar: Optical -> nucleo
Spitzer: IR -> nucleo
Type 1 Seyfert
Spitzer: MIR
NGC 1566
The Palomar
sky survey
image of
Mkn 421
taken in blue
light
BL Lac
Optical
Violent
Variable
BL Lac
Corona Borealis Observatory
Győrújbarát - Hungary
Modello Unificato degli AGN
Ciò che può ben spiegare la
produzione di così tanta
energia (fino a ≈ 1061 erg) è
la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un
raggio di ≈ 0.01 pc
o anche meno
L’energia dell’AGN deriva dall’energia potenziale gravitazionale
del materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di esso
Poiché il momento angolare è differenziale, il materiale che accresce
sul SMBH passando da un’orbita a una più interna dovrà emettere
per principi di conservazione dell’energia e del momento angolare.
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO
Il gas che forma il disco di
accrescimento spiraleggia verso
il centro fino ad essere
inghiottito dal buco nero,
liberando in energia radiativa
fino a quasi metà della sua
massa a riposo.
Questo è il meccanismo di
conversione massa-energia
più efficiente mai osservato
nell’Universo
5.7% se BH non rotante
41% se BH ruotante
(una tipica efficienza
nucleare è di circa 0.7%)
Toro di
polveri
Oltre al disco di accrescimento vi è un toroide
spesso di materiale in accrescimento freddo e
sufficientemente opaco da rendere invisibile il disco
sottile se si osserva edge-on.
La regione centrale può essere osservata solo da
direzione polare
Qualcosa di molto simile è stato
visto dall’Hubble Space Telescope
nella Seyfert galaxy NGC4261. Il
toro è otticamente spesso: se
intercetta la linea di vista
oscura le componenti più interne
e nello spettro emerge solo la
sua emissione (prevalentemente in
infrarosso) e quella delle
regioni esterne.
I jet ultrarelativistici
L’altra componente sono la coppia
di jets di materiale energetico
espulso dal nucleo in direzione
polare. I jets sono incredibilmente
collimati e posso viaggiare per
enormi distanze rispetto al toroide
Centaurus A
Ottico+Radio
MODELLO
UNIFICATO
dipendenza
dall’angolo
di vista
(Antonucci 1993, Urry
e Padovani 1995)
Blazars:
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects:
-Seyfert 1s
-Broad Line Radio Galaxies
-Type 1 Quasars
Type 2 objects:
-Seyfert 2s
-Narrow Line
Radio Galaxies
-Type 2 Quasars
Modello Unificato degli AGN
Alla luce di quanto detto fin’ora possiamo quindi dire che i
nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri
supermassivi (M ≈ 106-9 Msun) in accrescimento.
Nell’animazione qui sotto si parte da una distanza di centinaia di
megaparsec dalla galassia attiva. Avvicinandosi si possono vedere le
diverse popolazioni stellari che formano la galassia: le stelle
giovani, blu, nelle braccia a spirale e le stelle vecchie, rosse, che
formano il bulge. In questo modellino sono state disegnate solo 20000
stelle, mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante)
ce ne sono in media 100 miliardi. Qui il quasar è stato ‘spento’ in
quanto in realtà la sua luminosità sopravanza di gran lunga quella
dell’intera emissione stellare della galassia. Nel centro del bulge
si vedono delle nubi di gas blu (NLR): è la regione esterna al
quasar, appena fuori dal toro di polveri; più vicino al nucleo un
