Gabriele Giovannini
[email protected]
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051 6399415 c/o IRA – Area Ricerca CNR
via Gobetti – autobus 87
051 2095716 DIFA via Ranzani 1 - IIp
Ricevimento: appuntamento via mail
Esami: orale - argomento a scelta
appelli: regolari possibili accordi per date extra
circa mensili dopo la sessione estiva
Outline del corso sulle Galassie Attive:
Introduzione agli AGN
Classificazione degli AGN
SMBH paradigma
Misura della massa del SMBH
Richiamo meccanismi di emissione
emissione in righe
emissione nel continuo
AGN Radio Loud
Boosting relativistico
Modelli Unificati
Radiosorgenti giovani ed evoluzione
Outline del corso sulle Galassie Attive: continued
Collegamento tra accrescimento e jets
SED di AGN radio loud (beaming dominated)
AGN ed emissione in Gamma ray band
Collegamento radio-x-ottico e Gamma / variabilita’
AGN in ottico, spettri, profili e merger HEG e LEG
Core galaxies
Star Forming galaxies – starburst
Collegamento radio-IR
Survey e conteggi
AGN e collegamento col fondo X (obscured AGN)
Micro Quasars
Gamma Ray Burst
Possibili testi
Peterson: Active Galactic Nuclei
Robson; Active Galactic Nuclei
SAAS-FEE advanced course 20 – Blandford et al.
Dispense di Radioastronomia – Fanti
Melia: High Energy Astrophysics
Frank, King, Raine: Accretion Power in
Astrophysics - III edition
Articoli vari a vostra scelta
ASP Conf. Series 427 – Accretion and ejection in AGN
Miller ARAA 2007 45, 441: Relativistic X-Ray Lines from the Inner
Accretion Disks around BH
http://www.hindawi.com/journals/aa/si/610485/
Seeking for the Leading Actor on the Cosmic Stage: Galaxies versus
Supermassive Black Holes
Space Sci Rev (2014) vol. 183
Basic Properties
(quasi) ogni galassia (massiccia) ospita un SMBH al suo centro
99% sono non attivi
1% sono attivi 0.1% hanno getti radio
Differenza in accretion rate e radiative efficiency not in the
presence of a SMBH
AGN: nucleo in Galassia la cui emissione e’ >> energia
emessa per termonucleare (Corpo Nero) o
non termica (sincrotrone, ecc.) da stelle
esempio: emissione radio di bassa potenza
P1.4 < 1021 W/Hz puo’ essere dovuta
a Supernovae, Pulsar, RC etc. 
non e’ necessario un AGN
Radiogalassie hanno una emissione radio:
P1.4 > 1025 W/Hz FR II
> 1021 e < 1025 W/Hz FR I
hanno un AGN e sono dette galassie attive
Reines et al. 2011Natur.470...66R
The dwarf galaxy Henize 2-10, seen in visible light by the Hubble Space Telescope. The
central, light-pink region shows an area of radio emission, seen with the Very Large Array.
This area indicates the presence of a supermassive black hole drawing in material from its
surroundings. This also is indicated by strong X-ray emission from this region detected by
the Chandra X-Ray Observatory.
The surprising discovery of a supermassive black hole in a small nearby galaxy has given
astronomers a tantalizing look at how black holes and galaxies may have grown in the
early history of the Universe. Finding a black hole a million times more massive than
the Sun in a star-forming dwarf galaxy is a strong indication that supermassive black
holes formed before the buildup of galaxies,
Esiste l’evidenza di galassie che emettono dalle regioni nucleari
radiazione in diverse bande (soprattutto Radio ed X forse anche
Gamma) con processi non termici, non legati alla formazione
Stellare (tipo SNovae) ma ad una attivita’ tipo
Disco di Accrescimento – SMBH – Jets(?)
con potenza emessa confrontabile o anche inferiore di quella
di eventi tipo starburst
Sono da considerare galassie attive?
Vedi Nuclear Activity in Nearby Galaxies by Luis C. Ho
arXiv:0803.2268
What are Active Galaxies?
Active galaxies have an energy source beyond what can be
attributed to stars. The energy is believed to originate from
accretion onto a supermassive blackhole.
