Microquasar:

Sorgenti X galattiche associate a sistemi binariPoco piu’ di una decina

Moti jets in alcuni casi superluminali

Emissione X da accrescimento da cui mini quasar; tempi scalamolto piu’ corti

Relativistiche ma non superluminali: SS433Superluminali: GRS1915+105========================================================SS433 a circa 6 kpc – al centro del resto di Supernova W50eta’ circa 40000 anni

In ottico righe H ed He spostate 70 km/sec (stazionarie) darotazione differenziale galassia

Righe H verso R e B con velocita’ dell’ordine di 0.2c mobili nel tempocon variazioni di v di circa 1000 km/sec da un giorno all’altroTrovato andamento periodico con periodo = 164 gg e <v> = 12000 km/s

Modello: binaria X con jet relativistico + precessioneI 2 getti producono i due sistemi di righe mobili con v = 0.26ccon precessione con periodi di 164 gg angolo di 80 gradi tra asse cono precessione e linea di vista;semiangolo del cono di precessione di 20 gradi Getti pesanti di barioni non plasma di e+ ed e- per cui righe dal getto

Torna con formule doppler boosting relativistico; le righe stazionarieNON dal getto ma dal disco di accrescimento!

Binaria non visibile ma disco di accrescimento si, con variazione ciclicarighe stazionarie da binaria con periodo 13ggSembra che accretion sempre accompagnato da outflow!

Jets precessano angolo 20o T 164g

Precessione dovuta a precessione disco di accrescimento:Stella compagna per effetti mareali non sferica da cui momento torcente su disco e quindi precessione.

Righe mobili molto strette da cui spessore jet deve essere piccoloSi ricava angolo di apertura di 4 – 5 gradi

I getti responsabili deformazione supernova (figura) da cui massa e flusso ed energia cinetica nei gettiSi ottengono valori

M● = 3 x 10-6 M●/anno

Flusso energia cinetica >> LE per BH di massa solare se ne deduce:

Massa BH dell’ordine di 50 Masse solari e ancheAccrescimento supercritico (quindi BH ruotante!)

Accretion in super E possibile con BH ruotante ed implicamassa in eccesso espulsa (jets)Diffusione radiativa in presenza di forti contrasti di densita’minimizza il gradiente della pressione di radiazione e porta alsuperamento del limite di Eddington

Vedi ad es. Begelman 2006: astro-ph/0203030 + referenze

Superluminal X-ray binaries – solo 3 note per oraEmissione fortemente variabile

GRS 1915+105

BH – accretion disks - collimated jets

X-ray luminosita’ >> limite di Edd

Jets leggeri (plasma di e+ ed e- in campo magnetico)

intermittenti -- misurato moto in entrambi i jets da cui……

Da studi assorbimento HI risulta D = 12.5 ± 1.5 kpc e diventaV = 0.92c con angolo = 70 gradi se ho D ricavo angolo!!!!!

Accretion rate eccezionalmente altoCollegamento tra evoluzione accretion disk e formazione jetrelativistico su tempi scali molto piu’ brevi di QSS

Lo svuotamento e successivo riempimento di X-ray emitting disk coincide con emissione jet

Con disco quasi vuoto emissione dovrebbe cessare

Importante e’ oscuramento AGN da dust e gas

Esistono S1 ed S2, esistono Quasar di tipo 2? Quante?

per gli oggetti radio loud posso dire che FR II sono lacontroparte delle QSS, ma per radio quiete? Tutte le galassiehanno un AGN dentro? Radio quieto? Ed alle altre bande?

Una forte indicazione che la maggior parte dei fenomeni di accrescimento e’ oscurato viene dal fondo X. Lo spettro della radiazione di fondo in banda X e’ piu’ hard di quello previsto dalla somma degli AGN non oscurati che invece sono in accordocon il fondo X molle. Questo implica la presenza di un numerosignificativo di AGN la cui emissione X molle e’ assorbita, ma quella hard no.

Radiazione di fondo

E’ presente in diverse bande:

Millimetrico: radiazione di fondo di CN -- sicuramente cosmologica

Radio ottica e vicino UV e’ risolta e dovuta a sorgenti discrete

X-Ray e Gamma Ray

Nella regione intermedia non si puo’ dire nulla causa assorbimentoda H in nostra galassia

I nuclei attivi• 1-10% delle galassie possiedono un nucleo attivo • Tre semplici argomenti contro l’ipotesi di emissione

stellare:1) Variabilita’: tempi scala brevi regioni compatte2) Spettro di emissione: completamente diverso dallo

spettro delle varie popolazioni stellari e indicativodi processi non termici

3) Energia coinvolta

La spettro multifrequenza degli AGN

Banda XRadio sub-mm Infrarosso ottico UV

Nella banda X le frequenze generalmente si misurano in eV o keV:

1 keV = 2.4 1017 Hz = 12.4 Angstrom = 107 K

Spettro in energia e fotoni e unita’ di misura piu’ comuni

Componente principale dello spettro X: legge di potenza Spettro in energia:• F(E) = C E- misurato in keV/cm2/s/keVSpettro in fotoni:• N(E) = D E- misurato in fotoni/cm2/s/keV • F(E) = E x N(E) E-α = E x E-Γ = E-(Γ-1) Γ = α+1α= indice spettraleΓ= indice in fotoni (photon index)

Esempio di spettro X

Spettro in fotoni N(E)fotoni/cm2/s/keV

Spettro in ExF(E)keV/cm2/s

α=0.7 Γ=1.7

Quasar 3c273

Spettro X medio: altre componenti oltre alla legge di potenza primaria

Seyfert 1

Seyfert 2

Riga di emissionedel ferro

Decrescita (cut off) esponenzialealle alte energie

Picco di riflessione

Le regioni piu’ interne dell’AGN:il modello base e i meccanismi di emissione

Black hole Accretion disk T~106 K

Hot electrons T~108-9 K

Rg=GM/c2=raggio gravitazionale MBH=106-109 masse solari

~104 rg

~102 rg

T~108-109 K

Emissionetermica

Continuo di riflessione ComptonComptoninverso

Lo spettro in banda X

Black hole Accretion disk

Hot electrons

osservatore

Legge di potenza primariaEccesso softContinuo di riflessioneRiga del ferro

F(E) = C E- e(-E/Ec) [1+ A(E) ] + BB(E) + G(E)

Negli AGN radio loud una ulteriore componente dello spettro proviene dal jet

Il modello unificato: oscuramento

Il toro oscurante: gas+polvere, T<105 K, r~1-10 pc

Sy1 ottiche non assorbite in banda XSy2 ottiche assorbite in banda X

Fabs(E) ~ Funabs e-NHσE + Funabs Atoro(E)

Componentetrasmessa

Componenteriflessa

AGN oscurati

osservatore

1-100 pc

T<105 K

NH=1021-1025 cm-2

Sezioni d’urto

σT

Abbondanze cosmichedei metalliσE ~ E-2.5

σT>σE at E> 10 keV

Iobs(E)/Iint(E) ≈e-τ

τ=-NHσE

σE ≈E-2.5 l’emissione nucleare e’ trasparente alle alte energieSolo H + He

σE = sezione d’urto per l’assorbimento fotoelettricoσT = sezione d’urto per lo scattering ThomsonNH = densita’ di colonnadi idrogeno equivalente; unita’ di misura : cm-2

Edge del ferro a 7.1 keV

L’assorbimento dei fotoni X e’ essenzialmente dovuto ai metalli

Assorbimento fotoelettrico + scattering

Iobs(E)/Iint(E) ≈e-

= -NH

Per NH>σT-1~1.5 1024 cm-2

un contributo significativo all’opacita’ e’ dato dallo scattering. Questi oggetti vengono chiamati Compton-thick. Gli oggetti con oscuramento al di sotto di questasoglia vengono detti Compton-thin

Linea tratteggiata = solo assorbimento fotoelettricoLinea continua = assorbimento + scattering

Esempi di AGN con diversi gradi di oscuramento

logNH<24Compton-thin

logNH>24Compton thick

Il gas freddo presente nel toro contribuisce all’emissione di riga del ferro Kα.

Al crescere della colonnadi idrogeno equivalente NH lo spettro e’ assorbito fino ad energie sempre maggiori.

Esempi osservativi

Seyfert 2

QSO

Fabs(E) ~ Funabs e-NHσE + Funabs Atoro(E)

Spettro non assorbitoSpettro assorbitoComponente trasmessaComponente riflessa

Esempio di spettro Compton-thick con assorbimento logNH=24.5

Componenteriflessa

Componentetrasmessa

osservatore

Esempi osservativi di AGN Compton-thick

logNH>25

logNH~24

logNH~24Componente trasmessa

Componente riflessa

Seyfert 2 NGC4595 : logNH~24 riflessione + trasmissioneSeyfert 2 NGC1068 : logNH>25 sola riflessione

Sorgente IRAS 09104+4109

La scoperta del fondo cosmico in banda X

Giacconi 1962. Il fondo in banda X e’ stato il primo fondo scoperto

Osservazioni nella banda 2-6 keV

I conteggi dei due rivelatori sono maggiori di zero lungo ogni linea di vista fondo di radiazione diffuso