sistema di nubi
verdi e giallo-viola, in rapido movimento (BLR).
Oltre ciò il disco di accrescimento che
alimenta il BH da cui si diparte il getto
relativistico.
Dall’inizio alla fine dell’animazione
si percorrono 10 ordini di grandezza: il
primo frame dell’animazione è infatti grande
10 miliardi di volte l’ultimo.
SPETTRI
Spettri
tipici degli
AGN occupano
sostanzialme
nte l’intero
dominio e.m.
Spettri di
questo tipo
prendono il
nome di
BROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga
banda del quasar
3C273
MECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band?
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due
categorie principali:
EMISSIONE TERMICA
PROCESSI AD ALTA ENERGIA
(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI: corpo
nero
Un corpo nero è univocamente identificato
mediante la TEMPERATURA. Poiché il corpo nero,
per definizione, assorbe tutta la radiazione
che incide su di esso, quella che vediamo
emergere è quindi il risultato della sola
Il profilo della
emissione
curva è dato
dalla
legge di Planck:
2h / c
B (T )  ( h / kT )
e
1
3
2
2hc / 
B (T )  ( hc / kT )
e
1
2
5
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI: freefree emission (bremsstrahlung termica)
L’emissione free-free è tipica di un gas caldo ed è
prodotta ovunque ci sia un’adeguata densità di
elettroni liberi, ad esempio:
 atmosfere stellari
 plasmi caldi e densi
 regioni HII
 toro di gas ionizzato attorno ad Io
La regione HII attorno ad una stella calda è
formata dalla fotoionizzazione dell’idrogeno da
parte di fotoni UV provenienti dalla stella. Il
continuo proveniente da una regione HII è dovuto
all’emissione free-free prodotta dagli elettroni
liberi del gas. Lo spettro si può estendere dal
radio all’ottico ed è piatto in regime di mezzo
otticamente sottile.
Lo spettro si estende dal radio al visibile
e dipende dalla densità del gas.
Il grafico ha un flesso in corrispondenza
della lunghezza d’onda a cui il mezzo
inizia a comportarsi come otticamente
spesso: a lunghezze d’onda maggiori la
radiazione è riassorbita.
Esiste quindi, in dipendenza dalla
densità del gas, una particolare
frequenza, detta di cut-off, oltre la quale
il mezzo emette come corpo nero.
La parte dello spettro dove
il mezzo è otticamente
spesso è dato da:
f
r
e
e
f
r
e
e
e
m
i
s
s
i
o
n
–
c
o
n
t
i
n
u
a
(
2
)
2kT 2
I  2 
c
dove I è l’intensità emessa
in funzione della frequenza
Nella regione a legge di potenza
l’indice spettrale  è pari a 2.
Nella parte dello spettro
otticamente sottile l’intensità è
debolmente dipendente dalla
frequenza, con indice spettrale
pari a –0.1.
EMISSIONE NON TERMICA
L’emissione non termica è dovuta a processi di alta
energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si
dice non termica proprio perché la distribuzione, sia dei
fotoni che delle particelle, non è Maxwelliana.
I processi fisici che danno luogo ad emissione di alta
energia sono:
 RADIAZIONE DI SINCROTRONE
 EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)
 PRODUZIONE DI COPPIE
RADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953
poi, Alfvén & Herlofson e Shklovsky
proposero una legge di potenza al fine di
spiegare diversi tipi di spettri in banda
radio:
T  K