Active galaxies tend to have higher overall luminosities and very
different spectra than “normal” galaxies.
“non-stellar” radiation
stellar, blackbody radiation
Some classes of
active galaxies:
•Quasars
•Seyfert galaxies
(Type I and Type II)
•Radio galaxies
•LINERs
Classificazione degli AGN/Galassie Attive
Radiogalassie: Galassie giganti E con proprieta’ ottiche simili a
normali E + attivita’ nucleare di origine non termica in
banda radio ed anche eventualmente ottico e X
Possono avere emissione radio estesa (kpc scale)
di diversa potenza (FR I o FR II) oppure solo su
piccola scala (< 1 kpc)
otticamente: Nucleo e righe in emissione non dominanti
FRII si dividono in BLRG e NLRG
FR I solo NLRG – righe emissione scarse e deboli
potenza emessa da 1040 a oltre 1047 erg/s
1 erg = 0.1μJy 1 Jy = 10-26 W/Hz m2
Radio galaxies of high and low power have quite different morphologies
on the large scale (Fanaroff & Riley 1974 MNRAS 167, 31)
FR II : High power: P1.4 GHz > 1024.5 W Hz-1
CLASSICAL DOUBLES
EDGE BRIGHTNED : Radio core, asymmetric collimated jets, hot-spots
Cyg A
3C 109
3C 219
FR I : Low power: P1.4 GHz < 1024.5 W Hz-1
EDGE DARKENED : Radio core, symmetric jets with opening angles  10-15o,
low brightness lobe
3C 296
3C 449
3C 31
Scoperta delle Quasar = QUASi-stellAR radio source
(QSS QSO)
-- sincrotrone continuo da cui necessita’ identificazione ottica
-- In 1960 3C48 identificato con oggetto stellare – spettro
ottico con linee non identificate ???
-- In 1963 3C 273 altro oggetto stellare – Marteen Schmidt
v = 44000 km/s
Quasar oggetti radio apparenza stellare alto z
Colori peculiari: questo puo’ facilitare identificazione (Bologna)
Da cui scoperta quasar radio quiete (maggioranza)
Origine redshift – grande dibattito anni ’60
QUASAR
Proprieta’:
-- Starlike identificati a volte con sorgenti radio
-- Continuo variabile
-- eccesso UV
-- Broad Lines
-- Alto z
-- Emissione X
-- continuo  spettro non termico (da radio ad ottico ed X)
Da colore metodo per identificare quasar  scoperta radio quieti
Colore cambia con redshift (a causa delle righe molto brillanti)
Quasars
• First discovered in the 1960s.
• Detected radio sources with optical counterparts
appearing as unresolved point sources.
• Unfamiliar optical emission lines.
• Maartin Schmidt was the first to recognize that these lines
were normal Hydrogen lines seen at much higher redshifts
than any previously observed galaxies.
D = 685 Mpc (2.2 billion light years) for 3C273
1340 Mpc (4.4 billion light years) for 3C 48
L = 2 x 1013 Lsun for 3C273.
• Within ~2 years, quasars were discovered with:
z > 2 and L  1014 Lsun
• Most distant QSO discovered today - z = 6.42
3C 48
La posizione di questa
sorgente fu trovata (con
un’accuratezza di ~5”)
nel 1960 dagli astronomi
del Caltech e la
controparte ottica fu
identificata su una
lastra presa da A.
Sandage al 5m di Mt.
Palomar, dove appariva
come una stella blu di
16^ m con la sorgente
radio non perfettamente
al centro.
Dallo spettro emergevano
delle righe di emissione
allargate.
Si apre una lunga e
dibattuta controversia
sulla natura galattica o
extragalattica di questa
sorgente, che si
risolverà poi con
l’attribuzione di un
redshift pari a 0.37.
4
8
e
3
C
2
7
3
3C 273
I radioastronomi del Jodrell Bank utilizzarono
il metodo dell’occultazione lunare per misurare
la posizione di questa sorgente che sostenevano
essere di natura extragalattica.
Anche per questa individuazione della
controparte ottica furono utilizzate lastre
prese a Palomar (da Rudolph Minkowski) e si
trovò che la sorgente sembrava essere una stella
di 13^ m.