Immagine della luna ottenutacol satellite ROSAT (0.5-2 keV)

La luna proietta un’ombra sul fondo cosmico

ROSAT E~0.25 keV

HEAO-1 E~10 keV:A queste energie la Galassia e’ trasparente

Grado di isotropia dello XRB:

~3% su scale del grado quadrato

L’isotropia suggerisce un’origine

extragalattica

Mappe del cielo in banda X

P i a n o g a l a t t i c o

P i a n o g a l a t t i c o

La radiazione cosmica di fondo nelle varie bande

Radiazione di fondo a 3KCMB (cosmic microwave background)

ottico=stelle

X-ray Background = AGN

2 keV

soft hard

Infrarosso=stelle(+AGN?)

Lo spettro del fondo cosmico di raggi X

I primi dati (1980) ottenuti nel range 3-60 keV si potevano ben riprodurre tramite uno spettro termico prodotto da un plasma caldo otticamente sottile: F(E)~ E-0.29e-E/41keV (bremsstrahlung)

Emissione del fondo X dovuta a un gas caldo diffuso che pervade l’Universo? No per due motivi:

1) Sottraendo dallo spettro del fondo il contributo degli AGN noti a quel tempo si perdeva la forma di bremsstrahlung

2) Lo spettro della CMB e’ un black body quasi perfetto: un gas caldo (T~40 keV ~ 4 108 K) avrebbe prodotto distorsioni sullo spettro della CMB che invece non si osservano

Altra ipotesi: il fondo X risulta dalla somma dell’emissione di sorgenti puntiformi. Quali sorgenti? AGN: sono le sorgenti extragalattiche piu’ brillanti e hanno una forte evoluzione cosmologica. Le lievi fluttuazioni del fondo, inferiori al 3% su scale del grado quadrato, indicano che le sorgenti puntiformi responsabili dell’emissione di fondo devono essere molto numerose (> 1000 per grado quadrato).

Spettro del fondo: α=0.4

Spettro degli AGN non oscurati: α=0.9

Il paradosso spettrale: lo spettro in banda X degli AGN brillanti non oscurati (α~0.9) e’ troppo ripido per produrre lo spettro del fondo (α~0.4) contributo fondamentale da parte degli AGN oscurati

Il Modello Unificato

Il modello unificato: oscuramento

Il toro oscurante: gas+polvere, T<105 K, r~1-10 pc

Sy1 ottiche non assorbite in banda XSy2 ottiche assorbite in banda X

Nota

• In banda X si osservano spesso “Edge” piuttosto che righe di assorbimento: cio’ e’ dovuto al fatto che i livelli sovrastanti a quello in cui si trova l’elettrone che interagisce con il fotone X sono tutti occupati da altri elettroni e dunque una ionizzazione e’ piu’ probabile di una transizione

Esempi osservativi di AGN Compton-thick

logNH>25

logNH~24

logNH~24Componente trasmessa

Componente riflessa

Seyfert 2 NGC4945 : logNH~24 riflessione + trasmissioneSeyfert 2 NGC1068 : logNH>25 sola riflessione

Sorgente IRAS 09104+4109

Il numero degli AGN oscurati e la distribuzione dei loro assorbimenti e’ nota solo per le galassie di Seyfert nell’Universo locale: l’evoluzione cosmologica della distribuzione di NH e del rapporto fra AGN oscurati e non e’ ancora poco conosciuta..

Nonostante gli AGN oscurati, in particolare gli oggetti Compton-thick (NH>1024 cm-2), siano piu’ difficili da osservare, si stima che nell’Universo locale siano almeno 4-5 volte piu’ numerosi degli AGN non oscurati. Dunque circa l’80-90% della popolazione di AGN locali e’ oscurata. La meta’ di essi sono Compton-thick.

21 22 23 24 25 logNH

fra

zion

e

Gli effetti dell’oscuramento sui conteggi di AGNLa relazione logN-logS: conteggi di sorgenti al di sopra di un certo flusso S. A flussi molto brillanti dominano gli AGN non oscurati, a flussi deboli dominano gli AGN oscurati

Nel caso di unUniverso euclideoN(>S)~S-1.5

[cgs] = erg/cm2/s

L’integrazione del fondo cosmico

Funzione di luminosita’In banda X

Spettro in banda X

I

I(E)=intensita’ del fondo cosmico . Solitamente simisura in keV/cm2/s/sr/keV

Rappresentazione schematica della funzione di luminosita’ ed evoluzione cosmologica degli AGN