con indice spettrale  > 2 è necessario
ricorrere ad emissione di tipo non termico
ed in particolare emissione di sincrotrone.
Esiste una semplice relazione
tra l’indice della
distribuzione di energia
degli elettroni (s) e
l’indice spettrale (α) dello
spettro di emissione per
sincrotrone
1 s

2
Questa relazione è
estremamente utile in
quanto da una semplice
misura dell’indice spettrale si possono ricavare informazione
sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori.
Per gli AGN l’emissione di sincrotrone riguarda solamente il gett
Sappiamo che in regioni simili il campo magnetico è di ~10-4 T
 emissione X di 10 KeV da Blazars è dovuta ad elettroni di ~1012
EFFETTO COMPTON (diretto e
inverso)
Quando un fotone di alta energia interagisce con un
elettrone a bassa energia si ha scattering Compton.
L’elettrone acquista energia a spese del fotone. La
relazione tra la lunghezza d’onda del fotone
incidente, λi, e quella dopo lo scattering, λs è:
[1]
s
i
0
dove m0 è la massa a riposo
dell’elettrone e  l’angolo di
scattering.
Possiamo riscrivere [1] in
termini
della lunghezza d’onda
Compton λC:
dove λC è
s
i
C
definita
come:
C
h
  
(1  cos  )
mc
    2 sin

2
h
 
m0 c
Un caso particolare è rappresentato dallo scattering di
Thompson, la coda a più bassa energia, il più comune in
astrofisica.
L’effetto Compton è statisticamente rilevante in quelle
regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo
In
è possibile
di astrofisica
fotoni ad alta
energia. anche trovare situazioni in
cui avviene il processo inverso (IC), ovvero quando
elettroni di alta energia interagiscono con dei fotoni
cedendo parte della loro energia e accelerandoli.
L’effetto Compton
inverso è l’analogo
elettrico del
sincrotrone.
La perdita di energia di
un elettrone
relativistico che
interagisce con il
dove σT è la
2
campo generato sezione
da fotoni
d’urto
T
rad
(con densità
Thompson
di energia Urad) è dato
da:
dE 4
  c U
dt 3
PRODUZIONE DI COPPIE
La produzione di coppie è un fenomeno poco
importante in astrofisica. Assume una notevole
importanza solo in quelle regioni con una densità
di fotoni gamma elevata.
Quando un fotone di
grande
energia interagisce con
il campo di un altro
fotone
o di un nucleo, dà
origine alla formazione
di una
coppia elettronepositrone:
   (o nucleo)  e  e


Dalla conservazione dell’energia si ha che:
[1]
Per la coppia e+e- il momento è:
[2]
E  Eee
 h  2m0c 2
pe e  2m0v
Per il fotone il momento è, da [1]:
[3]
h
p 
 2m0 c
c
Uguagliando [2] e [3] si vede che, poiché ν non può essere
uguale a c, momento ed energia non possono essere conservati
simultaneamente nello spazio libero: è necessaria la presenza
di un terzo oggetto (il campo di un nucleo o di un altro
fotone) che assorba parte del momento di rinculo.
La massa a riposo di e+ ed e- è 0.511MeV  il regime di questa
interazione sarà nella regione che va dagli X estremi ai gamma
di bassa energia.
Questa interazione può avvenire anche sottoforma di
annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un
fotone di energia ≈ 1 MeV (ad esempio, ne sono stati osservati
dalla regione del Centro Galattico).
Conclusioni & Referenze
- Cos’è una radiogalassia?
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
• BINNEY, MERRIFIELD,
Galactic Astronomy, 1998,
Princeton Series in
Astrophysics
• KROLIK, Active Galactic
Nuclei, 1999, Princeton
Series in Astrophysics
• RYBICKI, LIGHTMAN,
Radiative Processes In
Astrophysics, 1979,
Cambridge University Press
• An Introduction to Radio
Astronomy,
BURKE, GRAHAM-SMITH
“This is the End”
3C 48
The radio galaxy 3C293:
MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H
colour map.
Modello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno
sotto il nome di AGN
• Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al
centro di un nucleo galattico poiché troppo distanti per
osservazioni esemplificative
• Mentre le RG si identificano come ellittiche, i Quasar si
possono trovare anche in spirali
• Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi, Seyfert, con
emissione radio notevole
Necessario un modello unificato che
spiegasse gli oggetti visti in cielo
RADIAZIONE DI SINCROTRONE
L’emissione di sincrotrone denota la presenza di un campo
magnetico: gli elettroni relativistici che attraversano una
zona di spazio permeata da questo vengono deflessi e quindi
irraggiano in un cono di apertura  inversamente proporzionale al
fattore di Lorentz . Elettroni di una data energia irraggiano ad una
frequenza specifica, dato il campo magnetico:
 s  BE
Irraggiando gli elettroni
perdono un’energia pari a:
dE 4
  T c 2U mag  B 2 E 2
dt 3
2
Da cui si può ricavare una
vita media per irraggiamento:
(m0c 2 ) 2
th  14 2
10 B E
dove Umag è la densità di energia nel
dove th è il tempo (in secondi)
2
-7
campo magnetico: B /(8·10 )
in cui l’elettrone perde metà
della sue energia.
30 mas res.
0.2 arcsec res.
50 mas res.
Jets della radio galassia 3C293 a differenti
lunghezze d’onda e risoluzioni