Dallo spettro di 3C 273 emersero righe
dell’idrogeno corrispondenti ad un redshift di
0.16 (che corrisponde ad una velocità di
allontanamento di ~16% di c).
Questa sorgente si trova quindi ad una distanza
di ~685 Mpc per H0=70.
La magnitudine apparente è 13, con la formula
del modulo di distanza è possibile trovarne la
magnitudine assoluta:
Si ricava che MV=-26.9, che paragonata con una
galassia luminosa (MV~-23, ~1011L☼) fa capire
quanto peculiari siano gli oggetti a cui ci
3C 48
3C 273
Quasar radio quieti, simili a QSS ma no o bassa potenza radio
Distribuzione continua?
Rapporto radio-ottico usando emissione radio a 5 GHz
ed emissione ottica a 4400 Amstrong
Rr-o = 10--100 radio loud
= 0.1--1 radio quiet
BAL = QSO con BLR in assorbimento
Ma cosa sono le quasar?
Modelli unificati
Radio Loud sources
• Extended, edge
dimmed/brightened
• Optical ID
galaxy/quasar
HST immagine di 3C273 – galassia attorno a QSS ben visibile con struttura ottica
QSO 122 9+204
Optically Violent Variables – OVV
BLAZAR
BL Lac Objects
Variabilita’ ottica su tempi di scala corti (0.1 mag in 1 giorno)
Alta polarizzazione
BLR deboli, ma fortemente variabili
Forte attivita’ X
Tipo QSS ma con attivita’ elevata
BL Lac alta variabilita’ – aspetto stellare simili a QSS, MA
Righe in emissione assenti o deboli
Righe in assorbimento assenti o deboli
Sempre radio sorgenti
Si possono considerare BLAZAR di bassa potenza
Blazars
•Strongly variable, highly polarized non-thermal continuum,
weak/absent emission lines
•Variability faster and higher amplitude than normal
quasars and Seyferts
•BL Lac - high polarization, emission lines have low
equivalent width
•OVVs (Optically Violent Variables) - lower polarization,
emission line EW decreases as continuum brightens
Spectrum
Light Curve
Carl Seyfert
Carl Seyfert scoprì che alcune galassie
possedevano la peculiarità di avere nuclei
straordinariamente brillanti e puntiformi.
Nel 1943 selezionò dalla survey
dell’osservatorio di Mt. Wilson sei galassie
(NGC1068, NGC1275, NGC3516, NGC4051, NGC4151 e
NGC7469) che avevano in comune righe di
emissione allargate (broad line emission)
e ne analizzò lo spettro.
Cinque delle suddette galassie erano spirali,
tranne NGC1275, un’irregolare peculiare.
Da allora “galassia di tipo Seyfert” indica
un’intera classe di galassie attive.
NGC 4151
NGC 1068
NGC 4051
NGC 7469
NGC 3565
Khachikian e Dan Weedman
Nel 1974, grazie ai progressi delle
tecniche spettrografiche, riclassificano le
galassie di tipo Seyfert in due classi:
 Seyfert type I
righe permesse: H, HeI, HeII e FeII; con
[FWHM] corrispondenti a velocità comprese
tra 1 e 104km/s – Broad Line Emission
righe proibite: OIII hanno [FWHM] ~103km/s
righe strette
 Seyfert type II
righe permesse e proibite hanno circa le
stesse [FWHM] pari a ~103km/s (strette)
Seyferts galaxies
 continuo non stellare
 righe di emissione di alta ionizzazione
Seyferts 1s
broad-lines emission
variabilità su tempi scala di
decine di giorni
(componente broad-line e continuo
UV)
Seyferts 2s
---
--narrow-line emission
narrow-line emission
Radiosorgente debole
emissione X:
nella banda 2-10 KeV
intensità [OIII]/Hb
particolarmente elevata
Radiosorgente debole
solo le più brillanti
(eccesso di X soft per ~50%)
variabilità (fattore 2) su
tempi scala di giorni
(componente X)
---
Galassie di Seyfert
S1 ed S2
Low luminosity AGN – galassie a S ma anche E con nuclei stellari
in generale come QSS di bassa potenza nucleare in tutte le
bande – emissione in banda radio bassa o assente; radio quieti
o comunque non radio galassie, non hanno lobi radio; non chiara
la presenza di getti relativistici
Seyfert tipo 1: simili a QSO; criterio di separazione
MB > -21.5 +5 log h100 per il nucleo
Righe larghe in emissione e forti NL
Radio debole: 1020 – 1023 W/Hz
Seyfert tipo 2: simili a S1 ma no righe allargate
obscured S1
Esistono tipi intermedi
Seyfert galaxies were first identified by Carl Seyfert in 1943.