Evoluzione in densita’:

agn in media piu’ numerosi in passato

Log L

Log ρ

z=0

z=1

Log L

Log ρ

z=0

z=1

Evoluzione in luminosita’: agn in media piu’ luminosi in passato

ρ~L-γ1 L<LB

ρ~L-γ2 L>LB

γ1~1.4γ2~3.4 logLB(z=0)~44

L(z)=L(0)(1+z)β

β~2.6 (z = redshift)

Funzione di luminosita’ degli AGN non assorbitinella banda soft (0.5-2 keV)

L’evoluzione osservata e’ piu’ complicata rispetto ad una semplice evoluzione in luminosita’(Pure Luminosity Evolution, PLE) o in densita’

Cio’ che si e’ osservato di recentee’ una evoluzione in densita’dipendente dalla luminosita’(Luminosity Depedent DensityEvolution, LDDE) in cui il tasso di evoluzione e’ piu’elevato ad alte luminosita’

L’evoluzione cosmologica degli AGN nella banda 0.5-2 keV

Densita’ numerica Densita’ di luminosita’

Gli oggetti di alta luminosita’ hanno un picco di densita’ a redshift piu’ alti rispetto agli oggetti di bassa luminosita’

Dipendenze della frazione di AGNoscurati con la luminosita’ e il redshift

Le osservazioni piu’ recenti suggeriscono che il numero di AGNoscurati decresce ad alte luminosita’ intrinseche. Un’interpretazioneplausibile e’ che ad alte luminosita’ la pressione di radiazione spazzivia il materiale oscurante.

Il fit allo spettro del fondo cosmico di raggi X

Descrizione delle curve:AGN non assorbitiAGN assorbiti Compton-thinAGN assorbiti Compton-thickTotale AGN

AGN Compton-thick necessari per riprodurre il fondo a 30 keV

I campi piu` profondi in banda X e la frazione di fondo risolto

rosso = 0.3 -1 keVverde = 1 - 2 keVblu = 2 -7 keV

Osservazioni del satellite Chandra, tempo di integrazione = 20 giorni!

Immagine X del campoChandra Deep Field North

20 arcmin

Il fondo risolto in sorgenti singole

La maggior parte della radiazione di fondo cosmico nella banda 1-10 keV e’ stata gia’ risolta in sorgenti singole nei Chandra Deep Fields. Le successive osservazioni di spettroscopia ottica hanno in effetti dimostrato che tali sorgenti sono in larga maggioranza AGN, in particolare AGN oscurati.

Fondo risolto = sommadelle sorgenti nei Chandra Deep Fields

XRB isotropo per cui EG – lieve anisotropia in banda 2-10 keVdovuto a nostra galassia

Anisotropia dipolo dovuto a moto galassia

A energie < 0.5 keV emissione galattica ed assorbimento Fotoelettrico da ISM annullano fondo X

Quindi fondo X da 0.5 keV a MeV: 4 decadi

Maggior parte fondo X tra 20-40 keV

Satelliti X principalmente sui 3-5 keV

In banda soft 1 – 5 keV ROSAT ed ora CHANDRA hanno risolto80 – 100% di emissione di fondo essenzialmente dovutaad AGN con BLRQuindi flusso totale visto nel fondo X e’ in accordo con somma deiFlussi aspettati da AGN in banda soft.

Ma spettro AGN e XRB diventano diversi a 10-30 keV. In questa banda il contributo degli AGN noti cala a 10%Modelli con elevata componente di Compton reflection (X duri)non tornano ne’ come numero ne’ come spettro (Setti + Comastri)

Soluzione accettata e’ AGN oscurati visibili quindi solo in regionehard (Comastri et al. 1995, AA 296, 1). Se abbiamo un alto numerodi AGN oscurati questi pesano poco – niente in regione soft madiventano importanti in regioni hard. Da fondo X possiamo dedurre numero e proprieta’ integrate di AGN oscurati e stimare quindi la densita’ di massa dei BH

Con maggiore dettaglio:

Tra 0.1 e 0.5 keV origine galattica, una bolla di gas a 106 K

Tra 0.5 e 2.0 keV legge di potenza con = 1.0 – 0.7 Steeper rispetto a estrapolazione di hard X

Tra 3—20 keV flat power law con ≈ 0.4

La conoscenza dello spettro di emissione termico esclude che XRBvenga da gas diffuso caldo intergalattico che in caso contrario miavrebbe influenzato la radiazione cosmica di fondo a 3 K

News:

Moretti et al A&A 2012:Osservato deep field di CHANDRA con XRT (minore risoluzioneangolare, sensibilita’ inferiore per sorgenti singole, ma livello di fondo inferiore)

Sottratte tutte le sorgenti di CHANDRA

Rimane una componente di fondo non risolta molto piu’ dura del fondo X totaleoscurati e lontani??