Interpretazione della
variabilità dei Blazar
attraverso modelli di
emissione SSC ed EC
A.Tramacere dip. Fisica Univ. Perugia
Udine
31/01/2003
AGN la classificazione
AGN≈100-1000
la lum. dell’intera
galassia
•Radio quieti≈90%
•Radio forti≈10%
Seyfert ecc..
≈2000 Blazar
BL Lac+FSQR
•Lum. nucleo 1042-48erg/s
•Variab. rapida (sino a 104 s)
•Getto
•Emissione su tutto lo spettro e.m.
•Moti superluminali
•BLR NLR
Moti super-luminali
3C273
• Evidenze di moti superluminali da
osservazioni VLBI
Scala Kpc
Ripresa Chandra
dell’oggetto
galattico XTE
J1550-564
Caratteristiche generali della SED
Picco di bassa energia
Picco di alta energia
Stato alto
Stato quiescente
La variabilità temporale
Vincolo sulle
dimensioni
della sorgente
emittente:
Limite sup.
MRK 421
Modello “Standard”degli AGN
• Modelli leptonici
• Modelli adronici
BLAZAR SED
•SSC/ERC parametri del modello(stimati dalle
osservazioni)
•Legge dell’iniez. elettronica(a legge di potenza,
parabolica, gaussiana, ecc..)
Input
SSC
Curva di luce del disco dagli AC
ERC
Evoluzione Temporale
Curve di luce
Tempi di attr.
SED
Interfaccia grafica
Simulazione dell’emissione SSC
Varia gmax
Varia B
Simulazione dell’emissione ERC
La radiazione del disco
Simulazione ERC
FSQR
LBL
HBL
h=0.05
Tanello_in=105K
Il disco instabile: il modello AC
Sistemi SCO PSD f-a
AUTOMA CELLLULARE
•Densità critica: valanga
•diffusione graduale
Il disco instabile: la simulazione
Log(eventi)
Istogramma ampiezza flare
Il disco instabile: osservazioni
Pounds et al. 20001
osservazioni RXTE di
Arakelian 564 (Seyf. 1)
a=1.12±0.04
Tvar~giorno(104-5s)
Evoluzione temporale
Regione accel.
Regione radiativa
Soluz. Analit.
(
)
Iniezione continua limiteTH
SSC
ERC
Parametri simulazione
SSC
Parametri simulazione ERC
Tempi di attraversamento
La geometria
R =10(15-17) cm
tblob=10(5-7) s
Num fetta
L’osservatore
vede la somma
di fette che
emettono ad
istanti diversi
ed in stati
diversi
Tempi di attraversamento
Tiniez.=Tattr.
PKS 2155-304 ASCA (Kataoka 2000)
Fit gaussiano
Dt~ 4000s
Alta energia precede
•Time lag circa 1700 s
•Profilo quasi
simmetrico (oss.)
•Bilancio cooling-fuga
Tempi di attraversamento
Tiniez. >> Tattr.
Presenza del
“plateau”
MRK 421 XMM-NEWTON
SEMBAY et al. 2002
ERC + disco variabile
Si può osservare
variabilità nelle
curve di luce g, dovuta
al riprocessamento
dell’emissione
variabile del disco,
da parte della blob
Iniezione Random
R=1015cm
MRK 421
PKS 2155-304
BL Lacertae
Cosa si potrebbe fare con GLAST
•
•
•
•
•
Analisi degli indici spettrali
Analisi dei flussi
Correlazione flussi-indici spettrali
Correlazione flussi multi-banda
Analisi dei picchi di emissione
Discriminare tra
i vari modelli
Analisi spettrale
Andamento delle freq. di picco
Analisi spettrale
Correlazione dei flussi
Analisi spettrale
Evoluzione dell’indice spettrale di sincrotrone
Analisi spettrale
Evoluzione dell’indice spettrale compton
Potenzialità attuali
Risultati raggiunti:
1. Riproduzione dell’emissione stazionaria del disco e del getto
2. Riproduzione dell’emissione transiente del disco (AC)
3. Riproduzione della variabilità del getto sia per SSC che ERC in
regime TH e KN
4. Riproduzione di curve di luce con e senza i tempi di
attraversamento , tempi caratteristici e profili congruenti con le
osservazioni
5. Connessione disco getto : scoperta della possibilità di avere
variabilità gamma data dal riprocessamento della variabilità del
disco (simulazione mai apparsa in letteratura).
6. Utilizzo del simulatore per analizzare i modelli
7. Realizzazione di una libreria di software per processi astrofisici
di alta energia
Da fare
Sviluppi futuri:
Modello self-consistent a 2-stadi : quiescente/flare , BH+Disco generano plasma
1.
Accelerazione di e+/-/p/ N+/- ( MHD turbolence LF (B+dB) “ALFVEN”)
generano il plasma accelerato
2.
Efficace per l’accelerazione dei protoni (C.R.) gli e- perdono per IC
3.
Sopra la sogila di foto-dissociazione plasma + campo fotonico disco(X/UV):
produzione di particelle secondarie
4.
In funzione della luminosità del disco posso accumulare più o meno plasma
5.
Superata una certa sogli espulsione blob con campo magnetico congelato
ed elettroni (già) relativistici, accelerati ulteriormente dallo shock (FERMI)
6.
Alfeven Waves perpendicolari al disco (ADAF) spiegherebbero l’eiezione
della blob
7.
Tenere conto dell’espansione
8.
Interpretare la seq. FSQR LBL HBL in quest’ottica :
9.
Shell solo in HBL ?
10. La luminosità del disco influenza lo spettro energetico iniziale de plasma ?
11. Ecc…
Meccanismi di accelerazione
•Pistone supersonico
Shock
Fermi 1° ord.
Spettro energetico a
legge di potenza
Emissione di Sincrotrone
•Potenza totale emessa per
Sincrotrone
•Spettro emiss.
fissato a
•Spettro emiss.
<a>
•Distr. elettronica
Coeff. emiss. ed Ass.
Equazione del trasporto radiativo
Emissione Compton
,
Regime Thomson
Sez. d’urto in regime KN
Campo fotonico isotropo
Jones 1968
Emissività Compton
Densità fotoni
Simulazione in regime KN
Parametri simulazione
Curve di luce sinc. ed IC
Le curve di luce di
sincrotrone e Compton
generate dagli stessi
elettroni devono avere
profili simili
La curva di sinc. a 1015 Hz
e quella di IC a 1024
Hz
hanno profili simili
Parametri ed osservabili
I
7 parametri del modello:
qe, gmax,tesc,s,d,R,B
Le 7 osservabili:
ns_break, ns_picco, ns_max, nc_picco,Ls_tot, Lc_tot, a
Analisi spettrale
Curve di luce di sincrotrone convoluta
Analisi spettrale
Curve di luce compton convoluta
Analisi spettrale
Spettro di sincrotrone convoluto
Analisi spettrale
Spettro di sincrotrone convoluto
Analisi spettrale
Spettro compton convoluto
Analisi spettrale
Spettro compton convoluto
Analisi spettrale:osservazioni
Analisi spettrale:osservazioni
Il disco sottile: modello staz.
•Potenziale grav. Rel.
e=10%>>0.7%
•Rot. Diff. + visc.
Dissipazione
Corpo nero “diluito”