He defined this class based on observational characteristics:
Almost all the luminosity comes from a small (unresolved) region
at the center of the galaxy – the galactic nucleus.
Nuclei have MB > -23 (arbitrary dividing line between
quasars/seyferts)
NGC 4151
short
exposure
long
exposure
10000 times brighter than our galactic nucleus!
Seyfert galaxy spectra fall into two classes: broad emission line
spectra (like quasars) and narrow emission line spectra.
Seyfert 1s:
Broad and
narrow
lines
Seyfert 2s:
Only
narrow
lines
LINERs e ULIRGs
Sono una classe di AGN piuttosto dibattuta in quanto si ritiene che
le loro caratteristiche possano essere dovute a eventi di starbust
(shocks e venti) e di SN (da cui l’emissione radio).
I primi abitano quasi esclusivamente in galassie a spirale, mentre
i secondi in ellittiche o spirali dominate da bulge (si pensa
possano essere il prodotto di merging o interazione).
LINERs
ULIRGs
(Low Ionization Nuclear Emission Region)
(Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS)
narrow-low excitation lines
debole continuo di emissione
non termica
sorgenti non risolte in UV
(alcuni)
sorgenti radio (alcuni)
---
--debole continuo di emissione
non termica
---
sorgenti radio (alcuni)
rapporto IR/ottico
estremamente alto
LINERs
•Low-Ionization Nuclear Emission Region
•Narrow low-excitation emission lines
•Weak nonthermal continuum
•Spiral host galaxies
•Observed emission could be due to AGN or
shocks/winds from a starburst
•Some appear as unresolved compact sources in the
UV
•Some have radio sources: AGN
or supernovae remnant?
ULIRG’s - Ultra Luminous IR Galaxies
•First detected in IRAS all-sky survey
•Galaxies that emit most of their light in IR - LIR > 1012 Lsun
•Few in local universe; most beyond z > 1
•Nearly all are undergoing mergers - forming E’s
•IR light is likely a combination of dust reprocessed AGN
emission and starbursts.
•Some AGN may manifest as ULIRGs during different stages
of evolution.
Nicmos Near-IR
image of IRAS
selected ULIRG
Table 1.2: The AGN Bestiary
da KROLIK
Beast
Point
like
Broadband
Broad
lines
Narrow
lines
Radio
Variable
Polarized
Radio-loud quasars
YES
YES
YES
YES
YES
SOME
SOME
Radio-quiet quasars
YES
YES
YES
YES
WEAK
WEAK
WEAK
Broad line radio galaxies
YES
(FR 2 only)
YES
YES
YES
YES
WEAK
WEAK
Narrow line radio
galaxies (FR1 and FR2)
NO
NO
NO
YES
YES
NO
NO
OVV quasars
YES
YES
YES
YES
YES
YES
YES
BL Lac objects
YES
YES
NO
NO
YES
YES
YES
Seyferts type 1
YES
YES
YES
YES
WEAK
SOME
WEAK
Seyferts type 2
NO
YES
NO
YES
WEAK
NO
SOME
LINERs
NO
NO
NO
YES
NO
NO
NO
Black Holes
A Black Hole (or, better, the space-time around it)
is fully described by three quantities:
 The mass M
 The angular momentum J
 The electric charge Q
If Q=0 (as usually assumed), the space-time is
described by the Kerr metric
If also J=0 (i.e. spherical symmetry), the (much
simpler) Schwarzschild metric can be used
Definitions
rg=GM/c2 is the gravitational
radius. In the following, all distances
will be given in units of rg
a=Jc/GM2 is the adimensional
angular momentum per unit mass,
often called spin
Event Horizon
The radius of the Event Horizon is given by:
R+
(in unita’ di rg)
= 1 + (1 – a2)1/2
(note that this implies 0 < a < 1)
cioe’ uso il modulo di a
If a=0 (static BH) => R+= 2
(i.e. the Schwarzschild radius).
If a=1 (maximally rotating BH) => R+= 1 (<<)
Black holes
• Black holes – the ultimate
triumph of gravity
• Completely determined by
mass and spin in Einstein GR
• (any charge is quickly
neutralised)
• Space so warped that not
even light escapes from below
the event horizon
• The thing about black holes, is
their black. And the thing
about space, your basic space
colour is…its black. So how
are you meant to see them?
MODELLO AGN
Black Hole paradigm:
Origine energia da disco di accrescimento caldo attorno a Buco
Nero massiccio  Energia gravitazionale di materia in caduta
e riscaldata in un accretion disk dissipativo
Output: emissione dal disco + getti
Evidenza della presenza di un Buco Nero:
Origine energia solo gravitazionale
Bilancio radiazione – gravita’
flusso di energia uscente a r dal centro e’: F = L/4πr2
L = luminosita in erg/s
La pressione di questa radiazione e’:
P rad-fotone = F/c = L/4πR2c
Assumiamo simmetria sferica
La forza della radiazione su un singolo elettrone e’
Frad = σeL/(4πr2c) ř dove ř e’ il vettore di modulo unitario e
direzione radiale (esterna)
σe sezione d’urto
Fgrav = - GM(mp+me) ř/r2  - GMmp ř/r2 su gas in caduta
Se la sorgente non ‘evapora’ e rimane elettricamente neutra
Frad ≤ Fgrav
L ≤ 4πGcmpM/σe
σeL/(4πr2c) ≤ GMmp/r2
L = 6.31 x 104 M erg/s = 1.26 x 1038 M/M●erg/s
Questo definisce il limite di Eddington
Me e’ la massa minima per avere bilancio tra pressione
gravitazionale e radiazione. Se la massa e’ minore non abbiamo
accretion
L ≈ 6.31 104 M erg/s
1.26 1038 (M/M●) erg/s
σe = 8/3 π ( e2/mec2)2 = 6.65 10-25 cm2
Me = 8 105 L44 M●
L44 e’ L in unita’ 1044 erg/s
tipica di una Seyfert
QSO ha L ≈ 1046 erg/s per cui deve avere massa almeno
M ≈ 108 M●
Le = 4πGcmpM/σe Luminosita’ di Eddington
Alte luminosita’ implicano masse elevate
Massa elevata in piccola regione  SMBH (efficienza anche)
Direct evidence of the black hole/accretion disk hypothesis: HST
image of the core of the lobe radio galaxy NGC 4261
radio
lobes
galaxy
nucleus
Evidenza presenza BH
Rs di un BH di M = 108 M● e’ 3 108 km o 2 AU ed anche con
accretion disk 50 volte maggiore e’ 0.1 mas a 10 Mpc
Mappe con attuale VLBI non sufficienti
30Rs
M87
Virgo A
Better images to:
find the core position
measure the jet dynamics
(starting velocity and
acceleration)
M87
at 86 GHz
Krichbaum et al. 2006
at 43 GHz (VLBA)
Ly et al. 1987
MKN501 at 86GHz
0.08 pc
CORE LOCATION: approaching the SMBH
Hada et al. 2012, observed
M87 at different frequencies
with VLBA. They estimated
the core shift because of
different optical depths.
The SMBH is at 14-23 Rs from
the 43GHz core
New observations with VLBA
and the GBT have been obtained
but not yet scheduled to observe
at 86 GHz and to obtain
images in the accretion region
Large scale jet direction
INNER JET PROPERTIES: jet launching region
R 0.56±0.03
parabolic
Conical shape
Non spinning
Max spinning
26 Dec 2005 in astro-ph/0512515
VLBI a 3.5 mm hanno mostrato che il diametro di Sgr A* e’
<= 1 AU.
Con questo raggio e limite massa si trova un limite alla densita’
6.5 1021 M0 /pc3
che fornisce la piu’ evidente prova che Sgr A* e’ un SMBH
Risoluzione angolare non sufficiente a vedere deformazione
disco di accrescimento da BH (BH shadow) ma lo sara’ possibile
con ALMA
MKN 501
VSOP observations
• The best resolution @1.6 GHz
is provided by Space VLBI
(obs. 4 Apr 1998)
• The image reveals an evident
limb-brightened structure in the
very inner jet and visible for
several parsecs:
– evidence of a velocity structure
starting near to the core (inner
fast spine, slower external layer)
– visible also in ground VLBI @22
GHz
– No proper motion found
comparing 9 different epochs (cfr.
Piner&Edwards)
VLBA+GO+RO+HALCA
10 hrs @1.6 GHz
10 mas
GMVA results
• The resolution is 0.16 x 0.08 mas, i.e. ~560 RS for MKN501
• . At this resolution:
– Compact core: OK!!
– Diffuse emission: difficult to clean/model; tentative jet P.A. ~170˚, OK with
22 GHz images, still different w.r.t. >2 and >20 mas
• encouraging result for current mm-VLBI and promising about upgrades
• Preliminary scientific applications:
– core spectrum; flux density at 86 GHz follows the lower frequency optically
thin part
– TB > 109 K
0.5 mas
0.5 mas
Misura della Massa di un BH
Massa Buco nero tramite metodi diretti: dinamica stelle o gas
Indiretti: correlazioni
1) Variabilita’
D
2) Curve di rotazione – cinematica
3) Relazioni
I
4) Reverberation mapping
D/I
Ferrarese et al. ApJ 555 L79 2001
ApJ 539 L9 2000
Miyoshi et al. 1995 Nature 373, 127
Tremaine et al. 2002 pJ 574, 740
Peterson Space Sci Rev 2014 183,253
D
1 - Variabilita’
AGN mostrano variabilita’ in tutte le bande; X ottica e radio
-- Il tempo di variabilita’ deve essere ≤ light crossing time ct
-- Da relazione M/L ho una stima della Massa
Grande Massa in piccolo raggio  BH
VARIABILITÀ
Per postulare la presenza di un oggetto estremamente
compatto all’interno delle galassie attive
utilizziamo l’argomento della variabilità degli
spettri di queste sorgenti.
Variazioni in luminosità non possono accadere in tempi
minori del tempo di attraversamento della regione dalla
quale provengono:
R
D t   R  cD t
c
per tempi di variabilità dell’ordine della decina di giorni
(105s) si ottiene che la regione emettitrice avrà un diametro non
superiore ai ~10-3 pc.
Da notare che questo limite si riferisce alle regioni
responsabili della variabilità.
Il record di variabilità è da attribuirsi ad un BL Lac
(Dt~11min) per cui la regione emettitrice causa della
variabilità risulta essere < 2·1013 cm.
VARIABILITÀ
( 2)
Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della
regione emettitrice per postularne la compattezza: occorre
stimarne anche la massa.
Se una sorgente, a cui è associata un’efficienza di
conversione materia-energia h, di luminosità L ha emette
su tempi scala pari a Dt, la sua massa M si può calcolare
da:
LDt
M  2
hc
Per gli AGN, conoscendo Δt e stimando come limite un η
pari al 10%, ricaviamo la massa della regione emettitrice,
in media pari a 108-10M☼.
Stimato grossolanamente le dimensioni della regione
emettitrice dell’ordine di ~1015cm e utilizzando una massa
di 108M☼, si ottiene:
R 2G
 2 e si può quindi ipotizzare
M
c
la presenza di un BH.
2 – Curve di rotazione - cinematica
NGC 4258 curve di rotazione water maser
L’emissione Maser si estende da 0.16 a 0.28 pc
Mbh = 3.6 107 M● (Myoshi et al. 1995 Nature 373, 127)
Moto delle stelle al centro della nostra galassia (near IR)
La stella con orbita piu’ stretta si avvicina a 130 AU
Posizione BH coincide con radio ed X-ray sorgente, variabile
Mbh ≈ 3 x 106 M●
Like a laser, the emission from a maser is stimulated (or seeded) and
monochromatic, having the frequency corresponding to the energy
difference between two quantum-mechanical energy levels of the
species in the gain medium which have been pumped into a nonthermal population distribution.
Se misuriamo velocita’ stelle vicino a sfera di infuenza BH ci
aspettiamo che la loro velocita’ aumenti a causa del BH
Se Mbh = 108 M● la sfera di influenza e’ 11pc = 0.14” per Virgo
Centaurus a – NGC 5128
Velocities derived from Doppler shifted lines on either side of nucleus
require ~3 billion solar masses.  a blackhole!
SMBH e non gruppo di stelle massicce infatti:
se mettiamo 3 x 106 M● in un raggio < 130 AU abbiamo un tempo di
collisione tra stelle di circa 10 anni per cui non puo’ essere stabile
3) Relazioni
relazione tra Massa
e dispersione di velocita’
The AGN Mass–Luminosity Relationship
Correlazione tra Mbh luminosita’ del bulge
dispersione velocita’ nel bulge
Troviamo Mbh = Cб4 essendo (Faber-Jackson) L  б4  Mbh
proporzionale a Luminosita’ del bulge
Kormendy and Richstone (1995 ARAA 33, 581) e
Magorrian et al. (1998 AJ 115, 2285)
trovano che Mbh scala linearmente con M assoluta in B
del bulge (galassie E)
ma large scatter non giustificato da incertezze dati
Correlazione migliora con dispersione di velocita’ delle stelle del bulge
log Mbh = 4.8 (±0.5) log бc - 2.9(±1.3)
in M●
Legato a formazione BH – possibilita’ collegamento tra Mbh e massa
bulge (б)
Oppure e’ una misura indiretta del potenziale in cui BH si e’ formato
Shields et al. 2003 (ApJ 583, 124) mostra che la relazione
б –Mbh si puo’ estendere alle quasar usando la luminosita’ del
continuo e l’ampiezza della broad Hβ per stimare la massa
mentre la dispersione di v delle stelle la deriva dalla ampiezza
della narrow [OIII]
Risultato: debole o assenza correlazione della massa del
BH e della dispersione di velocita’ delle stelle con z (fino a z=3)
Da cui idea che crescita BH e bulges e’ simultanea
Problemi: misuriamo massa a distanza del BH di circa 100 pc
moti possono essere complessi e influenzati da pressione
4) Reverberation mapping
Vedi Peterson & Horne astro-ph/0407538
26/07/2004
Osservativamente difficile – richiede osservazioni per lungo tempo
Osservando differenza di tempo tra variabilita’ nel continuo
nucleare
e variabilita’ delle righe (BLR) trova distanza emission line region
dal nucleo abbiamo quindi r
da ampiezza delle righe ne consegue che conosciamo la velocita’
Mbh = V2r/G
Punti fondamentali per reverberation mapping:
Il continuo ha origine in una sorgente centrale singola
in una Seyfert circa 1013 – 1014 cm cioe’ circa 100 volte
piu’ piccola della BLR
Il light travel-time dato da r/c e’ dell’ordine di alcuni giorni
luce
Il tempo di ricombinazione cioe’ il tempo di riequilibrio del gas in
seguito alla variazione del continuo e’ circa 0.1 hr cioe’
istantaneo rispetto al travel time
Il tempo dinamico per variazioni nella BLR e’ di alcuni anni
questo e’ un limite superiore alle osservazioni di reverberation
onde evitare problemi con la misura del travel time
Esiste correlazione tra variazioni continuo e luce ionizzante
Un buon esempio ben discusso lo trovate in Bradley et al.
Astro-ph/0506665 (27-06-05)
Ferrarese et al. astro-ph/0603840 ha dimostrato
che 50 – 80 % delle galassie di bassa o intermedia Lum. hanno al
centro un nucleo stellare compatto che seguono le stesse
correlazioni dei SMBH in massive galassie.
Da questi risultati si puo’ dedurre che un prodotto legato alla
formazione delle galassie e’ la creazione di un central massive
object (CMO) che puo’ essere a seconda dei casi un SMBH o un
nucleo stellare che contiene circa 0.2 % della massa della G
Reines et al. arXiv:1308.0328 studiando galassie di bassa massa,
trovano 151 dwarf G. con evidenza della presenza di un SMBH
di 105 – 106 masse solari.